Las amistades peligrosas: el sistema binario SDSS J143317.78+101123.3

• Título: «An irradiated brown-dwarf companion to an accreting white dwarf«
• Autor: Juan V. Hernández Santisteban et al.
• Institución del primer autor: Department of Physics and Astronomy, University of Southampton, Reino Unido.
• Estado del artículo: Publicado en Nature el 19 de Mayo de 2016.

Crédito de la imagen destacada: René Breton (autor del artículo).

El canibalismo estelar entre las compañeras de un sistema binario no es noticia. En la mayoría de las estrellas binarias medianamente evolucionadas, una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro se nutre del gas de su compañera. Pero el sistema SDSS J143317.78+101123.3 ha llevado el acrecimiento al siguiente nivel. En él, una enana blanca ha devorado aproximadamente el 90% de la masa de su compañera, convirtiéndola en una enana marrón con una masa de unas 60 veces la masa de Júpiter. Con esa masa, la fusión de hidrógeno en el núcleo ya no es posible, aunque sí la del deuterio. Por esta razón, la irradiación proveniente de la enana blanca es comparable al flujo interno de la enana marrón. Este sistema no solamente se encuentra en un estadio crítico y poco estudiado de la evolución de estrellas binarias, sino que también exhibe un régimen radiativo al que no se ha tenido acceso antes. La irradiación puede alterar las propiedades de las atmósferas irradiadas, por ejemplo, causando su expansión. SDSS J143317.78+101123.3 es la primera oportunidad que los astrónomos tienen de estudiar los cambios que la irradiación produce en las enanas marrones.

Cada elemento del sistema binario emite luz en un rango particular del espectro electromagnético, y con características bien conocidas. Por ejemplo, la enana blanca domina en el rango ultravioleta, el disco de acrecimiento se vuelve importante en el óptico y necesitamos recurrir al infrarrojo para identificar y estudiar la enana marrón. De modo que estudiando distintas longitudes de onda, estudiamos diferentes aspectos de nuestro sistema binario. A veces la fotometría† es suficiente: en el ultravioleta nos permite estimar la temperatura de la enana blanca o en el infrarrojo nos permite saber si hay o no una enana marrón. Pero para estudios más exhaustivos se necesita espectroscopia†. Los espectros nos permiten clasificar las estrellas según su tipo espectral, y esto nos informa de su temperatura, su luminosidad, su masa, su radio y su estructura interna. Conociendo todos estos datos, podemos estudiar si las temperaturas o el radio de la estrella que observamos se debe a la irradiación o es característico de su tipo espectral. En el caso de las enanas marrones, un caso muy poco estudiado, es importante porque se estima que entre el 40% y el 70% de las estrellas variables cataclísmicas evolucionan convirtiendo sus estrellas secundarias en enanas marrones.

Figura 1 (Figura 1a del artículo original): Espectro del sistema SDSS J143317.78+101123.3 en diferentes rangos de longitudes de onda (λ). En el eje horizontal se representa la longitud de onda (en micras, 10^-6 m) y en el eje vertical se representa el flujo (en unidades del sistema cegesimal)  También se representan datos fotométricos† en las distintas bandas: en el ultravioleta (λ ~ 0.01 – 0.4 µm, datos de GALEX representados con estrellas azules), en el óptico (λ ~ 0.4 – 0.7 µm datos de SDSS representados con círculos púrpuras), en el infrarrojo cercano (λ ~ 0.8 – 2.5 µm, datos de UKIDSS representados con cuadrados naranjas) y el infrarrojo medio (λ ~ 2.5 – 50 µm, datos de WISE representados con rombos verdes). Se distinguen el espectro tomado con XSHOOTER (línea negra) y el tomado por SDSS (línea gris). Los autores modelan las contribuciones de la enana blanca (línea continua celeste) y del disco (línea punteada), y las restan del modelo total (línea roja). De este modo, podemos estudiar solamente el espectro de la enana marrón (línea verde amarillenta).

La transición de estrella a objeto subestelar

El estudio realizado por los autores es muy oportuno, pues con espectroscopía sólo se ha detectado un sistema, J1433, en el que una enana blanca acreta gas de una enana marrón. Existen otros sistemas como éste detectados con fotometría de alta velocidad. Además, antes de este estudio no existían observaciones que ayudaran a entender el efecto de la irradiación en las atmósferas de las estrellas donantes. El sistema SDSS J143317.78+101123.3 ha sido observado con el espectrógrafo XSHOOTER en el telescopio VLT (Cerro Paranal, Chile), que permite observar simultáneamente en el óptico y en el infrarrojo cercano. La enana marrón domina la emisión en el infrarrojo, mientras que el óptico las contribuciones del disco de acrecimiento y de la enana blanca son más importantes (Figura 1). Con modelos, se puede estimar la emisión de estos dos últimos y sustraerla del espectro total para aislar la contribución de la enana marrón. El espectro aislado de la enana marrón indica que su tipo espectral es L1, es decir, su temperatura es insuficiente para fusionar hidrógeno en su núcleo. Esto está de acuerdo con las estimaciones a partir de fotometría en banda J y con las predicciones de modelos evolutivos de estrellas binarias.

Esto indica que la estrella secundaria de SDSS J143317.78+101123.3 ha pasado de ser una estrella normal a una enana marrón u objeto subestelar. Por supuesto, hay otros escenarios posibles pero altamente improbables. La masa de la enana blanca concuerda con las predicciones de los modelos evolutivos y es similar a la de otros sistemas conocidos. Según los modelos evolutivos, cuando las estrellas secundarias se trasforman en enanas marrones, el periodo orbital ha decrecido hasta los 80 – 86 minutos. Así que, el periodo orbital de J1433, unos 78 minutos, también apunta a que la transformación es reciente (en escalas de tiempo astronómicas, claro).

Figura 2 (Figura 2 del artículo original): Efectos de la irradiación y de variaciones elipsoidales en la enana marrón. En el eje horizontal se representa la fase orbital, un parámetro adimensional que informa del ángulo que forma el sistema con nuestra linea de observación. (a) Mapa superficial de temperaturas en la enana marrón, codificado según la escala superior. (b) Absorción en 1.3µm debida al vapor de agua, que es una medida de la temperatura. El eje vertical izquierdo muestra una parametrización de cuánta energía irradiada se absorbe. Al reemitirse, esta energía imita la emisión de un cierto tipo espectral en el eje vertical izquierdo. Los datos se ajustan con y sin irradiación (línea continua y discontinua, respectivamente). (c) Fotometría en el infrarrojo después de sustraer las contribuciones del disco y de la enana blanca. El eje vertical muestra el flujo en unidades de magnitudes. También se ajustan los datos con y sin irradiación (líneas continua y discontinua, respectivamente).

El efecto de irradiación en la estrella secundaria.

En los sistemas con enanas marrones que se conocen, las observaciones muestran que las enanas marrones son un 10% más grandes que las estimaciones teóricas. Si el flujo absorbido se redistribuye por toda la estrella, la estructura y el tamaño de la atmósfera puede cambiar dramáticamente. La irradiación de las enanas marrones podría explicar por  qué las vemos un 10% más grandes de lo que deberían ser según la teoría. Muchos modelos para planetas gigantes, que no son muy diferentes de objetos subestelares, así lo predicen, pero nunca se ha podido contrastar con observaciones.

En los objetos subestelares como las enanas marrones, el vapor de agua es el absorbente más sensible a la irradiación y medidas en 1.3 µm nos informan de la temperatura efectiva y del tipo espectral. Si la redistribución de energía en la estrella es pobre, la atmósfera de la enana marrón presentará diferencias importantes de temperatura entre las parte diurna y la parte nocturna. En distintas fases orbitales, observamos partes diferentes de la enana marrón; la parte diurna y caliente se observa en la fase 0.5 y la parte nocturna y fría, en la fase 0.0. Como el tipo espectral depende de la temperatura, la enana marrón exhibirá un tipo espectral diferente según la fase orbital con que la observemos. En efecto, las diferencias de temperatura entre el día y la noche aparecen como variaciones de 1.0 tipos espectrales según la fase orbital (Figura 2b). Para confirmarlo de un modo independiente, los autores recurren a datos fotométricos en el infrarrojo, donde la enana marrón domina la emisión (Figura 2c). Los autores obtienen diferencias de temperatura de unos 57 K entre el lado diurno y el nocturno, pero pueden alcanzar unos 200 K localmente. Con estas diferencias de temperatura, la redistribución de calor en la enana marrón no puede ser muy eficiente, y eso era un requisito para explicar el tamaño de las enanas marrones que observamos mediante un efecto de la irradiación. Por tanto, un resultado importante es que la irradiación no produce un aumento en el radio aparente de la enana marrón, sino que solamente produce diferencias de temperaturas. Aún no conocemos por qué las enanas marrones son más grandes de lo que la teoría predice.

Para más información y algunas animaciones, visiten la página web del autor.

†En astronomía, se utilizan con mucha frecuencia las técnicas de fotometría y espectroscopia.

• En fotometría se utilizan filtros para dejar pasar luz con un determinado color. Un filtro azul, por ejemplo, deja pasar luz con una longitud de onda similar al azul. Los colores nos informan de temperaturas aproximadas: los objetos azules son más calientes que los rojos.

• La espectroscopia consiste en descomponer la luz con un prisma para observar todos los colores del espectro, como en el arco iris. Los espectros contienen líneas espectrales, que son una fuente de información mucho más rica. Con un espectro, podemos saber la composición química, el gradiente de temperaturas, velocidades…