Un modelo explica la evolución de un sistema binario inusual, ¿por qué la estrella más grande no es tan luminosa?
En una galaxia muy lejana, un agujero negro excepcionalmente masivo se mueve alrededor de una estrella masiva en una órbita inusualmente estrecha. Y algo extraño, también: la estrella no es tan brillante como debería.
Los astrónomos se han estado haciendo preguntas sobre este sistema binario de rayos X, denominado M33 X-7, pero nadie podía explicar todas sus características. Ahora, un equipo de investigación de la Universidad Northwestern tiene la explicación.
Los investigadores han elaborado un modelo de la formación e historia evolutiva del sistema que explica todas las características que se observan en el sistema: la cerrada órbita, las grandes masas de ambos, la estrella y el agujero negro, la luminosidad en rayos X del agujero negro y por qué su estrella compañera es menos luminosa de lo que cabría esperar, dada su masa.
El modelo evolutivo se publicó el 20 de octubre en la revista Nature. La investigación permite que los astrónomos tengan una mejor comprensión de cómo evolucionan e interactúan las estrellas masivas con entorno, y arroja luz sobre la física que está detrás del proceso de formación de un agujero negro.
«Este sistema nos atrajo porque tiene uno de los agujeros negros más masivo que se han formado a partir de una estrella, y sin embargo el resto de sus características, especialmente la masa de su estrella compañera y su órbita, no tenía ningún sentido desde una punto de vista evolutivo», dice Vicky Kalogera, profesor de física y astronomía en el Colegio Weinberg de Artes y Ciencias.
M33 X-7 es uno de los pocos sistemas binarios de rayos X entre los conocidos que contiene un agujero negro fuera de nuestra galaxia, y su estrella es la estrella más masiva que se haya descubierto en un sistema así.
El modelo evolutivo de M33 X-7 hecho por los investigadores comienza con dos estrellas en un sistema binario (una orbitando alrededor de la otra). Una estrella tiene 100 masas solares (100 veces la masa del Sol), y la otra tiene 30 masas solares. Las estrellas se encuentran en una apretada órbita, muy cerca una de la otram y la estrella más grande gira cada vez más rápido hasta que casi envuelve a la otra. La estrella que inicialmente era más pequeña gana desde material su compañera, mientras que la estrella inicialmente más grande y más masiva colapsa en un agujero negro al agotarse su combustible nuclear. La órbita se hace aún más cerrada.
La estrella, que ahora llega a 70 masas solares, no es tan luminosa como otras estrellas de masa similar en parte debido a la forma en que ganó su masa y, en parte debido a la inclinación del sistema con respecto a nosotros. Por un lado, la estrella ha absorbido masa tan rápidamente a causa de su interacción con la otra estrella (que ahora es un agujero negro) que no puede ajustar lo suficientemente rápido su nueva masa. Por lo tanto, la estrella no combustiona de modo tan brillante como lo haría una estrella no perturbada de esa masa. Por otra parte, la estrella se deforma debido a la presencia cercana de un agujero negro masivo, y la temperatura y la luminosidad de la estrella no son uniformes en toda la superficie. Este efecto, combinado con la inclinación del sistema con respecto a nuestra línea de visión, hace que estemos mirando las regiones ecuatoriales de la estrella, menos brillantes.
Y ahora el agujero negro masivo se está haciendo aún más grande. La estrella compañera aporta alimentación de materia, por medio del viento estelar, hacia al agujero negro. En el proceso se emiten rayos X, lo que permite que los astrónomos puedan observar el agujero negro.
«Los agujeros negros solitarios son muy difíciles de observar, pero los sistemas de rayos X binarios, tales como M33 X-7, hacen que los agujeros negros sean visibles para nosotros», dice Francesca Valsecchi, estudiante de doctorado en el grupo de investigación de Kalogera y autor principal del artículo. «Estos sistemas aportan un laboratorio único de física para el estudio de masivos objetos compactos».
Valsecchi, Kalogera y sus colegas realizaron cálculos detallados sobre la evolución del sistema binario para explorar los posibles caminos evolutivos. Utilizaron la información que se conoce sobre la física de las interacciones entre estrellas binarias y los procesos de formación de los agujeros negros.
En su trabajo inicial, corrieron más de 200.000 secuencias en un sistema agrupado de computación de alto rendimiento, al que le llevó un par de meses completarlas. Luego los investigadores examinaron una serie de estas secuencias con más detalle y pudieron identificar el modelo final, que coincide con todas las características observadas en M33 X-7.
M33 X-7 es un sistema binario de rayos X descubierto en 2007 en la galaxia Messier 33, conocida como M33. (Un sistema binario de rayos-X es una clase de estrellas binarias que son luminosas en el espectro de los rayos-X.) La galaxia Messier 33, un poco más lejos de nosotros que la galaxia de Andrómeda, se encuentra entre los objetos permanentes más lejanos que se pueden ver a simple vista.
El título de la ponencia es «Formation of the black-hole binary M33 X-7 via mass-exchange in a tight massive system». Además de Kalogera y Valsecchi, los otros autores del artículo son Evert Glebbeek, Will M. Farr, Tassos Fragos, Bart Willems, Jerome A. Orosz y Jifeng Liu.
Fuente: EurekAlert. Aportado por Eduardo J. Carletti
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