Colisión estelar

Una colisión estelar es la unión de dos estrellas [1] causada por la dinámica estelar dentro de un cúmulo estelar , o por la desintegración orbital de una estrella binaria debido a la pérdida de masa estelar o radiación gravitacional , o por otros mecanismos aún no bien entendidos.

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Colisión simulada de dos estrellas de neutrones

Los astrónomos predicen que eventos de este tipo ocurren en los cúmulos globulares de nuestra galaxia aproximadamente una vez cada 10,000 años. [2] El 2 de septiembre de 2008, los científicos observaron por primera vez una fusión estelar en Scorpius (llamada V1309 Scorpii ), aunque no se sabía que fuera el resultado de una fusión estelar en ese momento. [3]

Cualquier estrella en el universo puede chocar, ya sea que esté "viva", lo que significa que la fusión todavía está activa en la estrella, o "muerta", y la fusión ya no tiene lugar. Las estrellas enanas blancas , las estrellas de neutrones , los agujeros negros , las estrellas de la secuencia principal , las estrellas gigantes y las supergigantes son muy diferentes en tipo, masa, temperatura y radio, por lo que reaccionan de manera diferente. [2]

El 16 de octubre de 2017 se informó que un evento de onda gravitacional que ocurrió el 25 de agosto de 2017, GW170817 , estaba asociado con la fusión de dos estrellas de neutrones en una galaxia distante , la primera fusión de este tipo observada mediante radiación gravitacional. [4] [5] [6] [7]

Supernova tipo Ia

Las enanas blancas son los remanentes de estrellas de baja masa y, si forman un sistema binario con otra estrella, pueden provocar grandes explosiones estelares conocidas como supernovas de tipo Ia . La ruta normal por la cual esto sucede implica que una enana blanca extraiga material de una secuencia principal o una estrella gigante roja para formar un disco de acreción . Con mucha menos frecuencia, una supernova de tipo Ia ocurre cuando dos enanas blancas se orbitan entre sí de cerca. [8] La emisión de ondas gravitacionales hace que el par gire en espiral hacia adentro. Cuando finalmente se fusionan, si su masa combinada se acerca o excede el límite de Chandrasekhar , se enciende la fusión de carbono , elevando la temperatura. Dado que una enana blanca se compone de materia degenerada , no existe un equilibrio seguro entre la presión térmica y el peso de las capas superpuestas de la estrella. Debido a esto, las reacciones de fusión descontroladas calientan rápidamente el interior de la estrella combinada y se propagan, provocando una explosión de supernova . [8] En cuestión de segundos, toda la masa de la enana blanca se lanza al espacio. [9]

Fusiones de estrellas de neutrones

Las fusiones de estrellas de neutrones ocurren de manera similar a las raras supernovas de tipo Ia que resultan de la fusión de enanas blancas. Cuando dos estrellas de neutrones orbitan entre sí de cerca, giran en espiral hacia adentro a medida que pasa el tiempo debido a la radiación gravitacional. Cuando se encuentran, su fusión conduce a la formación de una estrella de neutrones más pesada o un agujero negro, dependiendo de si la masa del remanente excede el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff . Esto crea un campo magnético que es billones de veces más fuerte que el de la Tierra, en cuestión de uno o dos milisegundos. Los astrónomos creen que este tipo de evento es lo que crea breves estallidos de rayos gamma [10] y kilonovas . [11]

Objetos Thorne – Żytkow

Si una estrella de neutrones choca con un gigante rojo de masa y densidad suficientemente bajas, ambos pueden sobrevivir en la forma de un peculiar híbrido conocido como objeto Thorne-Żytkow , con una estrella de neutrones rodeada por un gigante rojo.

Fusiones de estrellas binarias

Aproximadamente la mitad de todas las estrellas en el cielo son parte de sistemas binarios, con dos estrellas orbitando entre sí. Algunas estrellas binarias se orbitan entre sí tan de cerca que comparten la misma atmósfera, lo que le da al sistema una forma de maní. Si bien la mayoría de las estrellas binarias de contacto son estables, algunas se han vuelto inestables y se han fusionado en el pasado por razones que no se comprenden bien (consulte la sección correspondiente a continuación).

Cuando dos estrellas de baja masa en un sistema binario se fusionan, la masa puede desprenderse en el plano orbital de las estrellas fusionadas, creando un disco de excreción a partir del cual se pueden formar nuevos planetas. [12]

Si bien el concepto de colisión estelar ha existido durante varias generaciones de astrónomos, solo el desarrollo de nueva tecnología ha hecho posible que se estudie de manera más objetiva. Por ejemplo, en 1764, el astrónomo Charles Messier descubrió un cúmulo de estrellas conocido como Messier 30 . En el siglo XX, los astrónomos concluyeron que el cúmulo tenía aproximadamente 13 mil millones de años. [13] El telescopio espacial Hubble resolvió las estrellas individuales de Messier 30. Con esta nueva tecnología, los astrónomos descubrieron que algunas estrellas, conocidas como " rezagadas azules ", parecían más jóvenes que otras estrellas del cúmulo. [13] Luego, los astrónomos plantearon la hipótesis de que las estrellas pueden haber "chocado" o "fusionado", dándoles más combustible para que continuaran la fusión mientras las estrellas compañeras a su alrededor comenzaban a apagarse. [13]

Si bien las colisiones estelares pueden ocurrir con mucha frecuencia en ciertas partes de la galaxia, la probabilidad de una colisión que involucre al Sol es muy pequeña. Un cálculo de probabilidad predice que la tasa de colisiones estelares que involucran al Sol es de 1 en 10 28 años. [14] A modo de comparación, la edad del universo es del orden de 10 a 10 años. La probabilidad de encuentros cercanos con el Sol también es pequeña. La tasa se estima mediante la fórmula:

N ~ 4.2 · D 2 Myr −1

donde N es el número de encuentros por millón de años que se encuentran dentro de un radio D del Sol en parsecs . [15] A modo de comparación, el radio medio de la órbita de la Tierra, 1 UA , es 4,82 × 10 −6 parsecs .

Es probable que nuestra estrella no se vea afectada directamente por tal evento, pero la Tierra puede verse fácilmente afectada por una colisión cercana. Los astrónomos dicen que si ocurre una colisión estelar dentro de los 100 años luz de la Tierra, el estallido de rayos gamma resultante posiblemente podría destruir toda la vida en la Tierra. [14] Sin embargo, esto todavía es muy poco probable porque no hay cúmulos estelares tan cerca del Sistema Solar.

KIC 9832227 es un ejemplo de un sistema de estrella binaria de contacto eclipsante . Está compuesto principalmente por dos estrellas que orbitan entre sí de manera tan cercana que comparten la misma atmósfera, lo que le da al sistema una forma de maní. A medida que las órbitas de las dos estrellas decaen debido a la pérdida de masa estelar y la viscosidad interna, las dos estrellas eventualmente se fusionarán, dando como resultado una nova roja luminosa .

Un análisis de los eclipses de KIC 9832227 sugirió inicialmente que su período orbital se estaba acortando, y que los núcleos de las dos estrellas se fusionarían en 2022. [16] [17] [18] [19] Sin embargo, un reanálisis posterior encontró que uno de los conjuntos de datos utilizados en la predicción inicial contenían un error de tiempo de 12 horas, lo que provocó un aparente acortamiento falso del período orbital de las estrellas. [20] [21] [22] [23]

El mecanismo detrás de las fusiones de estrellas binarias aún no se comprende completamente, y sigue siendo uno de los principales enfoques de quienes investigan KIC 9832227 y otros binarios de contacto.

  1. ↑ Fred Lawrence Whipple (marzo de 1939), "Supernovas y colisiones estelares", Actas de la Academia Nacional de Ciencias de los Estados Unidos de América , 25 (3): 118-25, Código Bibliográfico : 1939PNAS ... 25..118W , doi : 10.1073 / pnas.25.3.118 , PMC  1077725 , PMID  16577876
  2. ^ a b Chang, Kenneth (13 de junio de 2000), "Two Stars Collide; New Star is Born" , The New York Times , consultado el 14 de noviembre de 2010
  3. ^ Tylenda, R .; Hajduk, M .; Kamiński, T .; et al. (11 de abril de 2011). "V1309 Scorpii: fusión de un binario de contacto". Astronomía y Astrofísica . 528 : A114. arXiv : 1012.0163 . Bibcode : 2011A y A ... 528A.114T . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201016221 .
  4. ^ Overbye, Dennis (16 de octubre de 2017), "LIGO detecta una feroz colisión de estrellas de neutrones por primera vez" , The New York Times
  5. ^ Casttelvecchi, Davide (25 de agosto de 2017). "Los rumores aumentan sobre un nuevo tipo de avistamiento de ondas gravitacionales" . Naturaleza . doi : 10.1038 / nature.2017.22482 . Consultado el 27 de agosto de 2017 .
  6. ^ Sokol, Josha (25 de agosto de 2017). "¿Qué sucede cuando chocan dos estrellas de neutrones?" . Cableado . Consultado el 27 de agosto de 2017 .
  7. ^ Drake, Nadia (25 de agosto de 2017). "¿Extrañas estrellas atrapadas arrugando el espacio-tiempo? Obtenga los hechos" . National Geographic . Consultado el 27 de agosto de 2017 .
  8. ^ a b González Hernández, JI; Ruiz-Lapuente, P .; Tabernero, HM; Montes, D .; Canal, R .; Méndez, J .; Bedin, LR (26 de septiembre de 2012). "No supervivientes compañeros evolucionados del progenitor de SN 1006". Naturaleza . 489 (7417): 533–536. arXiv : 1210.1948 . Código Bibliográfico : 2012Natur.489..533G . doi : 10.1038 / nature11447 . hdl : 2445/127740 . PMID  23018963 .
  9. ^ Freedman, Roger A., ​​Robert M. Geller, William J. Kaufmann III (2009). The Universe 9th Edition , p.543-545. WH Freeman and Company, Nueva York. ISBN  1-4292-3153-X
  10. ^ Rosswog, Stephan (2013). "Astrofísica: resplandor radiactivo como una pistola humeante" . Naturaleza . 500 (7464): 535–6. Código bibliográfico : 2013Natur.500..535R . doi : 10.1038 / 500535a . PMID  23985867 .
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  14. ^ a b Lucentini, Jack (1 de junio de 2000). "Los investigadores afirman primera prueba de que las estrellas chocan" . Space.com . Archivado desde el original el 19 de abril de 2004 . Consultado el 15 de enero de 2014 . Según un cálculo, es probable que el sol se estrelle por cada 10,000 billones, billones de años (eso es 28 ceros), y se quemará por sí solo mucho antes que eso.
  15. ^ García-Sánchez, J .; et al. (24 de agosto de 1998), "Perturbación de la nube de Oort por aproximaciones estelares cercanas", Dinámica de asteroides y cometas , Tatrauska Lomnica, República Eslovaca, hdl : 2014/19368
  16. ^ Molnar, Lawrence A .; Noord, Daniel M. Van; Kinemuchi, Karen; Smolinski, Jason P .; Alexander, Cara E .; Cook, Evan M .; Jang, Byoungchan; Kobulnicky, Henry A .; Spedden, Christopher J. (2017). "Predicción de un estallido de Nova Roja en KIC 9832227". El diario astrofísico . 840 (1): 1. arXiv : 1704.05502 . Código Bibliográfico : 2017ApJ ... 840 .... 1M . doi : 10.3847 / 1538-4357 / aa6ba7 . ISSN  0004-637X .
  17. ^ Kinemuchi, Karen (1 de octubre de 2013). "¿Pulsar o Eclipse? Estado de KIC 9832227 Estrella Variable". arXiv : 1310.0544 [ astro-ph.SR ].
  18. ^ Byrd, Deborah. "Se prevé que la estrella explote en 2022" . EarthSky . Comunicaciones EarthSky . Consultado el 6 de enero de 2017 .
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  22. ^ Socia, Quentin J .; Galés, William F .; Corto, Donald R .; Orosz, Jerome A .; Angione, Ronald J .; Molino de viento, Gur; Caldwell, Douglas A .; Batalha, Natalie M. (11 de septiembre de 2018). "KIC 9832227: uso de datos de Vulcan para negar la predicción de fusión de Red Nova 2022". Cartas de revistas astrofísicas . 864 (2): L32. arXiv : 1809.02771 . doi : 10.3847 / 2041-8213 / aadc0d .
  23. ^ Parks, Jake (7 de septiembre de 2018). "Dos estrellas NO se fusionarán y explotarán en furia roja en 2022" . astronomy.com .

  • "Pau Amaro Seoane MODEST grupo de trabajo 4" Colisiones estelares " " . Consultado el 20 de mayo de 2013 .