Sobre los orígenes de nuestro visitante interestelar ‘Oumuamua

• Título del artículo original: “Ejection of rocky and icy material from binary star systems: Implications for the origin and composition of 1I/’Oumuamua“
• Autores:Alan P. Jackson, Daniel Tamayo, Noah Hammond, Mohamad Ali-Dib, Hanno Rein
• Institución del primer autor: University of Toronto at Scarborough & Arizona State University
• Estado de la publicación: Enviado a Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
• Astrobite original: On the origins of our interstellar visitor ‘Oumuamua, por Leonardo dos Santos

No es raro escuchar leyendas contemporáneas de naves espaciales interestelares que visitan la Tierra como objetos voladores no identificados. Sin embargo, lo que es inusual es tener un visitante interestelar factual en el Sistema Solar: este es el caso del asteroide recientemente descubierto 1I/2017 U1 (`Oumuamua). Identificar los orígenes de este notable visitante es casi imposible, pero podemos trazar diferentes escenarios de cómo terminó por estos humildes lares.

Impresión artística del asteroide interestelar ‘Oumuamua, que representa con precisión su color enrojecido y su forma alargada. Crédito: ESO/M. Kornmesser, nagualdesign.

Objetos perdidos
De su trayectoria a través del vecindario solar, podemos decir que es poco probable que ‘Oumuamua se haya originado a partir de una estrella cercana; además, su velocidad es consistente con el sistema de reposo local (SRL) galáctico, lo que implica que el asteroide fue expulsado por su estrella madre a una baja velocidad. A pesar de que el color ligeramente rojo de ‘Oumuamua se asemeja al de un objeto del cinturón de Kuiper o un cometa de largo periodo, no muestra ningún signo de actividad cometaria (es decir, desgasificación de material volátil).
Los autores del artículo de hoy proponen dos explicaciones diferentes para la falta de material volátil en la superficies de ‘Oumuamua: o se formó en un ambiente pobre en volátiles o, si se formó en un ambiente rico en volátiles, terminó desarrollando una gruesa capa aislante externa alrededor de su helado núcleo. En ambos casos, el asteroide tuvo que haber pasado mucho tiempo orbitando su estrella madre, que es el punto principal que los autores establecen.
Las estrellas binarias y las estrellas solitarias con planetas gigantes son vecinos muy malos, tanto que su extensa zona de inestabilidad gravitatoria tiende a lanzar cuerpos más pequeños por todo el lugar. Sin embargo, las encuestas de exoplanetas muestran que las estrellas gigantes, anfitrionas de exoplanetas, no son tan comunes (menos del 10% de incidencia); pero los sistemas de binarias cercanas parecen ser mucho más frecuentes (aproximadamente 50% de frecuencia de ocurrencia) y más eficientes para expulsar cuerpos más pequeños. ¿Podrían los orígenes de ‘Oumuamua remontarse a un sistema binario? Y si es así, ¿bajo qué condiciones sucede?

Cruzando la zona de peligro
Una forma de estimar qué tan frecuentes son las eyecciones es cuantificar el tamaño de la zona de inestabilidad de una estrella binaria o, en términos más técnicos, el valor crítico del semieje mayor (a_c.out en el artículo) en el cual las eyecciones son altamente probables. Cuando algo cruza adentro de esta zona crítica, se acabó el juego. Ahora, estamos interesados en comparar este valor crítico con el semieje mayor de la línea de hielo (a_ice en el artículo)  del sistema, esta línea marca el límite donde todo lo que está fuera de él estará compuesto de material volátil, principalmente hielo. Si la línea de hielo está dentro de la zona de inestabilidad, entonces la mayoría de los asteroides formados y luego expulsados serán invariablemente ricos en volátiles (es decir, helados). Sin embargo, si la línea de hielo se encuentra fuera de la zona de inestabilidad, entonces existe una abertura para formar asteroides pobres en material volátil (es decir, rocosos) que se expulsarán una vez crucen hacia la zona de inestabilidad (ver el dibujo esquemático en la Figura 1 a continuación).

Figura 1. Dibujo de dos escenarios diferentes de formación y eyección de asteroides de un sistema binario. Panel izquierdo: la línea de hielo ubicada dentro de la zona de inestabilidad gravitacional, por lo que este sistema expulsará asteroides exclusivamente helados; formados en la región azul, cuando crucen dentro de la región roja. Panel derecho: la línea de hielo está ubicada fuera de la zona de inestabilidad, por lo que este sistema expulsará asteroides rocosos formados en la región blanca una vez crucen la región roja. Los tamaños no son a escala. Licencia: Creative Commons Attribution International 4.0.

Tal como lo reporta el artículo de hoy, los autores realizan una serie de simulaciones de N-cuerpos con diferentes tipos de estrellas binarias para evaluar la probabilidad que tienen de expulsar asteroides que son ricos en volátiles o pobres en volátiles. Su principal resultado está resumido en la Figura 2 a continuación: al lado izquierdo y el derecho de la línea vertical entre-cortada se encuentran los casos donde la línea de hielo está dentro y fuera, respectivamente, de la zona de inestabilidad; el histograma representa la cantidad de asteroides expulsados ponderados por la masa estelar en el sistema. Lo que encontraron es que la mayoría de los asteroides expulsados deberían ser ricos en volátiles (hielo), como es representado por el mayor número de casos en el lado izquierdo de la Figura 2 (mostrado por el histograma negro). Adicionalmente, la mayoría de estos cuerpos helados provienen estrellas binarias con poca masa (histogramas naranja y verde). Esto sucede porque parece que, en general, las estrellas binarias de baja masa tienden a tener líneas de hielo dentro de la zona de inestabilidad; dado que las estrellas de baja masa son más comunes, esto es evidente en la masa total de asteroides expulsados.

Figura 2. Histograma ponderado por la masa estelar de la masa total de asteroides expulsados (eje y) en función de la posición de la línea de hielo (eje x). Los asteroides formados en el lado izquierdo son en su mayoría ricos en volátiles, mientras que los de la derecha tienen la posibilidad de ser rocosos. Los colores representan sistemas con diferentes masas estelares, mientras que el negro representa el histograma total para todas las masas estelares. Los asteroides rocosos son claramente más raros y tienden a formarse en sistemas de masa intermedia.

Por otro lado, los asteroides rebeldes pobres en volátiles como ‘Oumuamua tienen más probabilidades de provenir de estrellas binarias de masa intermedia (histogramas azules y morados), pero son menos comunes que sus contrapartes ricos en volátiles (representados por los números totales más bajos, en el lado derecho de la Figura 2). Esto, a su vez, ocurre porque las binarias masivas tienden a tener líneas de hielo más allá de la zona de inestabilidad gravitacional.
Por supuesto, es posible que nunca sepamos exactamente dónde nació ‘Oumuamua, y es probable que ni siquiera ocurrió en el vecindario solar, pero al menos ahora tenemos una idea del lugar habitual de donde provienen estos asteroides rocosos: estrellas binarias un poco más masivas que el Sol.