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| Impresión artística de un sistema variable cataclísmico visto desde la superficie de un planeta en órbita. Departamento de Imagen y Difusión FIME-UANL/ Lic. Debahni Selene Lopez Morales D.R. 2022 |
¿Has oído hablar de LU Camelopardalis, QZ Serpentis, V1007 Herculis y BK Lyncis? No, no son miembros de una banda de chicos de la antigua Roma. Son Variables Cataclísmicas, estrellas binarias que están tan juntas que una estrella extrae material de su hermana. Esto hace que la pareja varíe salvajemente de brillo.
¿Pueden existir planetas en este entorno caótico? ¿Podemos detectarlos? Un nuevo estudio responde afirmativamente a ambas preguntas.
Las Variables Cataclísmicas (CV) experimentan grandes aumentos de brillo. Todas las estrellas varían en brillo hasta cierto punto, incluso nuestro propio sol. Pero el aumento de brillo de las CV es mucho más pronunciado que el de estrellas como nuestro Sol, y se produce de forma irregular.
Existen diferentes tipos de variables cataclísmicas: novas clásicas, novas enanas, algunas supernovas y otras. Todos los tipos comparten la misma mecánica básica. Un par de estrellas orbitan estrechamente entre sí, y una de ellas es más masiva que la otra. La más masiva se denomina estrella primaria y extrae gas de la estrella de menor masa, que los astrónomos llaman estrella donante. La estrella primaria de una CV es una enana blanca y la estrella donante suele ser una enana roja. Las estrellas enanas rojas son más frías y menos masivas que las enanas blancas. Tienen masas entre 0,07 y 0,30 masas solares y un radio de aproximadamente el 20% del del Sol. Las estrellas primarias enanas blancas tienen una masa típica de alrededor de 0,75 masas solares pero radios mucho más pequeños, más o menos como el de la Tierra.
Cuando la estrella primaria extrae material de la estrella donante, el material forma un disco de acreción alrededor de la estrella primaria. El material del disco de acreción se calienta y eso provoca un aumento de la luminosidad. Este aumento puede superar la luz del par de estrellas. Si hay un tercer cuerpo débil -un planeta- en el sistema, su gravedad puede afectar a la transferencia de material del donante a la estrella primaria. Estas perturbaciones afectan a la luminosidad del sistema, lo que constituye el núcleo del nuevo estudio.
Los autores del estudio muestran cómo los entornos caóticos que rodean a las CV pueden albergar planetas y explica cómo los astrónomos pueden detectarlos. El estudio es "Probando la hipótesis del tercer cuerpo en las variables cataclísmicas LU Camelopardalis, QZ Serpentis, V1007 Herculis y BK Lyncis". Se publica en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS). El autor principal es el Dr. Carlos Chávez, de la Universidad Autónoma de Nuevo León en México.
El material atraído hacia la estrella primaria se reúne en un anillo de acreción y se calienta, creando una mayor luminosidad. Pero la transferencia de material al disco no es constante; sube y baja a medida que las estrellas del CV se orbitan entre sí. Chávez y sus colegas examinaron cuatro variables cataclísmicas en su estudio: LU Camelopardalis, QZ Serpentis, V1007 Herculis y BK Lyncis. Las cuatro CVs muestran periodos fotométricos muy largos (VLPPs), que son periodos de luminosidad aumentada que no se ajustan a los periodos orbitales de las binarias.
Hay un punto entre ambas estrellas y el tercer cuerpo llamado punto L1, o punto Lagrangiano Uno. Es un punto de equilibrio gravitatorio entre las estrellas. El punto L1 es dinámico y su posición cambia cuando las estrellas se mueven. El autor principal, Chavez, demostró en un artículo anterior que un tercer cuerpo, un planeta, puede provocar oscilaciones en el punto L1.
A medida que el punto L1 cambia, la cantidad de material atraído hacia la estrella primaria -la tasa de transferencia de masa- cambia. Un cambio en la tasa de transferencia de masa crea un cambio en la luminosidad de todo el sistema de tres cuerpos.
Al medir los cambios de luminosidad de los cuatro CV, los investigadores calcularon las distancias y masas de los posibles terceros cuerpos en los sistemas basándose en los cambios de luminosidad de cada sistema. Sus cálculos muestran que las variaciones tienen períodos mucho más largos que los períodos orbitales de las estrellas. Según el equipo, dos de las cuatro CV estudiadas tienen "cuerpos parecidos a planetas" orbitando alrededor de ellas.
"Nuestro trabajo ha demostrado que un tercer cuerpo puede perturbar una variable cataclísmica de tal manera que puede inducir cambios de brillo en el sistema", dijo el Dr. Chávez en un comunicado de prensa. "Estas perturbaciones pueden explicar tanto los larguísimos periodos que se han observado -entre 42 y 265 días- como la amplitud de esos cambios de brillo. De los cuatro sistemas que estudiamos, nuestras observaciones sugieren que dos de los cuatro tienen objetos de masa planetaria en órbita a su alrededor."
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| Esta es una imagen de la variable cataclísmica AE Aquarii, que no forma parte de este estudio. La enana blanca, más pequeña pero más masiva, está extrayendo material de su compañera de la secuencia principal, normalmente una enana roja. Crédito de la imagen: Por Casey Reed / NASA - Nasa - White Dwarf Pulses Like a Pulsar, Public Domain |
No es la primera vez que los científicos abordan las CV y tratan de encontrar una explicación a las variaciones de luminosidad. En 2017, otro equipo de investigadores publicó un artículo en el que presentaban los cuatro CV y sus VLPP. Sugirieron que los planetas eran la causa. Pero dijeron que "... el plano orbital del tercer cuerpo debe ser mayor de 39,2 grados para que este mecanismo sea efectivo para perturbar la binaria interna de manera efectiva."
"Aquí exploramos una nueva posibilidad, a saber, que la perturbación secular por un tercer objeto de baja excentricidad y baja inclinación explique el VLPP y también el cambio de magnitud observado en estas cuatro CV", escriben Chávez y sus coautores en su artículo. Dicen que "... un tercer cuerpo en una órbita planar cercana y casi circular podría producir perturbaciones en la excentricidad de la binaria central".
Según Chávez, su trabajo supone una nueva forma de detectar exoplanetas. Los cazadores de planetas encuentran la mayoría de los exoplanetas mediante el sistema de tránsito. Cuando un exoplaneta transita por delante de su estrella, se produce un descenso detectable en la luz estelar. Aunque es eficaz -hemos encontrado miles de planetas de esta manera-, el método de tránsito tiene limitaciones. Sólo funciona cuando las cosas están bien alineadas. Tenemos que mirarlo desde un lado, por así decirlo, o el planeta no transita por la estrella desde nuestro punto de vista, y no hay una caída de la luz estelar.
Pero el método desarrollado por Chávez y sus colegas no depende de los tránsitos planetarios. Se basa en el cambio intrínseco de luminosidad que se observa desde diferentes ángulos.
Fuentes, créditos y referencias:
Fuentes: Real Sociedad Astronómica, Universe Today