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Proyectos de investigación astrofísica

Física de las Estrellas, Sistemas Planetarios y Medio Interestelar

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Estrellas Binarias (P/308807)

C LÁZARO

M. J. Arévalo Morales, T. Shahbaz, J. Casares Velázquez, I. González Martínez-País, P. Rodríguez Gil, T. Muñoz Darias, V. Dhillon, M. Armas Padilla, M. Pérez Torres, S. Palomo Nevado

R. Iglesias Marzoa (ULL); M. López Morales (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, EEUU); P. Abraham (Konkoly, Hungría; D. Steeghs, B.T Gänsicke, T.R. Marsh, E. Breedt (Univ. Warwick, RU); L. Schmidtobreick, J. M. Corral-Santana (ESO, Chile); S. B. Potter (SAAO, Suráfrica); W. Skidmore (Thirty Meter Telescope, Caltech, EEUU); P. Hakala, A. Somero (Univ. Helsinki, Finlandia); C. Tappert (Univ. Católica de Chile); K. Long (Space Telescope Science Institute, EEUU); V. Rana (Caltech, EEUU); M. Hernanz, G. Sala, a. Rebassa-Mansergas (Institut d'Etudis Espaciales de Cataluña); A. Schwope (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam, Alemania), A. Nebot Gómez-Morán (Observatoire Astronomique de Strasbourg, Francia), J.R. Thorstensen (Dartmouth College, EEUU)

Introducción

El estudio de las estrellas binarias es una parte esencial de la astrofísica estelar. Se cree que una gran parte de las estrellas de la Galaxia se ha formado en sistemas binarios o múltiples, por lo que entender la estructura y evolución de estos sistemas es importante desde el punto de vista estelar y galáctico. En muchos casos, cuando los periodos orbitales son cortos y la separación entre componentes comparable al radio de las estrellas, la evolución es influida por su interacción mutua, dando lugar a procesos físicos y recorridos evolutivos muy distintos que los que se observan en estrellas aisladas. Especialmente relevante es el efecto de transferencia de masa entre las estrellas, como se produce en las binarias de tipo Algol y en las variables cataclísmicas, algunos tipos de sistemas estudiados en este proyecto. Un aspecto donde las binarias juegan un papel fundamental es en la determinación de parámetros estelares absolutos, siendo la única fuente de valores precisos para los radios y las masas estelares.

Actualmente se siguen varias líneas de trabajo:

- La determinación de parámetros absolutos en binarias eclipsantes de tipo Algol, en base a curvas de luz en el visible y en el rango infrarrojo, complementadas con medidas en el sistema fotométrico Strömgren y observaciones espectroscópicas. Este tipo de binarias son también de gran interés para el estudio de los efectos de irradiación externa sobre las atmósferas estelares.

Desde 2006 el grupo trabaja en la obtención de curvas de luz en visible e infrarrojo de binarias separadas, formadas por estrellas de muy poca masa (enanas de tipo M), complementadas con observaciones espectroscópicas para la obtención de sus curvas de velocidad radial. La finalidad es determinar con mayor precisión los parámetros absolutos estelares en el rango de la secuencia principal poco masiva, mal conocidos, y poner a prueba los modelos de atmósferas estelares para estrellas M más modernos. A la vez se obtiene información sobre fenómenos de actividad estelar, debido a las modulaciones fotométricas y otras variaciones en las curvas de luz observadas, producidas por grandes grupos de manchas oscuras superficiales, siempre presentes en estas estrellas frías.

- El estudio fotométrico, espectroscópico y polarimétrico de sistemas con periodo orbital corto, clasificados como variables cataclísmicas, dirigido a entender las estructuras de acreción que se forman a consecuencia de la transferencia de masa, así como su evolución. Entre los objetivos se pretende corroborar o desmentir las predicciones que hace la teoría estándar de evolución de estos sistemas binarios, llevando a cabo estudios de poblaciones tanto en la región cercana al mínimo periodo orbital observado (~ 80 min), como en la frontera superior del "hueco de periodos", el intervalo de periodos orbitales comprendido entre 3 y 4.5 horas. Cerca del periodo mínimo (~65 min según la teoría) se predice una concentración de más del 90 por ciento de la población total de cataclísmicas, que nunca había sido encontrada observacionalmente. Para probar o descartar esta afirmación, se siguen midiendo los periodos orbitales de toda la muestra de nuevas variables cataclísmicas del Sloan Digital Survey, en un ingente esfuerzo observacional.

Por otra parte, nuestro grupo de investigación ha demostrado que existe una gran densidad de sistemas intrínsecamente muy luminosos (con tasas de transferencia de materia muy altas) en el rango de periodos orbitales comprendidos entre 3 y 4.5 horas, que se conocen como sistemas SW Sextantis.

En un periodo orbital de 3 horas la teoría predice el cese del transporte de masa, lo cual parece contradecirse con la existencia de cataclísmicas con los mayores ritmos de transferencia de masa justo en la frontera superior de 3 horas. Se están realizando medidas de las masas de los sistemas SW Sextantis durante los estados de cese temporal de la acreción, cuando la desaparición del disco permite la observación de ambas componentes estelares. Este último proyecto cuenta con una amplia colaboración internacional, y requiere observaciones en modo "Target of Opportunity" con telescopios de clase 8-m, como el VLT y Gemini, así como el GTC de 10.4 m.

Durante los últimos años se ha abierto otra línea de investigación: el estudio de estrellas binarias progenitoras de nebulosas planetarias. Uno de los posibles efectos que podrían esculpir una nebulosa planetaria bipolar es la órbita de una estrella binaria central, que contiene al menos una enana blanca. Por tanto, se busca una correlación significativa bipolaridad-binariedad a partir del estudio de las estrellas centrales de nebulosas planetarias bipolares. Se estudiará también una muestra de control de nebulosas planetarias esféricas. La historia de los episodios de eyección de masa dará pistas acerca de la fase de envoltura común, aún poco entendida.

Hitos

- Se ha descubierto una nova enana eclipsante dentro de la nebulosa bipolar Te 11. La modelización de la fotometría de alta velocidad durante el eclipse de la enana blanca indica que ésta tiene una masa de 1.18 M⊙ y una temperatura de 13000 K. El tipo espectral de la estrella compañera es M2.5, resultando encontrarse a una distancia de 330 pc, lo que posiciona el sistema en el bucle de Barnard, al borde de la súper burbuja de Orión-Eridano. Se ha identificado este sistema con la nova histórica ocurrida en el año 483 de nuestra era en Orión, y se postula que la nebulosa de Te 11 es el remanente de esa explosión. Esta conexión apoya el tiempo característico de miles de años para la transición posnova desde ritmos de transferencia de masa altos a bajos, lo que provoca las erupciones de tipo nova enana. Te 11 se ha convertido por tanto en un importante sistema para los estudios de novas y otras variables cataclísmicas, ya que es la única nova enana eclipsante dentro de un remanente de nova.

- Hasta la fecha se habían observado 10 explosiones de la nova recurrente M31N 2008-12a en la Galaxia de Andrómeda, incluyendo las erupciones anuales de 2008 a 2014. Con un periodo de recurrencia medido de 351 +/- 13 días (aunque el valor verdadero podría ser la mitad) y una enana blanca muy cercana al límite de Chandrasekhar, M31N 2008-12a se ha convertido en uno de los principales candidatos a progenitor de una supernova de tipo Ia. Iniciamos una campaña para asegurar la detección temprana de la erupción prevista para 2015, lo que puso en marcha programas de seguimiento en telescopios terrestres y espaciales, incluyendo fotometría desde el visible al infrarrojo cercano y espectroscopia visible, y observaciones en el ultravioleta y en rayos X desde el observatorio Swift. Tras el descubrimiento de la erupción de 2015 por el telescopio LCOGT de 2 m (Hawai), se realizaron observaciones espectroscópicas tempranas, que revelaron emisiones de corta duración de material con velocidades ~13000 km s-1, posiblemente colimadas. Las observaciones fotométricas y espectroscópicas de esta explosión han proporcionado evidencias que indican la presencia de una gigante roja como estrella donante. El periodo de recurrencia actualizado basado en todas las erupciones conocidas es de 174 +/- 10 días, y se esperaba que la siguiente explosión de M31N 2008-12a ocurriera alrededor de mediados de septiembre de 2016. La erupción de 2016 tuvo lugar finalmente el 12 de diciembre, pero la mayoría de las observaciones (GTC, Gemini, etc.) se vieron truncadas por las pésimas condiciones meteorológicas sufridas en el hemisferio norte durante el invierno. Un artículo de 38 páginas sobre esta nova recurrente fue publicado en The Astrophysical Journal.

- Tras del descubrimiento de Vanderburg et al. (2015) de tránsitos en la curva de luz K2 de la enana blanca WD 1145+017, que también muestra un gran exceso infrarrojo y una contaminación significativa por metales en su fotosfera, realizamos fotometría con resolución temporal de WD 1145+017 durante cuatro semanas. Se observaron múltiples eventos de tránsito con diferentes duraciones (3-12 min) y profundidades (10%-60%). Los tránsitos de menor duración indican que la nube de escombros posplanetarios tiene unas pocas veces el tamaño de la enana blanca. Los tránsitos evolucionan en tiempos característicos de pocos días, y se pudo realizar el seguimiento de varios tránsitos en particular durante varias noches, con periodos de recurrencia de ≃4.49 h. Esto indica la existencia de múltiples fragmentos de escombros en órbitas casi idénticas, cuyo origen aún es desconocido.

- Se ha publicado en Nature el hallazgo de un sistema binario compuesto por una enana blanca y una estrella fría, que muestra emisión desde los rayos X hasta longitudes de onda de radio. Se demuestra que AR Scorpii, inicialmente clasificada erróneamente como una estrella δ-Scuti en la década de 1970, es en realidad un sistema binario compacto con un periodo orbital de 3.56 h que muestra pulsos de brillo que se repiten cada 1.97 min. Estos pulsos reflejan la rápida rotación de una enana blanca magnética, la cual se está frenando con un tiempo característico de 107 años. Aunque los pulsos son generados por la rotación de la enana blanca, en realidad tienen su origen en la estrella compañera fría. El espectro de banda ancha de AR Sco es característico de la radiación sincrotrón, que requiere electrones moviéndose a velocidades relativistas. Por lo tanto, deben originarse cerca de la enana blanca o en la estrella compañera a través de la interacción directa con la magnetosfera de la enana blanca.

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