Impresión artística del sistema HD265435 dentro de unos 30 millones de años, con la enana blanca más pequeña distorsionando a la subenana caliente en una forma distinta de 'lágrima'. Crédito: Universidad de Warwick/Mark Garlick
Los astrónomos han logrado el raro avistamiento de dos estrellas en espiral hacia su perdición al detectar los signos reveladores de una estrella en forma de lágrima.
La forma trágica es causada por una enana blanca masiva cercana que distorsiona la estrella con su intensa gravedad, que también será el catalizador de una eventual supernova que consumirá a ambos. Encontrado por un equipo internacional de astrónomos y astrofísicos dirigido por la Universidad de Warwick, es uno de los pocos sistemas estelares descubiertos que algún día verán una estrella enana blanca reavivar su núcleo.
La nueva investigación del equipo se publicó el 12 de julio de 2021 en la revista Naturaleza Astronomía.
Con la ayuda del Observatorio WM Keck en Maunakea en Hawái, los astrónomos pudieron confirmar que las dos estrellas se encuentran en las primeras etapas de una espiral que probablemente terminará en una supernova de Tipo Ia, un tipo que ayuda a los astrónomos a determinar qué tan rápido el universo. se esta expandiendo.
La pareja, un sistema estelar binario llamado HD265435, se encuentra a unos 1,500 años luz de distancia; se compone de una estrella subenana caliente y una estrella enana blanca que se orbitan estrechamente a una velocidad vertiginosa de alrededor de 100 minutos. Las enanas blancas son estrellas 'muertas' que han quemado todo su combustible y colapsado sobre sí mismas, haciéndolas pequeñas pero extremadamente densas.
En general, se cree que una supernova de tipo Ia ocurre cuando el núcleo de una estrella enana blanca se vuelve a encender, lo que lleva a una explosión termonuclear. Hay dos escenarios en los que esto puede suceder. En el primero, la enana blanca gana masa suficiente para alcanzar 1.4 veces la masa de nuestro Sol, lo que se conoce como límite de Chandrasekhar. HD265435 encaja en el segundo escenario, en el que la masa total de un sistema estelar cercano de múltiples estrellas está cerca o por encima de este límite. Solo se ha descubierto un puñado de otros sistemas estelares que alcanzarán este umbral y darán como resultado una supernova de Tipo Ia.
La autora principal, Ingrid Pelisoli, del Departamento de Física de la Universidad de Warwick, explica: "No sabemos exactamente cómo explotan estas supernovas, pero sabemos que tiene que suceder porque vemos que sucede en otras partes del universo".
“Una forma es si la enana blanca acumula suficiente masa de la subenana caliente, de modo que a medida que las dos orbitan entre sí y se acerquen, la materia comenzará a escapar de la subenana caliente y caerá sobre la enana blanca. Otra forma es que debido a que están perdiendo energía por las emisiones de ondas gravitacionales, se acercarán hasta fusionarse. Una vez que la enana blanca gane suficiente masa con cualquiera de los dos métodos, se convertirá en supernova”, dice.
Usando datos del Satélite de Sondeo de Exoplanetas en Tránsito de la NASA, el equipo pudo observar la subenana caliente. Si bien no detectaron la enana blanca, los investigadores observaron que el brillo de la subenana caliente variaba con el tiempo; esto sugiere que un objeto masivo cercano estaba distorsionando la estrella en forma de lágrima.
Luego, los astrónomos utilizaron el Observatorio Palomar y el Espectrógrafo y generador de imágenes Echellette (ESI) del Observatorio Keck para medir la velocidad radial y la velocidad de rotación de la estrella subenana caliente, lo que les permitió confirmar que la enana blanca escondida es tan pesada como nuestro Sol, pero solo un poco más pesada. menor que el radio de la Tierra. Combinado con la masa de la subenana caliente, que es un poco más de 0.6 veces la masa de nuestro Sol, ambas estrellas tienen la masa necesaria para causar una supernova de Tipo Ia.
"Los datos ESI de Keck fueron cruciales para determinar que el sistema binario compacto excede el límite de masa de Chandrasekhar, lo que convierte a HD265435 en uno de los pocos sistemas progenitores de supernova Ia conocidos", dice el coautor Thomas Kupfer, profesor asistente en el Departamento de Física de la Universidad Tecnológica de Texas. y Astronomía.
Como las dos estrellas ya están lo suficientemente cerca como para comenzar a acercarse en espiral, la enana blanca inevitablemente se convertirá en supernova en alrededor de 70 millones de años. Los modelos teóricos producidos específicamente para este estudio también predicen que la subenana caliente se contraerá para convertirse en una estrella enana blanca antes de fusionarse con su compañera.
Las supernovas de tipo Ia son importantes para la cosmología como 'velas estándar'. Su brillo es constante y de un tipo específico de luz, lo que significa que los astrónomos pueden comparar qué luminosidad deberían tener con lo que observamos en la Tierra y, a partir de eso, determinar qué tan lejos están con un buen grado de precisión. Al observar supernovas en galaxias distantes, los astrónomos combinan lo que saben sobre la rapidez con que se mueve esta galaxia con nuestra distancia a la supernova y calculan la expansión del universo.
“Cuanto más comprendamos cómo funcionan las supernovas, mejor podremos calibrar nuestras velas estándar. Esto es muy importante en este momento porque hay una discrepancia entre lo que obtenemos de este tipo de vela estándar y lo que obtenemos a través de otros métodos”, dice Pelisoli.
Agrega: "Cuanto más entendamos sobre cómo se forman las supernovas, mejor podremos entender si esta discrepancia que estamos viendo se debe a una nueva física que desconocemos y no tenemos en cuenta, o simplemente porque estamos subestimando las incertidumbres". en esas distancias.”
“Hay otra discrepancia entre la tasa de supernovas galácticas estimada y observada, y la cantidad de progenitores que vemos. Podemos estimar cuántas supernovas habrá en nuestra galaxia mediante la observación de muchas galaxias, o mediante lo que sabemos de la evolución estelar, y este número es constante. Pero si buscamos objetos que puedan convertirse en supernovas, no tenemos suficientes. Este descubrimiento fue muy útil para poner una estimación de lo que pueden aportar los binarios de una subenana caliente y una enana blanca. Todavía no parece ser mucho, ninguno de los canales que observamos parece ser suficiente”, dice Pelisoli.
Para obtener más información sobre esta investigación, lea Inminencia de la destrucción de la supernova: los astrónomos observan raramente una estrella con forma de lágrima.
Referencia: "Una supernova candidata a supernova de Chandrasekhar enana blanca subenana caliente" por Ingrid Pelisoli, P. Neunteufel, S. Geier, T. Kupfer, U. Heber, A. Irrgang, D. Schneider, A. Bastian, J van Roestel, V. Schaffenroth y BN Barlow, 12 de julio de 2021, Naturaleza Astronomía.
DOI: 10.1038/s41550-021-01413-0
Esta investigación fue financiada por la Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG, Fundación de Investigación Alemana) y el Consejo de Instalaciones de Ciencia y Tecnología, parte de Investigación e Innovación del Reino Unido.
Acerca de ESI
El espectrógrafo y reproductor de imágenes Echellette (ESI) es un espectrógrafo de luz visible de resolución media que registra espectros de 0.39 a 1.1 micras en cada exposición. Construido en UCO/Lick Observatory por un equipo dirigido por el Prof. Joe Miller, ESI también tiene un modo de baja resolución y puede generar imágenes en un campo de visión de 2 x 8 arc min. Una actualización proporcionó una unidad de campo integral que puede proporcionar espectros en todas partes a través de un campo pequeño de 5.7 x 4.0 segundos de arco. Los astrónomos han encontrado una serie de usos para ESI, desde la observación de los efectos cosmológicos de las lentes gravitacionales débiles hasta la búsqueda de las estrellas más pobres en metales de nuestra galaxia.
Acerca del Observatorio WM Keck
Los telescopios del Observatorio WM Keck se encuentran entre los más productivos científicamente de la Tierra. Los dos telescopios ópticos/infrarrojos de 10 metros en la cima de Maunakea en la isla de Hawái cuentan con un conjunto de instrumentos avanzados que incluyen generadores de imágenes, espectrógrafos de objetos múltiples, espectrógrafos de alta resolución, espectrómetros de campo integral y sistemas de óptica adaptativa de estrellas guía láser líderes en el mundo. . Algunos de los datos presentados aquí se obtuvieron en el Observatorio Keck, que es una organización privada sin fines de lucro 501(c) 3 operada como una asociación científica entre el Instituto de Tecnología de California, la Universidad de California y la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio. El Observatorio fue posible gracias al generoso apoyo financiero de la Fundación WM Keck. Los autores desean reconocer y reconocer el papel cultural muy importante y la reverencia que la cumbre de Maunakea siempre ha tenido dentro de la comunidad nativa de Hawái. Somos muy afortunados de tener la oportunidad de realizar observaciones desde esta montaña.
