¡Estrellas a la fuga!

Estrella Zeta Ophiuchi en el centor de la imagen, considerada como candidata a ser una estrella errante. Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA.

Artículo en el que se basa este astrobito: Runaway OB Stars in the Small Magellanic Cloud. III. Updated Kinematics and Insights into Dynamical versus Supernova Ejections

Autoría: Grant D. Phillips, M. S. Oey, Maria Cuevas, Norberto Castro, and Rishi Kothari  

Institución del primer autor: Astronomy Department, University of Michigan, 1085 South University Avenue, Ann Arbor, MI 48109-1107, USA.

Estado de la publicación: publicado en “The Astrophysical Journal”

Estrellas viajeras

La gran mayoría de las estrellas masivas de nuestra galaxia, aquellas de tipo OB, es decir, estrellas jóvenes y de vida corta, muy luminosas y de gran masa, tienden a formarse en cúmulos o grupos poco organizados llamados asociaciones OB. Como resultado de su vida tan corta, la mayor parte de ellas no viaja lejos de su lugar de nacimiento. Sin embargo, entre un 20% y un 30% de estas estrellas son expulsadas de su asociación, convirtiéndose en estrellas errantes, viajando solas o con una única compañera lejos del lugar donde fueron originadas.

Esta expulsión o eyección de estrellas es posible a través de interacciones con cuerpos estelares que puedan ejercer una atracción gravitatoria muy grande sobre la asociación OB, “arrancando” estrellas de ella. Otra posibilidad barajada por la comunidad científica es que en un sistema binario de dos estrellas compañeras, la explosión de supernova de una de ellas expulse a la otra, o incluso llegando en los casos más particulares a eyectar al sistema binario completo. 

Buscando estrellas errantes en nuestra galaxia

Un equipo de investigación de la Universidad de Michigan lideró un estudio con el objetivo de confirmar la presencia de estrellas errantes entre una muestra de más de 300 estrellas OB candidatas, escogidas por encontrarse aisladas y a distancias mayores a 90 años luz de otras estrellas de su misma clase, con el fin de arrojar un poco de luz al proceso que lleva a estas estrellas a ser eyectadas de sus sistemas estelares (ver Figura 1).

Figura 1: Mapa de vectores mostrando las direcciones y velocidades de movimiento de las estrellas consideradas candidatas a ser errantes. Diferentes colores representan estrellas de sub-clases diferentes (OB, OBe, binarias eclipsantes y binarias de rayos X de alta masa). Como referencia, la longitud de los vectores en la esquina superior izquierda corresponde a una velocidad de 25 km/s. Crédito: Figura 3 del artículo original.

La forma más directa de comenzar fue estudiando las estrellas errantes candidatas que se encontraban formando sistemas binarios. Aquellos en los que uno de los componentes del sistema fuese una estrella de neutrones — la remanente de una estrella masiva tras la explosión de supernova — tuvieron que ser expulsados a través del segundo mecanismo mencionado. Por el contrario, si el sistema binario no estaba compuesto por una estrella de neutrones como uno de los elementos, el responsable de la eyección tuvo que ser una interacción dinámica con otro cuerpo.

Por otro lado, para las estrellas que se encontraron solas, el equipo investigador teoriza que aquellas que muestran líneas de emisión en su espectro debido a una rotación rápida de la estrella debieron ser expulsadas de su sistema por el mecanismo de supernova, siendo el resto eyectadas de nuevo por interacciones dinámicas.

Comparando ambos grupos

Utilizando datos del satélite Gaia, el equipo responsable del artículo fue capaz de determinar y comparar la velocidad de ambos grupos de estrellas (Figura 2). Los resultados obtenidos muestran que las estrellas OB típicas presentan distribuciones de velocidades similares a las observadas para los sistemas binarios expulsados por interacciones dinámicas, respaldando la hipótesis que en ambos casos fueron expulsadas por el mismo mecanismo. Una característica peculiar resaltada por los autores sobre las estrellas simples es que su distribución de velocidades mostraba una forma de doble pico, lo que teorizan que se debe al eyecciones por interacción con un único cuerpo o con un sistema binario.

Figura 2: Distribución de velocidades de las estrellas candidatas, separadas en las diferentes sub-clases. El panel izquierdo muestra toda la población de candidatas mientras que el panel derecho corresponde a una ampliación del panel izquierdo para resaltar las sub-clases con menor número de estrellas para mayor claridad. Crédito: Figura 4 del artículo original.

Por otro lado, las poblaciones de estrellas con rotaciones rápidas y líneas de emisión muestran un parecido alto con las estrellas OB normales, al contrario de lo esperado. Por lo tanto la naturaleza del mecanismo de eyección en este último caso continúa bajo debate y necesitará estudios más detallados en el futuro.