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Gaia y las 14000 enanas blancas

  • Título del artículo original: “Gaia reveals evidence for merged white dwarfs”
  • Autores: Mukremin Kilic, N.C.Hambly, P.Bergeron y N. Rowell
  • Institución del primer autor: Department of Physics and Astronomy, University of Oklahoma.
  • Estado de la publicación: Enviado para publicación en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
  • Astrobite original: “Gaia and the 14000 (white) dwarfs”, por Amber Hornsby

    A menos que hayas estado evitando el internet por temor a los ‘spoilers’ de Avengers, seguro que  has notado que Gaia, la misión estelar favorita de todos, ha lanzado recientemente su segundo catálogo que contiene la ubicación exacta de alrededor de 1.7 mil millones de estrellas en nuestra galaxia y más allá.

Figura 1: Vista de la Vía Láctea desde el cielo de Gaia, producida a partir del seguimiento de 1.7 mil millones de estrellas en nuestra galaxia. Crédito: ESA / Gaia / DPAC

Hasta ahora, solo teníamos acceso a alrededor de 250 estrellas enanas blancas en nuestra galaxia local, lo que dificultaba buscar propiedades comunes y comprender a la población general. Pero, gracias a Gaia, los autores de hoy tenían una muestra de casi 14,000 estrellas enanas blancas para jugar, y esto es lo que descubrieron.

Retrato familiar estelar de Gaia

Ambicioso en su objetivo final, el telescopio espacial Gaia de la ESA pretende hacer que el último mapa tridimensional de nuestra Vía Láctea observe una pequeña fracción (~ 1%) de sus estrellas constituyentes.

Figura 2: diagrama Hertzsprung-Russell de Gaia que agrupa a las estrellas dependiendo de su brillo y color en distintos regímenes. Mientras que la mayoría de las estrellas que observamos pertenecen a la llamada secuencia principal, hoy nos interesan las estrellas que se encuentran en la parte inferior izquierda del diagrama: las enanas blancas. Crédito: ESA / Gaia / DPAC

A lo largo de su misión de cinco años, Gaia está monitoreando cuidadosamente la posición precisa de más de mil millones de estrellas, mientras que también tiene capacidades fotométricas para determinar el brillo de una estrella en función del color. Esto es importante ya que el color de una estrella informa a los astrónomos su edad y temperatura. Ideada a principios del siglo XX, esta información de magnitud de color a menudo se resume en un diagrama de Hertzsprung-Russell que se muestra en la Figura 2.

Junto a regiones como la secuencia principal, donde se encuentran la mayoría de las estrellas ordinarias como nuestro Sol, y la rama gigante, que contiene (sí, lo adivinaste) las estrellas gigantes; tenemos una población más pequeña de estrellas conocidas como enanas blancas. Una enana blanca es un núcleo estelar denso que se deja atrás cuando una estrella de masa media, entre 0.5-8 veces la masa del Sol, termina su vida.

El diagrama de Hertzsprung-Russell que resume los nuevos datos de Gaia es particularmente emocionante para los entusiastas de las enanas blancas de todo el mundo porque es una evidencia directa de algo que no se había observado anteriormente: dos poblaciones distintas de enanas blancas. Tal agrupamiento se conoce como bifurcación y es claramente evidente en la Figura 2 (si abre la imagen en una nueva ventana y acerca la imagen). Sin embargo, los autores han ido más allá de simplemente señalar esto, lo han recreado utilizando modelos.

Modelos, modelos, modelos

Para determinar qué está causando la bifurcación en la población de enanas blancas de la Vía Láctea, los autores diseñaron una población de estrellas con una variedad de parámetros, que incluyen:

 

  • Tasa de formación de estrellas: para establecer la rapidez con que se forman las estrellas
  • Una función de masa inicial Salpeter – para decidir si la estrella que se está formando es de masa baja o alta (0.5-8 masas solares)
  • Metalicidad: determinar de qué se compone la estrella

Las dos diferencias principales observadas en las propiedades de las enanas blancas dependen de sí la atmósfera es rica en hidrógeno o rica en helio. Las enanas blancas ricas en hidrógeno son más rojas que sus contrapartes ricas en helio. Por lo tanto, los autores también investigaron si esto podría explicar la bifurcación.

 

Figura 3: Los diagramas de magnitud de color observados (panel izquierdo) y simulados creados para verificar si la atmósfera que es rica en hidrógeno o helio era responsable de la bifurcación. En pocas palabras: no lo es.Crédito: Figura 3 del artículo.

Aunque una inspección detallada de la Figura 3, que compara el diagrama de magnitud de color observado de Gaia (Figura 3, panel 1) con simulaciones (Figura 3, paneles 2 y 3), revela una ligera bifurcación en la población simulada de estrellas formada por una sola ráfaga de formación estelar (Figura 3, panel 3), no es lo suficientemente distintivo como para permanecer una vez se agrega una población simulada de estrellas formadas a una tasa de formación constante (Figura 3, panel 2). Entonces, la composición atmosférica no conduce a la bifurcación de estrellas enanas blancas … ¿pero qué hay de la masa?

Un éxito masivo

Apodado el modelo de Gaia, los autores derivan la distribución masiva de un subconjunto de sus 14,000 enanas blancas usando los datos de Gaia para predecir de qué color deberían ser las enanas blancas si se observa por el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Un segundo modelo, llamado modelo de disco, desarrollado con las enanas blancas sintéticas simuladas anteriormente. Para buscar similitudes entre el modelo de Gaia y el disco en datos reales de SDSS, los autores toman muestras aleatorias de cada conjunto de datos y crean otro gráfico de magnitud de color.

Figura 4: Comparación de los datos SDSS predichos usando los datos fotométricos de Gaia (panel izquierdo) con datos reales (panel central) y la población sintética de estrellas enanas blancas creadas en el modelo (panel derecho).Crédito: figura 6 del papel

Lo que queda claro en la Figura 4 es que los datos y el modelo concuerdan muy bien, y la bifurcación puede explicarse por el hecho de que las enanas blancas tienen diferentes masas … pero ¿por qué no hemos observado esto antes en nuestros datos SDSS? Hay varias razones, pero la primera deriva del hecho debido a los grandes errores en la encuesta SDSS, no tuvimos la fotometría lo suficientemente precisa para ver la bifurcación en masa predicha por el modelo de Gaia.

La bifurcación masiva que falta de observaciones previas se vuelve más evidente cuando investigamos la distribución en masa de las enanas blancas Gaia. La Figura 5 destaca dos grupos de enanas blancas, de baja masa alrededor de 0.5 masas solares y enanas blancas de gran masa con 0.7 masas solares.

 

Figura 5: La distribución de masas de las enanas blancas de Gaia: hay claramente dos grupos de enanas blancas aquí. La línea roja indica los mejores datos de ajuste necesarios para estimar cuál debería ser la magnitud de SDSS. La mitad inferior de la Crédito: figura 5 del papel.

El segundo pico en esta parcela, el pico de gran masa, es particularmente interesante porque para que las enanas blancas sean tan pesadas, deben haberse formado mediante la fusión de dos enanas blancas cercanas. El número de estrellas en el pico de fusión también coincide con las predicciones previas de la cantidad de enanas blancas que se forman a través de fusiones. Sin embargo, estas enanas blancas más masivas son intrínsecamente más débiles que sus contrapartes más livianas, lo que significa que la mayoría de las encuestas estarán sesgadas hacia la observación de las enanas blancas más claras y brillantes y se reducirá el número de enanas blancas masivas conocidas anteriormente como consecuencia.

Entonces, ha pasado exactamente un mes desde que se lanzó el segundo catálogo de Gaia y ya hemos aprendido muchísimo sobre una pequeña población de estrellas dentro de nuestra galaxia, al aumentar nuestro catálogo de enanas blancas de 250 objetos a casi 14,000. Con su conjunto de datos único y extenso, es difícil predecir qué descubrirán los astrónomos a continuación, pero es evidente que el conjunto de datos de Gaia revelará los secretos del universo (local) en los años venideros.

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