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La zona habitable en binarias puede aumentar si éstas se acercan.

Con el descubrimiento de exoplanetas, pronto se pensó en las posibilidades de hallar vida en ellos.
La zona habitable, familiarmente conocida como región de ricitos de oro, es la región del sistema planetario donde los planetas pueden tener agua líquida, entre otras condiciones favorables para la vida como la conocemos. Eso depende fundamentalmente de la cantidad de calor que reciben de la estrella; luego, depende del tipo de estrella hospedante, de las características orbitales de los planetas y hasta de su rotación. En posiciones delante de la zona habitable hace demasiado calor, y en posteriores hace poco calor.

El descubrimiento de exoplanetas alrededor de estrellas binarias, permitió demostrar que en ese tipo de sistemas, no es raro hallarlos como se pensó en un principio. No sólo los hay orbitando a ambas estrellas (exoplanetas circumbinarios), sino que también los hay orbitando una de ellas (circunestelar), ya sea la más masiva o la menos masiva.

En una binaria sus componentes pueden alterar sus órbitas.
Una forma de que esto suceda es que una tercera estrella pase cerca del sistema y, gravitacionalmente, le quite energía a una de las compnentes haciendo que tiendan a acercarse.
En ese caso, un planeta circunestelar, digamos alrededor de la estrella más pequeña, siente más la combinación del calor de ambas estrellas. Así, se extiende la zona de habitabilidad o habitable.

Diagrama donde se aprecia la configuración de una binaria antes y después del acercamiento mutuo. Las zonas de habitabilidad se señalan en azul. – Crédito de Richard Parker / Bethany Wootton / University of Sheffield.

Las zonas habitables de cada estrella, señaladas en azul, pueden llegar a superponerse si las estrellas se acercan.
Si vemos la estrella menor (la de la izquierda), su zona de habitabilidad se ensanchó debido al calor extra proveniente de la otra estrella, ahora más cercana a ella. De esta manera, aumentan las probabilidades de que en los planetas que la orbitan se den formas de vida tal como la conocemos.

Referencia:

Fuente:

pdp.

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Una binaria con material circumbinario polar.

Las estrellas jóvenes suelen estar rodeadas de gas y polvo, o sea, de material circunestelar.
Al menos la tercera parte de ellas forma planetas de ese material y, por razones gravitatorias, las órbitas de esos cuerpos se desalinean. Por ejemplo: nuestro Sistema Solar, tiende a un plano que no está en coincidencia con el plano del ecuador del Sol (pdp, 19/jul./2016, ¿Qué inclinó al Sistema Solar?, https://paolera.wordpress.com/2016/07/19/que-inclino-al-sistema-solar/).

Los modelos de formación y evolución planetaria, predicen estas desalineaciones y las observaciones apuntan a hallar material circunestelar desalineado. Tanto así, que en teoría, se ha contemplado la posibilidad de una configuración de material protoplanetario sumamente inclinado y hasta protoplanetas o planetas con grandes desalineaciones, incluso en un sistema binario.
Pues la observación confirmó las existencia de estas exóticas configuraciones, al menos en un caso.

Las estrellas binarias se orbitan mutuamente alrededor de un punto conocido como baricentro o centro de masas. Su órbitas pertenecen al mismo plano (son coplanares). De tener material circumbinario, podría estar en el mismo plano o inclinado respecto de él, o sea desalineado.

Pues bien, se observó a una joven binaria donde el material circumbinario está a casi 90° del plano de sus órbitas relativas.

Illustration of System HD 98000

Ilustración crédito: University of Warwick/Mark Garlick

Con el tiempo, este material orientado de esta manera, podría dar origen a planetas con órbitas polares, o sea que pasan cerca de los polos orbitales de las binarias.

Desde un planeta en órbita circumbinaria polar a estas binarias, se vería que, en perspectiva, las estrellas entran y salen de ese disco de materia a medida que se orbitan entre ellas.

Illustration of System HD 98000

Ilustración crédito de University of Warwick/Mark Garlick

Esta configuración podrían ser más común de lo pensado, es decir no tan exótica.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Explicando la variabilidad de RW Aur A.

La estrella RW Aur, es una joven binaria de algunos millones de años de edad a unos 450 años luz de Casa.
Ubicada en las nubes obscuras de la región de Tauro – Auriga, sus componentes son estrellas de la misma masa que el Sol. Una de ellas, RW Aur A, mostró variaciones de brillo muy particulares, las cuales ya eran observadas desde los años ‘30. Sus disminuciones de brillo tienden a ser mayores y más duraderas.
Actualmente, se hizo un estudio en rayos X de esta estrella y se encontró que la energía en esta frecuencia también disminuye cuando lo hace en el rango visible. Luego, algo se está interponiendo entre nosotros y la estrella. Es más, se detectó la presencia de gran cantidad de Hierro, elemento frecuente en protoplanetas y planetas.
Así surgen dos explicaciones posibles para este particular obscurecimiento de RW Aur A.
Por un lado es posible que la estrella esté rodeada de material protoplanetario rico en Hiero. Su compañera, RW Aur B podría estar modulando (alterando) gravitacionalmente la estructura de este material, provocando el paso de nubes de polvo delante de la estrella.

La otra opción, es que ese material proviene de la colisión de al menos dos protoplanetas, o entre dos objetos donde uno podría haber tenido el tamaño de un planeta.

Referencia:

Fuente:

pdp.

La hiperveloz PB 3877 (rompiendo modelos).

Y la bolsa de los objetos raros sigue llenándose.
En la Galaxia hay estrellas de alta velocidad. Moviéndose con mayor rapidez que la mayoría de las estrellas, pueden haber tenido varios orígenes. Pueden ser el resultado de una binaria partida por la explosión de una de sus componentes. Eso liberó y hasta pudo empujar a la compañera. También pudo ser el resultado de un encuentro cercano entre estrellas. En un vecindario poblado de estrellas, como ser un cúmulo globular o una nube de formación estelar, una estrella pudo acercarse demasiado a otra y sentir un tirón gravitatorio que la impulsó a gran velocidad.

Pero se han hallado estrellas hiperveloces (HVS – Hyper Velocity Stars).
Suelen tener velocidades mayores a los 300 Km/seg. y su origen está relacionado con un gran tirón gravitatorio. Un modelo sugiere que una binaria puede pasar cerca del agujero negro supermasivo de la Vía Láctea. Una de las binarias siente el tirón gravitatorio del agujero negro y su compañera tiende a frenarla. Así, la primer estrella queda atrapada en una órbita cercana al agujero negro. La otra, siente la reacción de la primera y experimenta un tirón que termina desgarrando al par de estrellas y catapultándola con hipervelocidad.

Este sería el caso de la estrella PB 3877 (SDSS J121150.27+143716.2).
Haciendo un análisis de su trayectoria, se está moviendo a casi 600 Km./seg., pero está en el halo de la Galaxia y no pasó cerca del agujero negro central. Luego ¿cómo se aceleró a esa velocidad?

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Ilustración de Thorsten Brand

Más; los análisis indican que se trata de una binaria.
La estrella principal es una subenana caliente acompañada de una estrella fría, ambas muy separadas, y por lo tanto débilmente vinculadas, con un período de rotación entre ambas de algunos cientos de días. Ambas a unos 18 mil años luz de Casa. Eso es lo más extraño. El encuentro generador de semejante tirón debió partir la binaria. Se me ocurre, y esto es una idea personal, que la binaria originalmente era muy “apretada” y el tirón no llegó a separarlas dejándolas más alejadas y pobremente vinculadas.

La otra explicación es que la binaria “cayó” a la Vía Láctea desde una galaxia enana asimilada. Lo extraño en este caso, es que no hay otras estrellas acompañándolas en su veloz periplo.

De todas formas, no se puede asegurar que escape de la Vía Láctea como algunos suponen, debido a que la masa de nuestra Galaxia aún no se conoce con exactitud, dato que también afecta la medida de la velocidad de esta binaria.

 

Referencia:

Fuente:

pdp.

 

iota Orionis, una estrella de ritmo cardíaco.

En la constelación de Orión, en su espada, y visible a simple vista, está la estrella variable iota Orionis.
Con un período de casi 30 días (P = 29,13376 d), mantiene un brillo estable la mayor parte del tiempo. Luego crece bruscamente para decrecer rápidamente y volver al brillo estable. La gráfica del brillo en función del tiempo se parece mucho a un electrocardiograma, de ahí el nombre de variable de ritmo cardíaco (heartbeat).

Se trata de una binaria de dos gigantes masivas y calientes (O9 III + B1 III).

Iota Orionis: Pulsating beacon of a constellation

Ilustración crédito de Danielle Futselaar

Tienen órbitas muy estiradas (alta excentricidad; e = 0,7). Al acercarse mutuamente, en el periastro, muestran efectos de mareas gravitatorias. La gravedad mutua las deforma, y el trabajo de la fuerza gravitatoria se traduce en energía que colabora en el aumento de brillo. Además, en la deformación, algunas partes de las estrellas están más cerca de su centro y eso hace que la energía tenga menos camino que recorrer hacia el exterior.
Se trata de la variable de ritmo cardíaco más masiva conocida (a marzo 2017) y la que muestra una cantidad sin precedente de oscilaciones por mareas gravitatorias.
El estudio de estas oscilaciones (estrellamotos), dan información del interior de las estrellas como el estudio de los terremotos lo hacen del interior de la Tierra.

 

Referencias:

Fuente:

pdp.

 

Micro lentes gravitacionales en binarias.

Se detectaron muchas estrellas con repentinos aumentos de luz de diferentes naturalezas.
Muchas resultaron ser variables explosivas, estrellas tipo novas o supernovas. Pero en algunas, no se detectó remanente alguno de explosión.

Es sabido que las masas pueden desviar gravitacionalmente la luz. En particular, la pueden enfocar en lo que se conoce como lente gravitacional.
En este caso, puede tratarse de una binaria, donde una estrella ejerce el efecto de lente o micro lente gravitacional (LG) sobre la luz de su compañera.
Al pasar delante de la otra componente del par, eclipsa parte de ella lo que produciría una disminución de la luz total recibida. Pero si ejerce efecto de LG, parte de la luz de su compañera eclipsada puede concentrarse entre nosotros y la estrella eclipsante.
De esta manera, aparece un objeto virtual entre nosotros y ellas. Esa imagen virtual no sólo puede compensar la luz eclipsada, sino que puede agregar luz que de otra manera no llegaría a nosotros. Así, temporalmente se tiene un aumento total de la luz recibida.
El objeto eclipsante y responsable del efecto de micro LG podría ser una estrella masiva, tipo estrella de neutrones o agujero negro; o incluso algún objeto de tipo planetario.

Se detectaron dos casos como estos.
Primero fue la estrella (de magnitud 19) Gaia 16aua.

gaia_microlensing_gaia16aua_600

Curva de luz de Gaua 12aua – Crédito: ESA/Gaia/DPAC, L. Wyrzykowski, OGLE team (Warsaw), Z. Kostrzewa-Rutkowska (SRON/RU)

Esta estrella aumentó su brillo (en dos magnitudes) y su posición (dada por su imagen) varió un poco justo en ese momento, cosa que corresponde a la luz desviada por un efecto de LG.
Luego, Gaia 16aye (de magnitud 14,5).
En ambos casos, este repentino efecto se detectó con el satélite de observación GAIA y sistemas de observación terrestres.

Fuente:

pdp.

Las edades de NP Persei.

En la constelación de Perseo, hay una interesante binaria eclipsante.

https://bitacoradegalileo.files.wordpress.com/2010/08/perseo.jpg

Constelación de Perseo publicada en Bitácora de Galileo

Dos estrellas vinculadas gravitacionalmente, girando en torno a un centro común, y vistas desde la Tierra, se interponen periódicamente una delante de la otra cada 2 días.
Son jóvenes. Se trata de la binaria “np Persei (np Per.)” Ambas componentes están contrayéndose mientras evolucionan rumbo a la secuencia principal, hacia el conjunto de la mayoría de las estrellas. Es lógico pensar que el sistema se formó en un mismo momento, por lo que ambas estrellas deben tener la misma edad, en este caso, de unos 17 millones de años.
La secundaria aparece algo más grande y fría que lo que predicen los modelos evolutivos. Como aún está en contracción, podría ser que esta estrella sea más joven que la principal, en cuyo caso el sistema se formó en dos momentos diferentes.

 

Referencia:

Fuente:

  • ABSOLUTE PROPERTIES OF THE PRE-MAIN-SEQUENCE ECLIPSING BINARY STAR NP PERSEI, Claud H. Sandberg Lacy et al..
    Published 2016 June 6
    © 2016. The American Astronomical Society. All rights reserved. The Astronomical Journal, Volume 152, Number 1.
    http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/152/1/2

pdp.