Señales de rayos X de la destrucción del planeta enano blanco

David Trevascus es un estudiante graduado con honores en astrofísica de la Universidad de Monash en Melbourne (solicitando puestos de doctorado). En su año de honor, investigaron sistemas planetarios alrededor de enanas blancas, realizando 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 ejecutando una campaña casera de Dragones y Mazmorras durante su tiempo libre.

Título: Una enana blanca acumulando material planetario determinado a partir de observaciones de rayos X

Autores: Tim Cunningham, Peter J. Wheatley, Pier-Emmanuel Tremblay, Boris T. Gänsicke, George W. King, Odette Toloza y Dimitri Veas

Institución del primer autor: Departamento de Física, Universidad de Warwick, Coventry, CV4 7AL, Reino Unido

Estado: Publicado en Nature (acceso cerrado); Disponible en archivo

A enano blanco es la etapa final 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. hemos observado miles de enanas blancas a través de estudios del cielo nocturno, pero sabemos mucho menos 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 por metales” insinúa la existencia de planetas alrededor de estrellas enanas blancas. Las enanas blancas están cubiertas por una fina capa exterior de restos de hidrógeno y helio conocida como fotosfera. Cualquier elemento más pesado (rieles) presentes en la fotosfera se hundirá relativamente rápido fuera de esta capa debido a las fuertes fuerzas gravitatorias de la enana blanca. Por lo tanto, es sorprendente que, cuando observamos los espectros químicos de las enanas blancas, encontremos que 25-50% de ellos tienen metales que contaminan sus capas exteriores. La explicación generalmente aceptada para esta contaminación es la acumulación de planetas (y otros cuerpos más pequeños) sobre las superficies de estas enanas blancas. El artículo de hoy describe la primera detección conocida de rayos x emisiones causadas por este tipo de acumulación de la enana blanca G29-38.

¿Por qué el material acumulado emite rayos X? Bueno, se trata de lo que sucede cuando el material en órbita golpea la enana blanca. En el proceso de acrecentando sobre la enana blanca, el material en órbita pierde mucha energía cinética muy rápidamente. Lo hace calentándose a altas temperaturas y produciendo radiación de alta energía (es decir, rayos X) que se lleva la energía.

Hemos detectado emisiones de rayos X de enanas blancas acumuladas antes, pero todas las detecciones anteriores han sido de sistemas estelares binarios, donde el material acumulado solía pertenecer a la otra estrella. Las diferencias clave para esta detección fueron que los fotones se concentraron a energías más bajas y que la luminosidad general de rayos X del evento fue menor. Esto se debe a la menor masa y, por lo tanto, a las menores tasas de acreción del material planetario en comparación con el material estelar.

Para determinar la tasa de acumulación de material en la enana blanca, primero debemos conocer la luminosidad de rayos X del evento de acumulación. Esto requiere que tomemos la suma total (es decir, la integral) del flujo de rayos X sobre diferentes energías de fotones.

El flujo de rayos X de este evento fue medido por el detector ACIS-S en el Observatorio de rayos X Chandra. Este detector es más sensible a energías de fotones en el rango de 1,0 a 6,5 ​​keV. Una parte significativa de los electrones detectados estaban a energías más bajas (menos de 0,5 keV) donde el detector es menos sensible.

Los autores de este artículo abordaron este problema simulando el flujo de rayos X creado 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 acumulado. Al ajustar estos modelos a la distribución de energía fotónica 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 acreción de material planetario en una enana blanca han dependido de 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 han aprovechado esta oportunidad para comparar su nueva medición independiente de la tasa de acumulación con mediciones 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 tienen en cuenta la mezcla adicional de material estelar entre las capas de la enana blanca que se encuentra en los modelos de convección 3D (a diferencia de los modelos 1D), un fenómeno conocido como exceso de convección. La contabilización del exceso de convección da como resultado una coincidencia aproximada entre las dos mediciones de la tasa de acreción.

Figura 1: Comparación entre las tasas de acreción medidas (incluidas las incertidumbres) en relación con la temperatura de la fotosfera de la enana blanca. Los puntos de datos circulares y de diamante abierto indican las tasas de acreción medidas a partir de la emisión de rayos X, utilizando diferentes composiciones (tierra a granel frente a fotoesférica) y diferentes distribuciones de temperatura (isotérmica frente a flujo de enfriamiento) del material de acreción en el modelo de flujo de rayos X . La banda azul indica el intervalo de confianza del 68 % en la tasa de acumulación de rayos X. Las líneas continuas indican las tasas de acreción en estado estacionario con exceso de convección (verde) y sin (rojo). Los círculos azules y naranjas sólidos indican las tasas de acumulación medidas previamente para 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 por metales en las enanas blancas. Sabemos por observaciones infrarrojas que muchas enanas blancas contaminadas también albergan un disco de escombros polvorientos de material planetario (similar al asteroide o los cinturones de Kuiper en nuestro propio sistema solar). Todavía no comprendemos completamente el mecanismo a través del cual este material se deposita en la superficie de la enana blanca. Tampoco entendemos la variabilidad que vemos en la radiación infrarroja emitida por estos discos a lo largo del tiempo.

Debido a las incertidumbres en la estimación del flujo de rayos X en longitudes de onda más bajas, los autores de este artículo admiten que su medida de la tasa de acreción es un límite inferior para la verdadera tasa de acreción de material planetario. Sin embargo, los autores señalan que los futuros telescopios de rayos X, como el Telescopio avanzado para astrofísica de alta energía (ATHENA) podrá estudiar mejor las emisiones de rayos X de los sistemas planetarios de enanas blancas.

Astrobite editado por Sumeet Kulkarni

Crédito de la imagen destacada: NOIRLab/NSF/AURA/J. porque silva

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