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La compañera binaria de una estrella Be

Figura 1 [Imagen destacada]. Modelo físico de la estrella Be Achernar. Crédito: Daniel Moser Faes (Universidad de Sao Paulo).

¿Qué pasa cuándo una estrella rota tan rápido que expulsa gas de su propia atmósfera?

Esto es lo que creemos observar en una clase de estrellas denominadas “estrellas Be“. Las estrellas Be son estrellas de tipo espectral B, cuyo espectro también muestra líneas de emisión que presentan con frecuencia dos picos (ver, por ejemplo, la figura 2). La forma de la línea de emisión se puede explicar con una estrella rodeada por un disco material, con la emisión proviniendo del propio disco y no de la estrella. Una parte del disco se movería hacia nosotros tomando como referencia la estrella, y su emisión se desplazaría hacia la parte azul del espectro electromagnético por efecto Doppler. La otra parte del disco se movería alejándose de nosotros, causando que su luz se desplace hacia la parte roja del espectro. El resultado es una línea espectral con dos picos a diferentes longitudes de onda, cada uno correspondiente a una parte del disco.

Figura 2 (Figura 1 del artículo original): Una línea de emisión de hidrógeno de la estrella Beta CMi. Los dos picos están causados por desplazamiento Doppler; el pico de la izquierda está desplazado hacia el azul y corresponde a la parte del disco que se acerca a nosotros, mientras que el pico de la derecha está desplazado hacia el rojo y corresponde a la parte del disco que se aleja de nosotros.

Otra cosa que las estrellas Be tienen en común es que rotan tan rápido que la fuerza centrífuga en su ecuador es más fuerte que la gravedad y el material es expelido hacia afuera. Así es como creemos que se forman estos discos que observamos: el material despedido debido a la altísima velocidad rotacional. Estos discos se conocen como discos de decrecimiento, en contraste con los más comunes discos de acrecimiento donde el material cae hacia la estrella.

No entendemos del todo por qué estas estrellas rotan tan rápido, aunque la propuesta más común es análoga los episodios de aceleración rotacional [1] que crean los púlsares de milisegundo [2]. Estos episodios involucran una estrella masiva (la primaria) que arranca materia de su compañera menos masiva (la secundaria). Según la materia cae sobre la estrella primaria, le transfiere su momento angular a la estrella, que rota cada vez más rápido. Mediante este proceso, el acrecimiento sobre la estrella Be en algún momento de su historia podría explicar la velocidad rotacional actual. Por lo tanto, es muy interesante intentar buscar compañeras a las estrellas Be para poder contrastar esta teoría.

La estrella del día: Beta Canis Minoris

Por tanto, los autores del artículo que hoy analizamos observaron la estrella Beta Canis Minoris (Beta CMi), una estrella Be bien conocida, para ver si podían encontrar evidencias de una estrella compañera. Debido al episodio pasado de transferencia de masa, se espera que la compañera tenga una masa muy pequeña y, por tanto, sea muy difícil de detectar. Pero por otro lado, había señales prometedoras. El disco de decrecimiento en Beta CMi es más pequeño que lo que predicen los modelos teóricos, lo que posiblemente indica que sus regiones exteriores han sido perturbadas y truncadas por la gravedad de la compañera.

Figura 3 (Figura 2 del artículo original): Curva de velocidad radial de Beta CMi en función de su fase orbital.  El panel de la izquierda muestra todas las medidas, mientras que en la derecha se ha calculado un promedio para 28 valores de la phase. Los autores creen que la dispersión del panel izquierdo se debe a turbulencia en el disco circumestelar.

Los autores buscaron cambios en la velocidad radial de Beta CMi debidos a esta supuesta estrella compañera – la misma técnina se usa a menudo para buscar planetas alrededor de otras estrellas. Si una estrella compañera está presente, su gravedad hace que la estrella primaria se tambalee hacia delante y hacia atrás, creando cambios periódicos en la velocidad con la que la observamos. Aunque pequeños, estos cambios se pueden medir gracias al desplazamiento Doppler. En Beta CMi la velocidad radial está enmascarada por otros cambios en la velocidad medidos por los autores (nótese la dispersión de la Figura 3 izquierda.) Los autores creen que la dispersión se debe a turbulencia en el disco, que no fueron capaces de distinguir de la velocidad de la estrella. Sin embargo, al promediar los valores individuales (Figura 3 derecha), encontraron que las líneas espectrales se desplazan hacia el rojo y hacia el azul con un periodo de alrededor de 170 días. Esto apunta con gran seguridad hacia la presencia de una estrella compañera, tal y como habían predicho los modelos teóricos para el disco de decrecimiento de Beta CMi.

El tirón de la compañera sobre el disco 

En una sistema binario como este, se espera que la gravedad de la estrella secundaria afecte la estructura del disco. El material del disco podría responder acumulándose en ciertas regiones del disco, dejando regiones más y menos densas. Para buscar estas regiones, los autores estudiaron la altura de los dos picos de las líneas espectrales. Su predicción era que cuando las regiones más densas se acercaran hacia nosotros el pico desplazado al azul sería ligeramente más alto, mientras que cuando se alejaran de nosotros el pico desplazado al rojo sería ligeramente más alto. La Figura 4 muestra cómo la razón entre las alturas de esos dos picos cambia con el tiempo según una sinusoide del mismo periodo que la curva de velocidad radial. De nuevo, la dispersión es grande, ¡pero los resultados parecer ajustarse a las predicciones! La curva mostrada en la Figura 4 derecha está ligeramente retrasada respecto a la curva de velocidad radial (aproximadamente un 3% de la órbita completa).

Figura 4 (Figura 3 del artículo original): Razón de las alturas del pico desplazado hacia el azul y del pico desplazado hacia el rojo en las líneas de emisión de Beta CMi. El panel izquierdo muestra medidas individuales, mientras que en el panel derecho se ha realizado un promedio. En la curva sinusoidal que se muestra, se ha fijado el periodo y se ha ajustado la amplitud.

La evidencia observational de que Beta CMi tiene una estrella compañera es buena. Se une a otras estrellas Be que también se encuentran en sistemas binarios. También coincide con la teoría de que la transferencia de masa desde una compañera es un camino evolutivo importante para formar este tipo de estrellas. La detección de estructura en el disco de decrecimiento debido a la compañera es también muy interesante, y nuevas observaciones con más detalles serán seguro apasionantes. ¡Permanezcan atentos!

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[1] N. del T.: En inglés se usa el término spin-up para referirse al incremento de la velocidad rotacional [2] N. del T: El autor dice púlsares rápidos, el traductor interpreta que se refiere a púlsares de milisegundos.

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