La curiosa binaria KIC 8145411

Hay objetos astronómicos que siguen desafiando los modelos.
Un caso de ésto lo muestra la binaria KIC 8145411.
Se trata de una binaria eclipsante donde la estrella principal es una enana de tipo G2, como nuestro Sol, y una secundaria dada por una enana blanca de muy baja masa; de tal sólo 0,2 veces la masa del Sol (Mo) o de su compañera.

Lo primero que llama la atención es cómo se encuentra una enana blanca de 0,2 Mo.
Recordemos que una enana blanca tiene el tamaño aproximado de un planeta y es el final de una estrella de tipo Solar luego de perder masa al dejar la etapa de gigante roja. Pero una enana blanca de muy baja masa tuvo que tener una progenitora de muy baja masa. Si recordamos que le evolución de una estrella es más lenta a menor masa (y más rápida a mayor masa), una estrella de muy baja masa tendría una vida que supera la edad actual del Universo; o sea que esa progenitora aún debería ser una estrella activa.
La respuesta para ésto es que la progenitora perdió masa que fue absorbida por la estrella principal. Eso adelantó su final en enana blanca y de muy poca masa.

En segundo lugar, llama la atención la curva de luz de esta binaria eclipsante.
Cuando la estrella secundaria pasa por detrás de la primaria, la disminución de luz es muy poco apreciable. Eso es lógico por ser muy pequeña y de muy poco brillo. Pero cuando transita delante de la principal, se observa un pico de luz antes de la disminución por ocultar parte de la primaria.
Eso es explicable.

Ilustración de lente gravitacional al comienzo del tránsito, crédito de [NASA/JPL-Caltech

El comenzar el tránsito, ejerce un efecto de lente gravitacional. Por gravedad, desvía hacia nosotros parte de la luz de la estrella primaria que de otra forma se dirigiría en otra dirección. Eso provoca un breve exceso de luz.

Finalmente, ambas binarias tienen un período de rotación mutua de unos 450 días. Teniendo en cuenta sus masas, eso implica una separación entre ellas de 1,28 Unidades Astronómicas (UA), recordemos que 1 UA = distancia promedio Tierra-Sol. Para que hayan interactuado realizando transferencia de masa no pueden estar tan alejadas, ya que se encuentran a 10 veces la separación necesaria para que se de este escenario.

Gráfico ampliable donde se muestra la relación entre masas y período de binarias interactuantes. Se nota KIC 8145411 fuera de esa relación. Crédito: Masuda et al. 2019

Ésto aún no se explica.
¿Acaso la secundaria se alejó luego de ceder masa?
¿Acaso hubo o hay una tercera estrella en juego?

Referencia:

• An “Impossible” White Dwarf Identified in Kepler Data | S. Kohler.
  https://aasnova.org/2019/08/07/an-impossible-white-dwarf-identified-in-kepler-data/

Fuente:

• Self-lensing Discovery of a 0.2 M_⊙ White Dwarf in an Unusually Wide Orbit around a Sun-like Star | K. Masuda et al.
  https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ab321b

pdp.

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