David Trevascus es un estudiante graduado con honores en astrofísica de la Universidad de Monash, Melbourne (aplica para puestos de doctorado). En su año de honor, realizaron investigaciones sobre sistemas planetarios alrededor de enanas blancas y realizaron simulaciones hidrodinámicas de discos de gas excéntricos. Actualmente trabajan como asistentes de investigación procesando datos de imágenes de rayos X y disfrutan jugando nuevos juegos de mesa y realizando una campaña en casa de Dungeons and Dragons durante su tiempo libre.
Título: Una enana blanca que acumula material planetario específico a partir de observaciones de rayos X
Autores: Tim Cunningham, Peter J. Wheatley, Pierre Emmanuel Tremblay, Boris T. Gensek, George W. King, Odette Tolosa y Dimitri Veese
Fundación Primer Autor: Departamento de Física, Universidad de Warwick, Coventry, CV4 7AL, Reino Unido
condición: Publicado en Nature (acceso cerrado); Disponible en Arxiv
a enano blanco Es la última etapa de la vida de una estrella de baja masa como nuestro sol. Después de que nuestro Sol quema todo el hidrógeno y el helio en su núcleo, deja una bola inerte de carbono y oxígeno. Nos dimos cuenta Miles de enanas blancas A partir de los estudios del cielo nocturno, no sabemos mucho sobre lo que sucede con los planetas alrededor de estas estrellas muertas. ¿Existe la posibilidad de que algún día podamos ver los restos de un planeta similar a la Tierra orbitando una enana blanca?
Un fenómeno conocido como «contaminación mineral» se refiere a la presencia de planetas alrededor de estrellas enanas blancas. Las enanas blancas están cubiertas con una fina capa exterior de residuos de hidrógeno y helio conocida como fotosfera. cualquier elemento más pesado (metal) presente en la fotosfera Te hundirás relativamente rápido fuera de esta capa. Debido a las fuertes fuerzas gravitatorias de la enana blanca. Entonces, es sorprendente que cuando observamos los espectros químicos de las enanas blancas, encontremos que 25-50% de ellos contienen minerales que contaminan sus capas externas. La explicación generalmente aceptada para esta contaminación es la acumulación de planetas (y otros cuerpos más pequeños) en las superficies de estas enanas blancas. El artículo de hoy describe el primer descubrimiento conocido de rayos x Emisiones de este tipo de acumulación de una enana blanca G29-38.
¿Por qué acumular materiales que emiten rayos X? Bueno, se trata de lo que sucede cuando la materia orbital choca con una enana blanca. En proceso Acumulación En una enana blanca, la materia orbital pierde mucha energía cinética muy rápidamente. Lo hace calentando a altas temperaturas y produciendo radiación de alta energía (como los rayos X) que transmite la energía.
Hemos detectado emisiones de rayos X de la acumulación de enanas blancas antes, pero los descubrimientos anteriores fueron todos de sistemas estelares binarios, donde la materia acumulada pertenecía a la otra estrella. Las principales diferencias con este descubrimiento fueron que los fotones se enfocaron a energías más bajas y que la luminosidad general de rayos X del evento fue menor. Esto se debe a la baja masa y, por lo tanto, a las bajas tasas de acumulación del material planetario en comparación con el material estelar.
Para determinar la tasa de acreción de materia en la enana blanca, primero debemos conocer la luminosidad de rayos X del evento de acreción. Esto requiere que tomemos la suma total (es decir, la integral) del flujo de rayos X a diferentes energías de fotones.
El flujo de rayos X de este evento fue medido por un detector ACIS-S en Observatorio de rayos X Chandra. Este detector es el más sensible a Energías de fotones En el rango de 1,0 – 6,5 kV. Una parte significativa de los electrones detectados estaban a energías más bajas (<0,5 keV) donde el detector es menos sensible.
Los autores de este artículo abordaron este problema simulando el flujo de rayos X generado por este evento de acreción. Su modelo tiene en cuenta la temperatura efectiva de la fotosfera de la enana blanca, así como la composición y distribución de temperatura del material de acreción. Al ajustar estos modelos a la distribución de energía de fotones observada, los autores pudieron determinar el flujo total de rayos X y, por lo tanto, la luminosidad del evento de emisión.
A partir de la luminosidad de los rayos X, los autores de este artículo pudieron determinar la tasa de acumulación de material planetario en la enana blanca (dado que los dos son directamente proporcionales). Midieron una tasa de acumulación de 1,63109 gramos por segundo. Esta es la primera medición directa de la tasa de acumulación de material planetario en una enana blanca a partir de observaciones de rayos X.
Las mediciones anteriores de las tasas de acumulación de material planetario en una enana blanca se basaron en lo que se conoce como modelo de estado estacionario. Este modelo asume que la abundancia de metales en la fotosfera permanece más o menos constante a lo largo del tiempo, ya que se acumulan en la enana blanca y luego se difunden en su núcleo.
Los autores de este artículo aprovecharon esta oportunidad para comparar su nueva medida independiente de la tasa de acumulación con las medidas de estado estacionario. Encuentran que las tasas de acumulación de estado estacionario medidas son aproximadamente un orden de magnitud más bajas que sus observaciones. Sin embargo, señalan que las tasas de acreción en estado estacionario no explican la mezcla adicional de material estelar entre las capas de enanas blancas que se encuentran en los modelos de convección 3D (a diferencia de los modelos 1D), un fenómeno conocido como carga térmica excedida. El cálculo del desbordamiento convectivo da como resultado una coincidencia aproximada entre las mediciones de la tasa de acumulación.
Figura 1: Comparación de las tasas de acumulación medidas (incluidas las incertidumbres) con respecto a la temperatura de la fotosfera de la enana blanca. Los puntos de datos de circuito abierto y de diamante indican las tasas de acreción medidas a partir de la emisión de rayos X, utilizando diferentes combinaciones (masa terrestre frente a fotosfera) y diferentes distribuciones de temperatura (isotérmico frente a flujo de enfriamiento) de los acumuladores en el modelado de flujo de rayos X. La barra azul indica el intervalo de confianza del 68 % en la tasa de acumulación de rayos X. Las líneas sólidas indican las tasas de acumulación en estado estacionario con exceso de convección (verde) y sin (rojo). Los círculos sólidos azules y naranjas indican las tasas de agregación medidas previamente de G29-38. Figura 3 del artículo.
Este método para medir la tasa de acumulación instantánea de material planetario en enanas blancas contaminadas debería ayudarnos a responder una serie de preguntas abiertas sobre cómo se produce la contaminación del mineral de las enanas blancas. Sabemos por observaciones infrarrojas que muchas enanas blancas contaminadas también contienen un disco de escombros polvorientos de material planetario (similar a los cinturones de asteroides o Kuiper en nuestro sistema solar). Todavía no comprendemos completamente el mecanismo por el cual esta sustancia se deposita en la superficie de la enana blanca. Tampoco entendemos la variación que vemos en la radiación infrarroja emitida por estos discos a lo largo del tiempo.
Debido a la incertidumbre en la estimación del flujo de rayos X en longitudes de onda más bajas, los autores de este artículo reconocen que su medida de la tasa de acumulación es el límite inferior de la verdadera tasa de acumulación de material planetario. Sin embargo, los autores señalan que los futuros telescopios de rayos X, como el Telescopio astrofísico avanzado de alta energía (ATHENA) Podrá estudiar mejor las emisiones de rayos X de los sistemas planetarios de enanas blancas.
Astrobite Editado por Sumit Kulkarni
Crédito de la imagen destacada: NOIRLab / NSF / AURA / J. da Silva
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