Desvelando las misteriosas binarias AM CVn

• Título del artículo original: “High-Speed Photometry of Gaia14aae: An Eclipsing AM CVn That Challenges Formation Models”
• Autores: M. J. Green, T. R. Marsh, D. T. H. Steeghs y 19 otros
• Institución del primer autor: Astronomy and Astrophysics Group, Department of Physics, University of Warwick, Coventry, Reino Unido.
• Estado de la publicación: Publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society el 5 de febrero de 2018.

Imagen destacada: Modelo de un sistema binario de tipo AM CVn, creado con el software BinSim.  Crédito: David Levitan

Las escurridizas estrellas binarias AM Canum Venaticorum

Los sistemas AM Canum Venaticorum, o AM CVns para acortar, son estrellas binarias en los que una estrella degenerada o semidegenerada‡ alimenta un disco de acrecimiento alrededor de una enana blanca. Las dos componentes estelares, la enana blanca primaria y la estrella degenerada secundaria, orbitan alrededor del centro de masas con periodos de entre 5 y 65 minutos, lo que las convierte en sistemas binarios ultracompactos (en este astrobito también hablamos de otro sistema ultracompacto). Son además sistemas muy interesantes para estudiar procesos de acrecimiento, ya que  están básicamente formadas por helio y elementos más pesados, y que por tanto carecen de hidrógeno. Los AM CVns producen estallidos en los que gran parte del material del disco cae hacia la enana blanca, también podrían producir novas de helio o incluso llegar a producir supernovas especialmente débiles, de las llamadas tipo ‘.Ia’. Y por si fuera poco, también serán de los primeros sistemas que esperamos continuar detectando en ondas gravitacionales con instrumentos espaciales como LISA pathfinder.

Si bien el estudio de AM CVns es crucial para entender muchos fenómenos físicos, es un campo de estudio muy exigente. Pues son sistemas muy poco luminosos, con lo que es muy difícil detectarlos. La evolución que convierte en un sistema binario en una AM CVn es larga y complicada, y muchas de las predicciones teóricas siguen sin poder comprobarse. Además, solamente se conocen unas 50 AM CVns aunque los modelos evolutivos estiman que debería haber cientos de ellas en nuestra galaxia. Los autores del artículo de hoy estudian en detalle las características de la AM CVn Gaia14aae, y comparan los resultados con distintos modelos evolutivos para intentar desvelar cómo se forman estos sistemas.

El caso de Gaia14aae

Figura 1 (Figura 5 del artículo original): Curva de luz en la que se ve el eclipse en Gaia14aae. Se muestran las contribuciones de la enana blanca (azul), el disco de acrecimiento (verde) y el bright spot (cian) al modelo total (rojo). Destaca una característica alrededor de la fase 0.10, que el modelo no puede ajustar.

Gaia14aae es una de las tres únicas AM CVns que es eclipsante, y la única en la que la enana blanca se eclipsa totalmente. Este hecho la convierte en un laboratorio único para conocer sus características ajustando un modelo teórico a la curva de luz.

Los autores han observado decenas de eclipses de Gaia14aae con instrumentos de respuesta muy rápida (ULTRACAM y CHIMERA), para que la cobertura de la curva de luz sea muy densa y sin huecos.

Modelar una curva de luz no es tarea fácil. La curva de luz de Gaia14aae está dominada por la enana blanca (ver figura 1), pero como las observaciones se extienden un par de años, hay cambios temporales en la luminosidad de aproximadamente el 30%. En estos sistemas, el chorro de material que viene de la estrella secundaria impacta en el disco de acrecimiento y crea una región muy caliente y luminosa que se conoce como bright spot (ver la imagen destacada en la cabecera). El bright spot de Gaia14aae es inusualmente débil, por lo que pequeños cambios en la luminosidad del disco pueden ocultar o enmascarar su eclipse. Además, hay un pequeño remonte en la luminosidad sin explicar alrededor de la fase 0.10, que justo coincide con el egreso del eclipse del bright spot.

Figura 2 (Figura 8 del artículo original): Geometría de Gaia14aae según el modelo de la curva de luz. Se aprecia la estrella donante (amarillo), la enana blanca (blanco), el disco de acrecimiento (azul) y la luminosidad del bright spot (rojo). La extensión del disco de acrecimiento ocupa casi todo el lóbulo de Roche de la enana blanca (línea punteada). El bright spot no se encuentra cerca del borde del disco de acrecimiento y aparece elongado.

A pesar de todas estas dificultades, los autores utilizan el tiempo de eclipse de la enana blanca, el tiempo de ingreso o egreso de la enana blanca en el eclipse y las fases en ingreso y egreso del bright spot para determinar las masas y radios de las componentes estelares y la inclinación del sistema. La razón entre las masas de los componentes estelares es extrema: la estrella primaria es casi 35 veces más masiva que la secundaria. Con esas masas, la estrella secundaria no estaría degenerada.

La geometría del sistema está representada en la figura 2. Cabe destacar que el disco de acrecimiento es casi tan grande como el lóbulo de Roche de la enana blanca. Esto supera el límite teórico a partir del cual la presencia de la estrella secundaria perturbaría el disco, pero es cierto que la teoría no incorpora algunos elementos esenciales para la física de los discos de acrecimiento como la viscosidad y no contempla casos donde la diferencia de masas es tan extrema.

También destaca que la posición del bright spot no está en el borde del disco de acrecimiento, sino que el material que proviene de la estrella secundaria parece atravesar el disco y depositar su energía en una región mucho más interna. La luminosidad del bright spot también aparece muy elongada, y no recuerda a la región más o menos puntual que se suele describir en teoría. Estas características tal vez se pueden explicar por cambios en la extensión del disco de acrecimiento.

Creando AM CVns

La historia evolutiva de Gaia14aae puede explorarse usando la masa de la estrella secundaria. Para la formación de AM CVns se han propuesto tres canales diferentes:

[1] Canal de enanas blancas: ambas estrellas del sistema binario se convierten en enanas blancas, cada una a su tiempo. Al hacerlo, las capas externas de cada estrella son eyectadas y envuelven al sistema binario, por lo que se conoce como fase de envoltura común. Al expulsarse el material de la envoltura común, se pierde momento angular y las estrellas se acercan hasta que alcanzan los periodos orbitales tan cortos que observamos. Se piensa que la mayoría de AM CVns se forman de esta manera, especialmente para periodos orbitales menores de 25 minutos.

[2] Canal de estrellas de helio: el sistema binario también hace frente a dos fases de envoltura común, pero la estrella más ligera no se convierte en enana blanca sino que sigue fusionando helio en su interior. La estrella de helio se volvería degenerada si el periodo orbital fuese menor de 40 minutos. Este canal también formaría muchas AM CVns.

[3] Canal de variables cataclísmicas evolucionadas: a la estrella secundaria se le termina el hidrógeno en su núcleo justo cuando empieza a transferir masa a la enana blanca primaria. Al principio, se observaría con una variable cataclísmica, pero evolucionaría lentamente perdiendo el hidrógeno de las capas externas y quedando solamente el helio del interior. Este canal podría producir algunas AM CVns, especialmente en periodos orbitales más largos de 40 minutos, pero no se espera que sea el canal dominante.

Los autores comparan las masas de las estrellas secundarias en Gaia14aae y YZ LMi (otra AM CVns con eclipses parciales) con las predicciones de distintos modelos evolutivos en la figura 3. Las líneas continuas representan el canal [1], las líneas de trazos representan el canal [2] y las líneas de puntos y trazo y punto representan el canal [3] para enanas blancas primarias de 0.85 y 0.6 masas solares. Cuanto más abajo se encuentra la línea, más degenerada se encuentra la estrella secundaria.

Figura 3 (Figura 13 del artículo original): Estimaciones de masa y radio para las estrellas secundarias en Gaia14aae (rojo) y YZ LMi (azul). Las distintas líneas representan la evolución de las estrellas secundarias según los canales de enana blanca (líneas continuas), de estrella de helio (líneas de trazos) y de variable cataclísmica evolucionada (líneas de puntos y trazo-punto).

Mientras que YZ LMi parece concordar bien con las predicciones de los canales [1] y [2], la evolución de Gaia14aae:

• Es completamente incompatible con el canal de enana blanca [1], que se espera que forme la mayoría de AM CVns.
• Es difícil de comparar con el canal de estrella de helio [2], cuyos trazos evolutivos de detienen a periodos orbitales de 40 minutos. Si los trazos continuaran hacia la región que ocupa Gaia14aae, nos toparíamos con que la estrella secundaria debería estar completamente degenerada. Sin embargo, es posible que la degeneración pueda retrasarse hasta periodos mayores que el de Gaia14aae si la irradiación de la estrella secundaria es especialmente intensa.
• Se puede explicar perfectamente por el canal de variable cataclísmica evolucionanda, pero entonces el sistema debería ser muchísimo más rico en hidrógeno de lo que se observa. Esto es un gran problema, que sólo se podría reconciliar con escenarios extremadamente peculiares.

En el caso de Gaia14aae, las observaciones son muy contundentes. Ninguno de los canales puede explicar por qué la estrella secundaria no está degenerada ni por qué no se observa hidrógeno en el sistema. De modo que lo que tiene que mejorar es nuestro entendimiento teórico sobre la evolución estelar en sistemas binarios, sobre las fases de envoltura común y sobre los procesos de acrecimiento.

‡ La degeneración es un estado de la materia en la que las partículas se encuentran tan juntas que no pueden acercarse más. Decimos que un estrella es degenerada cuando su material está tan compactado que la presión de degeneración resultante previene un colapso mayor. En una estrella semidegenerada la presión de degeneración es importante, pero la estrella puede colapsar un poco más.