Sabemos lo que le sucederá a nuestro sol.

Ella seguirá el mismo camino que otras estrellas como ella. El hidrógeno comenzará a agotarse, hincharse, enfriarse y ponerse rojo. Será una gigante roja y, eventualmente, se volverá tan grande que devorará los planetas más cercanos y hará que la Tierra sea inhabitable. Dentro de miles de millones de años, creará una de esas hermosas nebulosas que vemos en las imágenes del Hubble, y el sol restante será una enana blanca desinflada en el centro de la nebulosa, un remanente mucho más pequeño del objeto luminoso que alguna vez fue.

Esta es la vida esperada que vive el sol como una estrella solitaria. Pero, ¿qué sucede con las estrellas que tienen hermanos solares? ¿Cómo le iría a su compañero de dúo?

Nuestro Sol es inusual y corriente al mismo tiempo. Es un tipo común de estrella, una estrella de secuencia principal de tipo G sin complicaciones. Pero es un poco inusual porque está solo. Aproximadamente la mitad de las estrellas de nuestra galaxia se encuentran en pares binarios o en cúmulos más grandes.

¿Qué les sucede a un par de estrellas binarias cuando envejecen? Este es el enfoque de un nuevo estudio realizado por investigadores de Universidad Nacional de Australia (UNA) y Observatorio de Yunnan en China.

estudiar es»Una subenana caliente de lóbulo de Roche y una enana blanca binaria: ¿se puede detectar una envolvente conjunta extruida?Publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society El autor principal es Jiangdan Li del Observatorio de Yunnan.

Las estrellas en una relación binaria siguen caminos mucho más complejos que las estrellas individuales. Están atractivamente relacionados entre sí. Esto crea una dinámica que conduce a etapas inusuales en sus vidas. Una de estas fases es la «fase de la cosfera», en la que las binarias pasan por la «fase de la cosfera», donde las estrellas abandonan la secuencia principal. No se observó directamente hasta hace poco, cuando los astrónomos de ANU y el Observatorio de Yunnan descubrieron un par binario dentro de una capa de material en expansión. Esa corteza es un remanente de la etapa de caparazón común.

Durante la mayor parte de la vida del dúo, orbitan entre sí sin incidentes. Pero a medida que se desarrollan, la pareja se enfrenta a una transformación. Cuando uno de ellos se convierte en gigante roja, la relación entre los cónyuges cambia de manera irreversible.

Christian Wolff es profesor asociado en ANU y uno de los autores del artículo. En un comunicado de prensa, Wolf dijo: «En las primeras etapas, dos estrellas a menudo se orbitan entre sí sin que nada suceda. Pero cuando una estrella se convierte en una gigante roja, simplemente no exige más espacio vacío como lo hace una sola estrella». «

«En cambio, ella ‘abraza’ a su pareja o la traga, apareciendo como una sola estrella bajo un sobre opaco”, dijo Wolf. «Ahí es cuando las cosas se ponen realmente emocionantes. La fricción causada por su movimiento dentro de la atmósfera cambia profundamente lo que les sucede a las estrellas a continuación. No solo genera calor, sino que también reduce la velocidad de las estrellas, por lo que giran en una órbita cada vez más estrecha; La envoltura finalmente se calienta y se va volando”. La envoltura se voló hace unos 10.000 años para este par binario.

Determinar y observar la fase de co-capa es importante porque es un eslabón perdido en astrofísica. En este caso, el par de estrellas es una estrella semienana caliente y una enana blanca en acumulación. Una subenana caliente es una estrella de evolución en etapa tardía que ha perdido hidrógeno de sus capas externas antes de que el núcleo comience a fusionar helio. ¿Adónde fueron a parar las capas exteriores de hidrógeno? a la otra estrella.

La otra estrella de este par es una enana blanca en acumulación. Una enana blanca es el remanente estelar de una estrella. Es aproximadamente del tamaño de la Tierra pero muy denso. La enana blanca extrae material de la subenana caliente, roba las capas exteriores de hidrógeno de la subenana y acumula hidrógeno sobre sí misma. Con el tiempo, la subenana también se convertirá en una enana blanca y las dos enanas blancas pueden fusionarse.

Pero ahora, la pareja ha sacado su sobre conjunto. La evidencia de esto proviene de «… una característica notable del espectro de este organismo», escribieron los autores. La ventaja son las líneas de absorción de calcio utilizadas para estudiar las estrellas. En este caso, las fuentes se volvió azul a unos 200 km/seg. Los autores dicen que esto significa que pueden haberse originado a partir del sobre extruido.

El documento explica dos posibles explicaciones para la formación del binario y la envoltura expulsada: la eyección cuando la estrella primaria está en su lugar. rama gigante roja (RGB) y salida cuando estaba en Una rama gigante cercana (AGB) etapa. Los RGB y los AGB son bastante similares, y los RGB pueden convertirse en AGB. Ambos tipos tienen envolturas extendidas de H y He que no se fusionan y núcleos densos de materiales que no se fusionan.

El primer escenario es la salida de una envolvente común (CE) durante la fase RGB. La fase de rama gigante roja (RGB) es parte de la secuencia principal de estrellas con masa baja a media.

El segundo escenario es la salida de CE durante la fase de rama gigante asintomática (AGB). En la fase AGB, las estrellas retrasan su vida y se convierten en cuerpos celestes fríos y luminosos. La estrella AGB tiene un núcleo inerte de carbono y oxígeno y otras capas fuera de eso. Una de las capas fusiona helio en carbono, otra fusiona hidrógeno en helio y hay una gran capa exterior completamente fuera de ella, que consiste en el mismo material que la estrella de secuencia principal.

Los autores concluyeron que la expulsión de CE durante la fase AGB es lo más probable. El profesor asociado Wolf le dijo a Universe Today: «En el caso de la salida RGB CE, pasó mucho más tiempo entre la expulsión y ahora (alrededor de 60 millones de años), mientras que la fase AGB fue en el pasado reciente (alrededor de 10,000 años). Como resultado «, la corteza en expansión permanecerá más apretada. En este punto, en el caso de AGB, mientras que en el caso de RGB, estaría completamente atenuada por millones de años de expansión desde que se eliminó».

El escenario AGB más pequeño significa que las observaciones de la línea de visión se transmiten a través de un gas más denso porque la coesfera solo se expulsó hace 10.000 años y no se volvió difusa. Entonces, los astrónomos ven más material desplazado hacia el azul que en el escenario RGB. Para el escenario RGB y 60 millones de años de propagación de coeyección, ver este material desplazado hacia el azul significa que la envoltura masiva de materia debe contener millones de masas solares, lo cual es imposible. «Extrapolar la densidad en una capa muy grande daría como resultado masas de millones de masas solares, en lugar de unas pocas masas solares, que es la cantidad realista de materia expulsada», dijo Wolf a Universe Today.

Hay otra razón por la que los investigadores se decidieron por el escenario AGB y la expulsión del caparazón más reciente: proporciona la fricción que explica la contracción orbital del par binario. Según el documento, la enana blanca tiene «… un período orbital de 3,495 horas y una contracción orbital de 0,1 segundos en 6 años».

Wolf explicó el papel que juega la envoltura expulsada en la contracción orbital. «Si el material expulsado se expandiera durante millones de años y quedara muy poco en el sistema, no tendríamos la fricción necesaria para desacelerar la órbita del binario restante. Con un CE expulsado pequeño, habría más material permaneciendo localmente en el tamaño de la órbita binaria que podría hacer que la órbita se desacelere. Algo razonable».

Entonces, el escenario AGB de eyección co-envolvente de 10,000 años de antigüedad explica no solo los materiales de desplazamiento hacia el azul que observaron, sino también la contracción medida del ciclo orbital del par.

Que significa todo esto?

«La fase de cocapa es el eslabón perdido en la larga y compleja cadena de eventos que conforman la vida de las estrellas. Ahora estamos comenzando a arreglar este vínculo. Incluso podría ayudarnos a reconstruir mejor la gravedad», dijo el profesor Wolff. eventos de olas, como fusiones de agujeros negros».

Las estrellas de este par binario no se convertirán en agujeros negros. Pero podrían terminar como enanas blancas. Si se fusionan como enanas blancas, crearán la misma onda gravitacional que los agujeros negros que se fusionan. Las ondas gravitacionales y las fusiones son un tema candente en astrofísica, especialmente desde que observamos nuestras primeras ondas. Hace solo unos años.

Binarias como esta pueden enseñarnos más sobre las supernovas Tipo 1A. Estas supernovas ocurren en un par binario donde una de las estrellas es una enana blanca. La enana blanca adquiere material de su compañera hasta que explota.

La evolución de las envolventes comunes es un problema de larga data en astrofísica. Hay mucha incertidumbre a su alrededor. Incluso identificar diodos en su fase de envolvente común ha sido difícil, pero este par es el tercero de este tipo descubierto. Con cada selección, las tarifas futuras se vuelven más fáciles.

«Puede ser más fácil identificarlos ahora que tenemos una idea más clara de lo que estamos buscando. Puede haber otros que han estado bajo nuestras narices todo el tiempo», dijo el profesor Wolff.

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