Obteniendo distancias usando estrellas que se tocan

Título:  Contact Binaries as Viable Distance Indicators: New, Competitive (V)JHKs Period-Luminosity Relations
Autores: Xiaodian Chen, Richard de Grijs, and Licai Deng
Institución del primer autor: Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics and Department of Astronomy, Peking University
Estatus: Aceptado para ser publicado en ApJ.
Astrobite original: Getting distances from stars that touch

Los astrónomos constantemente están buscando nuevas formas de medir la distancia. Ya tenemos un número de maneras de averiguar cuán lejos se encuentran varios objetos astronómicos, esto incluye: paralaje, binarias eclipsantes, másers, supernovas Ia, estrellas variables, la relación Tully-Fisher y la relación Faber-Jackson. No obstante, encontrar nuevos métodos nos permite, no sólo verificar y mejorar medidas previas; sino que también nos permite obtener medidas de distancia donde antes era imposible. Muchos de nuestros indicadores de distancia se aplican sólo bajo condiciones especiales. Por ejemplo, es difícil obtener con precisión las distancias geométricas de un mega-máser si la orientación de la galaxia anfitrión no nos encara . La paralaje, por otra parte, sólo puede utilizarse en los objetos cercanos (generalmente objetos en nuestra galaxia hasta, aproximadamente, el centro galáctico). Las Cefeidas son estrellas jóvenes y sólo se encuentran en galaxias con formación estelar activa. En conjunto, estas medidas de distancia se pueden agrupar en una escalera de distancia cósmica para obtener distancias a objetos astronómicos en el rango de distancias.

Figura 1: Interpretación de un artista de las binarias de contacto más calientes y más masivas. De: Por ESO/L. Calçada – http://www.eso.org/public/images/eso1540a/

Los autores del artículo de hoy utilizan estrellas binarias de contacto como indicadores de distancia. Estrellas binarias de contacto (CBs, por sus siglas en inglés) son sistemas binarios donde las dos estrellas están tan cercanas que realmente están tocando, lo cual causa que compartan una envoltura convectiva. La figura 1 muestra la interpretación de un artista de un CB particularmente famoso, VFTS 352. A pesar de tener un nombre extraño, en realidad son bastante comunes – acerca de 0.2% de las estrellas cercanas son de contacto binarios – esto las hace tres veces tan numerosas como las Cefeidas, estrellas variables comúnmente utilizadas como un indicador de distancia. También son aproximadamente siete magnitudes más ténues que las Cefeidas; pero a diferencia de las Cefeidas, que sólo se encuentran en poblaciones jóvenes, las CBs se pueden encontrar en una amplia gama de poblaciones mayores en edad. Los astrónomos han intentado utilizar binarias de contacto como indicadores de distancia, pero en los intentos anteriores de relacionar el período de CB con su luminosidad (conocida como la relación PL- período – luminosidad) utilizaron un pequeño número de objetos y por ende, contenía grandes incertidumbres.

Entonces, ¿cómo obtenemos distancias utilizando estos sistemas? El brillo de una CB cambia periódicamente a la vez que un componente eclipsa el otro. Estos periodos están relacionados con los tamaños de los objetos en el sistema. Ya que los periodos no son afectados por la distancia, son algo que podemos medir con precisión. Además, ambos miembros de una binaria de contacto tienen la misma temperatura, a pesar de tener diferentes masas, debido a su envoltura convectiva compartida. Entonces, la temperatura (color) y el período de una CB pueden utilizarse para derivar su luminosidad. Al igual que las estrellas variables, estas estrellas también deben seguir una relación de PL. Cuando dicha relación se compara con la magnitud aparente podemos encontrar la distancia precisa hacia una CB. Para calibrar estas relaciones, sin embargo, determinaciones de distancias independientes son necesarias. Las relaciones resultantes pueden, entonces, ser utilizadas para determinar distancias hacia otras binarias de contacto.

Los autores utilizan 20 CBs de Ursae Majori tipo W, con paralajes de Hipparcos, 4 CBs de grupos en movimiento y 42 CBs de cúmulos abiertos. Las CBs de grupos en movimiento tenían distancias bien determinadas, y a las CBs en cúmulos abiertos les fueron asignadas las mismas distancias de sus respectivos cúmulos. Así, los autores, lograron crear esta muestra tomando su conjunto inicial de 6090 CBs y aplicando tres criterios de selección para asegurarse de que las CBs eran realmente miembros de los cúmulos abiertos con los cuales fueron se asociadas (en vez de estrellas frontales o de fondo). Para ser considerada una binaria de contacto del cúmulo, se requiere que la binaria esté dentro del radio del cúmulo anfitrión, deben tener movimiento propio congruente con su cúmulo anfitrión  y poseer una edad comparable a la edad de su cúmulo abierto.

Figura 2: Muestra las tres relaciones período-luminosidad (PL) en el infrarrojo cercano; obtenidos para las 66 binarias de calibración utilizadas en el artículo. El eje horizontal denota el logaritmo del período (en días) y el eje vertical es la magnitud absoluta en las bandas J, H y Ks. La relación PL es la línea roja que ha sido ajustada a través de todos los objetos en la muestra.

A diferencia de las estrellas variables, que exhiben diferentes formas en sus curvas de luz a diferentes bandas (causado por los cambios de temperatura en la estrella a diferentes momentos de su ciclo de pulsación), la forma de la curva de luz de una CB es muy similar en diferentes bandas. Esto facilita la obtención de magnitudes de una banda y el uso de curvas de luz en la otra banda, lo que les permite obtener relaciones PL en J, H y Ks, utilizando curvas de luz establecidas en la banda V. Las relaciones resultantes tienen sólo una dispersión de solo 0,08 magnitudes en H y Ks; y 0.09 magnitudes en J, lo que los hace comparables con las de las Cefeidas, un indicador de distancia habitual. Las relaciones se muestran en la figura 2. También, calculan las relaciones PLC para binarias de contacto, las comparan con sus relaciones de PL y encuentran que son congruentes una con la otra. Estas relaciones de PL exhiben una pendiente menor a la de las relaciones PL anteriores, de la literatura; pero los autores atribuyen esta diferencia al número de objetos utilizados en el documento anterior (21, en comparación con 66 en el documento actual). Al tener una muestra tan pequeña, la pendiente de la relación anterior también dependía demasiado de la CB con el periodo más corto y, cuando los autores la eliminan de la muestra, los resultados estaban más de acuerdo a los propios. Por último, los autores también lograron derivar un módulo de la distancia a la LMC que va de acuerdo con el valor de la literatura.

Con el número de binarias de contacto conocidas creciendo cada año, podrían convertirse en un valioso indicador de distancia. Las relaciones de PL de las CBs en el infrarrojo cercano (J, H, Ks) poseen una  dispersión comparable a la de las Cefeidas. Al su vez, debido a su edad, se podrán utilizar para sondear características de estrellas mayores. Las CBs también son significativamente más tenues, pero son órdenes de magnitud más comunes que Cefeidas. En última instancia, cada nueva adición a la escala de distancia nos acerca un poco más a comprender mejor la física del universo.