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Se vienen tiempos turbulentos para las estrellas binarias

Las estrellas no son más que bolas de gas que queman hidrógeno en sus núcleos. La energía que se desprende de la fusión evita que la estrella colapse por su propia gravedad, hasta que el hidrógeno se acaba. Cuando el núcleo de la estrella se queda sin combustible, éste se contrae y las capas externas de la estrella se eyectan; la estrella se convierte en una gigante roja. En el caso de que la gigante roja tenga una compañera, la expulsión de las capas externas extrae energía y momento angular orbital y hace que las estrellas se acerquen. El gas que está siendo expulsado envuelve a las dos estrellas; fase evolutiva que conocemos como envoltura común (info, en inglés). A pesar de que muchos sistemas binarios pasan por este estado en su evolución, hay mucha incertidumbre en los detalles que gobiernan este proceso. Con una nueva técnica, los autores han simulado la fase de envoltura común en un sistema binario y han encontrado detalles nunca estudiados anteriormente.

 

Spiral-in of the stellar components

Figura 1 (Figura 1 del artículo): Distancia entre las estrellas en función del tiempo (línea azul) y semieje mayor (línea roja). El decaimiento orbital es muy importante al principio, pero se estabiliza con el tiempo. Teniendo en cuenta que el periodo orbital es 23 días, la separación inicial decrece un factor 5 en menos de una órbita. Las fluctuaciones se deben a la excentricidad de la órbita. En el recuadro se detallan las posiciones de las estrella gigante roja (línea roja) y su compañera (línea azul) en los primeros 80 días de la simulación.

Las simulaciones numéricas no son fáciles

Las simulaciones numéricas de procesos hidrodinámicos, casi todas en los que se intenta modelar el comportamiento de un gas, son muy costosas computacionalmente. Por un lado, tenemos los procesos termodinámicos del gas en escalas espaciales y temporales diminutas; y por otro, tenemos los procesos de la evolución estelar y orbital, que involucran distancias y tiempos enormes. Incluso con la tecnología actual, tenemos que buscar un compromiso que nos permita simular la evolución de los sistemas binarios en las escalas grandes (1014 cm y meses), pero con un resolución suficiente como para extraer información de las escalas pequeñas (109 cm y horas). La idea básica de una simulación consiste en dividir el espacio en casillas o celdas y resolver las ecuaciones físicas pertinentes en pasos de tiempo pequeños para todas las celdas. El tamaño y forma de las casillas es clave para la interpretación de los resultados, aunque los detalles son complicados.

Los autores utilizan entre 1.8 y 2.7 millones de celdas, que llegan a ser hasta 30 veces más pequeñas que en simulaciones anteriores. Han adaptado un código, llamado AREPO (i, ii, iii), que resuelve las ecuaciones físicas a lo largo la trayectoria del flujo de gas (moving-mesh). Esto les permite mejorar la resolución de su simulación, e incrementarla en las regiones más interesantes. Además, pueden cambiar el paso de tiempo individualmente para cada celda, de manera que los cálculos son mucho más eficientes y llevan menos tiempo. El sistema binario que han simulado consiste en una estrella de 1.99 masas solares (con un núcleo de 0.38 masas solares) y una compañera de 0.99 masas solares. La separación inicial entre las estrellas es 49 radios solares y el período orbital es 23 días.

Simulación de envoltura común. Crédito: Sebastian Olhmann

Figura 2 (Figura 3 del artículo): Capturas de la simulación de la fase de envoltura común, donde la escala de color indica la densidad local del gas. La descripción de la figura se detalla en el texto principal.  Crédito: Sebastian Ohlmann

Así empieza la fase de envoltura común

La expansión de las capas externas de la gigante roja causa que la órbita se contraiga, muy rápidamente al principio (ver figura 1), al tiempo que se vuelve excéntrica. Al poco tiempo, las estrellas generan ondas de choque que se extienden por la envoltura, y gobiernan la eyección de masa (ver figura 2). Según las estrellas orbitan alrededor de su centro de masas, la estructura de brazos espirales generada por las ondas de choque se enrolla y aparecen capas circulares (figura 2, arriba a la derecha). El gas se mueve a distinta velocidad en cada una de esas capas, y aparecen esfuerzos de cizalla. Esto da lugar a inestabilidades Kelvin-Helmholtz, que terminan dominando el flujo de materia (figura 2, abajo centro y derecha). ¡Es la primera vez que de una simulación se obtienen estas regiones inestables en la envoltura común!

Al final de la simulación solamente el 8% de la masa de gas se ha desprendido del sistema binario, lo que concuerda con el resultado de otras simulaciones. Si el ritmo al que se eyecta el gas se mantiene, la envoltura común tardaría 100 años en desprenderse. Este resultado se encuentra dentro de las estimaciones, que por otro lado son bastante vagas, ya que no contamos con estudios observacionales durante la fase de envoltura común. Lo que sí se han observado son sistemas después de haber abandonado esta fase evolutiva. La separación entre las estrellas que se ha observado es por lo general menor que la que se obtiene con la simulación. Como la simulación ignora algunos procesos físicos del gas, como la ionización y la recombinación, la energía interna del gas no está bien descrita. Es posible que una prescripción más realista del gas consiga reconciliar los resultados de las simulaciones con las observaciones.

Los autores encuentran con su simulación que las inestabilidades dominan el flujo de masa durante la eyección de la envoltura común. Esto implica que hay regiones en la envoltura que son inestables frente a la convección. Y si la convección es importante en la envoltura, podemos empezar a describir la manera en la que se transporta energía, masa y momento angular durante esta fase evolutiva. Los autores planean refinar sus simulaciones incluyendo más efectos físicos del gas, para confirmar este hallazgo. ¡Yo no puedo esperar a ver el resultado!

 

Comentarios

2 comentarios en “Se vienen tiempos turbulentos para las estrellas binarias

  1. Reblogueó esto en Dreaming of starsy comentado:

    Otro astrobito… Esta vez sobre un artículo que publica un amigo mío, a punto de defender su tesis doctoral. Nuevos refinamientos de simulaciones hidrodinámicas han permitido “observar” grandes perturbaciones en la fase de envoltura común en estrellas binarias. Viene con vídeo y todo. ¡Espero que les guste!

    Publicado por AstroRoque | 09/05/2016, 20:17

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