Discos Circunestelares y Circumbinarios en Sistemas Estelares Binarios Excéntricos

Transcripción

1 Discos Circunestelares y Circumbinarios en Sistemas Estelares Binarios Excéntricos Bárbara S. Pichardo y Linda S. Sparke (U. de Wisconsin) Luis A. Aguilar (IAUNAM/Ensenada)

2 Planetas Extrasolares Después de una búsqueda intensa por muchos astrónomos, en 1995 M. Mayor y D. Queloz anunciaron el descubrimiento del primer planeta fuera del Sistema Solar. M. Mayor y D. Queloz (1995) Nature, V. 378, p. 355 Estrella: 51 Pegasi G5V 1.06 M O dist: pc Planeta: p: 4.23 d a: 0.05 A.U. e: 0.01 M*sen(i): 0.46 M j v: m/s

3 Planetas Extrasolares Hoy en día se han encontrado más de 110 planetas extrasolares que orbitan alrededor de 105 estrellas. Ninguno de los sistemas encontrados se parece al Sistema Solar. Esto es reflejo de la técnica observacional empleada para encontrarlos, que es más sensible a planetas masivos en órbitas pequeñas.!v r = m p / a

4 Estrellas Binarias Sin embargo, la mayoria de las estrellas se encuentran en sistemas múltiples Sabemos que en una muestra de estrellas de la vecindad solar, más de la mitad de las estrellas forman parte de sistemas múltiples (Duquennoy y Mayor, 1991). Heacox & Gathright (1994) AJ 108, Alrededor de un 70% de estrellas en sistemas binarios tienen una separación de entre 1 y 400 A.U.; esta es una separación similar o menor al tamaño típico de discos circunestelares alrededor de estrellas aisladas (Mundi et al., 1996, Wilner, Ho y Rodriguez, 1996).

5 Estrellas Binarias Sin embargo, la mayoria de las estrellas se encuentran en sistemas múltiples Trabajando con una muestra local de estrellas del halo, Carney et al., (2001) encuentran una fracción de binarias similar a la población del disco galáctico. Carney, Aguilar, Latham & Laird (2004) AJ (enviado). La muestra de Carney et al. contiene binarias con períodos de 1.9 a 7,500 días, cubriendo esencialmente todo el intervalo en el que su técnica de identificación de binarias es sensible. Si suponemos una masa total de una masa solar, esto implica separaciones entre 0.03 y 8 A.U.

6 Estrellas Binarias Sabemos que en estrellas binarias con separaciones pequeñas los efectos de marea pueden ser importantes La gráfica de períodos contra excentricidad orbital muestra claramente un efecto de circularización, para sistemas binarios cuyos períodos son menores a 10 días. Duquennoy & Mayor (1991) AA 248, 485. Surge entonces la pregunta: Puede la influencia gravitacional de la compañera de una estrella binaria inhibir la formación de planetas a su alrededor?

7 Formación de Planetas Extrasolares en Estrellas Binarias Hasta ahora no se han descubierto planetas alrededor de estrellas binarias con separaciones pequeñas 16 Cygni-B M*Sin(i): 1.5 M J, e: 0.63 a: 1.6 A.U. Algunos de los planetas extrasolares descubiertos orbitan alrededor de una estrella que es parte de un sistema binario: 16 Cygni-B, τ Bootis, 55 ρ Cancri, etc.; sin embargo, en todos los casos la separación entre las estrellas es mayor a los 100 A.U. Cochran & Hatzes (1997) ApJ 483, 457. Existe evidencia observacional de formación de planetas a separaciones menores?

8 Discos Circunestelares alrededor de Estrellas Binarias compactas Una estrategia alternativa es buscar en la región milimétrica del espectro, la emisión de polvo caliente de un disco protoplanetario viscoso En 1998, Akeson, Koerner y Jensen anunciaron el descubrimiento de un disco circunestelar alrededor de la componente norte de T-Tauri. Akeson, Koerner & Jensen (1998) ApJ 505, 358. Las observaciones fueron realizadas en λ=3mm usando el radiotelescopio múltiple BIMA. El radio externo del disco es de 41(+26,-14) A.U., mas pequeño que la separación proyectada de 100 A.U. con T-tauri(S), a quien no se le detectó emisión indicativa de un disco. La masa estimada del disco encontrado es de alrededor de 0.01 de la masa de la estrella.

9 Discos Circunestelares alrededor de Estrellas Binarias compactas Una estrategia alternativa es buscar en la región milimétrica del espectro, la emisión de polvo caliente de un disco protoplanetario viscoso También en 1998, con tan solo 4 días de diferencia en la fecha de publicación, Rodriguez et al. anunciaron el descubrimiento de dos discos circumestelares alrededor de las dos estrellas del sistema binario de la fuente IRS5 en L1551. Rodriguez et al. (1998) Nature 395, 355. En este caso las observaciones fueron realizadas en λ =7mm usando el VLA. Ambos discos son de tamaño similar (~10 A.U.), mucho más pequeños que la separación proyectada de 45 A.U. entre las estrellas. La masa estimada de los discos es de 0.06 y 0.03 M O, aunque estos números son inciertos hasta en un factor de 4 debido a posible contaminación por emisión libre-libre del gas ionizado en el flujo bipolar.

10 Discos Circunestelares alrededor de Estrellas Binarias compactas En ambos estudios observacionales los autores hacen notar que el tamaño de los discos circunestelares encontrados es menor del esperado en base a la separación entre las componentes del sistema. Rodriguez et al., también hacen notar que hay evidencia de que la emisión milimétrica en estrellas T-tauri aisladas, es mayor que en aquellas que forman parte de un sistema binario con una separación menor a 100 A.U.; lo cual se interpreta como discos menos masivos en el segundo caso, resultado presumiblemente de la interacción gravitacional mutua de las compañeras estelares.

11 Discos Circunestelares alrededor de Estrellas Binarias compactas Cuál es el mecanismo responsable del posible truncamiento de discos circunestelares en un sistema binario?

12 Discos Circunestelares alrededor de Estrellas Binarias compactas Cuál es el mecanismo responsable del posible truncamiento de discos circumestelares en un sistema binario? Una posibilidad es el lóbulo de Roche que se forma alrededor de cada estrella en rotación mutua La rotación orbital crea una barrera centrífuga en la energía de Jacobi, en el marco de referencia en rotación con las estrellas.

13 Discos Circunestelares alrededor de Estrellas Binarias compactas Cuál es el mecanismo responsable del posible truncamiento de discos circunestelares en un sistema binario? Una posibilidad es el lóbulo de Roche que se forma alrededor de cada estrella en rotación mutua Esta barrera, junto con los pozos potenciales individuales de cada estrella, crea los lóbulos, que no pueden ser cruzados por ninguna partícula cuya energía no sea lo suficiente para remontar la barrera de los lóbulos.

14 Discos Circunestelares alrededor de Estrellas Binarias compactas Sin embargo, los lóbulos de Roche no puede explicar los discos circunestelares en L1551 IRS-5, que son mucho menores que la separación entre las estrellas. Algún mecanismo adicional, presumiblemente de índole dinámico deber ser responsable del truncamiento de estos discos.

15 Orbitas en Potenciales Estacionarios En un potencial estacionario, como el que describe a un sistema binario en órbita circular visto desde el marco de referencia en corotación, son las órbitas cerradas y estables, las que forman el armazón de la estructura orbital permitida por el potencial. En este caso, las partículas recorren trayectorias cuya forma es invariante en el tiempo. Una condición necesaria, mas no suficiente, que debe tener un potencial en el que el gas pueda formar un disco de acreción, es que permita la existencia de órbitas cerradas y estables que no se intersecten a sí mismas.

16 Orbitas en Potenciales No Estacionarios Sin embargo, el caso de un sistema binario excéntrico es cualitativamente diferente al de una binaria circular, ya que en el primer caso no existe marco de referencia alguno en el que el potencial sea estacionario. Al variar el potencial en el tiempo, las trayectorias de las partículas no seran invariantes. Qué puede constituir entonces la base de las órbitas regulares que seguiría el gas?

17 Orbitas en potenciales No Estacionarios En 1997, W. Maciejewski y L. Sparke introdujeron el concepto de loops dentro del contexto de la Dinámica de galaxias de barra. Estos autores investigaban la estructura orbital de galaxias que presentan dos barras centrales de tamaños diferentes. La evidencia observacional indicaba que las barras giran a velocidades angulares diferentes y, por lo tanto, no existe marco de referencia en el que el problema sea estático. Qué órbitas sigue el gas en estas galaxias? Erwin & Sparke (1999) ApJ 521, L37

18 El Concepto de "Loops" en potenciales dependientes del tiempo Maciejewski y Sparke descubrieron que es posible identificar contornos cerrados cuya forma cambia de manera periódica y que contienen siempre las mismas partículas. Un "loop" no es una órbita en el sentido de delinear el camino que seguirá una partícula dada, sino es mas bien una foto "instantánea" de un conjunto de partículas que se mueven sobre la misma órbita. Al moverse cada partícula siguiendo su trayectoria, el contorno delineado por todas ellas se deforma de manera contínua. Al regresar el potencial a su configuración inicial, todas las partícular regresan al contorno inicial, aunque no a la misma posición sobre éste.

19 El Concepto de "Loops" en potenciales dependientes del tiempo En el estudio de potenciales de doble barra, Maciejewski y Sparke encontraron familias de "loops" que se deforman al cambiar la orientación relativa de las barras y que regresan a la forma inicial al regresar las barras a sus posiciones relativas iniciales. El gas puede acomodarse en estos "loops" si estos no se autointersectan a un instante dado.

20 El Concepto de "Loops" Aplicado a Sistemas Binarios Excéntricos En el presente trabajo hemos extendido el concepto de "loops" al problema de encontrar los tamaños de discos circunestelares y circumbinario en un sistema binario excéntrico Para ello hemos hecho una búsqueda sistemática de "loops" que no se autointersecten en el problema coplanar de tres cuerpos. Se ha utilizado un integrador tipo "predictor-corrector" de Adams (biblioteca NAG) de paso y orden variable. El error máximo en la conservación de la energía de Jacobi en el caso circular es de una parte en 10 7 para una integración de 10 4 períodos.

21 El Concepto de "Loops" Aplicado a Sistemas Binarios Excéntricos La búsqueda de "loops" la hace de manera automática un programa que hace la búsqueda de afuera hacia adentro en el disco circumbinario, y de adentro hacia fuera para los discos circunestelares. La búsqueda se hace a lo largo del eje que une a las estrellas al momento del apoastro y se restringe a trayectorias que cruzan esta línea ortogonalmente. A cada punto sobre el eje, la búsqueda se inicia en la velocidad Kepleriana y el algoritmo va ajustando la velocidad inicial minimizando la dispersión de la trayectoria resultante en posición y velocidad cuando ésta cruza un sector que subtiende 5 grados alrededor del eje.

22 El Concepto de "Loops" Aplicado a Sistemas Binarios Excéntricos Hay dos parámetros que definen cada caso estudiado: la razón de masa (q), definida como la masa de la estrella secundaria entre la masa total y la excentricidad (e) de la órbita. Orbita del sistema binario Hemos considerado los casos siguientes: q: 0.001, 0.1, 0.2, 0.3, 0.4 y 0.5 e: 0.0, 0.2, 0.4, 0.6 y 0.8 En cada caso se ha determinado el radio externo de los discos circunestelares y el radio interno del disco circumbinario. Disco circumbinario Discos circunestelares

23 Resultados ORBITAS CIRCULARES Al realizar la búsqueda de loops circunestelares, se pasa primero por una región donde éstos no se autointersectan (trazo negro). Posteriormente se llega a una región donde los loops intersectan a otros más internos (trazo magenta). Finalmente, se llega a una región donde no existen loops. Nosotros tomamos como borde exterior del disco circunestelar el loop negro más externo (trazo azul). q=0.3

24 Resultados q=0.5 q=0.4 ORBITAS CIRCULARES En este caso el agujero central del disco circumbinario permanece mas o menos constante al variar la razón de masas de las estrellas. q=0.2 q=0.1

25 Resultados q=0.5 q=0.4 ORBITAS CIRCULARES En este caso el agujero central del disco circumbinario permanece mas o menos constante al variar la razón de masas de las estrellas. Los discos circunestelares varían de acuerdo al tamaño de los lóbulos de Roche, aunque son siempre menores a éstos. q=0.2 q=0.1

26 Resultados ORBITAS CIRCULARES En este caso el agujero central del disco circumbinario permanece mas o menos constante al variar la razón de masas de las estrellas. Los discos circunestelares varían de acuerdo al tamaño de los lóbulos de Roche, aunque son siempre menores a éstos.

27 Resultados ORBITAS EXCÉNTRICAS q=0.5 e=0 e=0.2 En este caso, el efecto en el tamaño del agujero central del disco circumbinario es dramático, aumentando en un factor de 1.75 al incrementar la excentricidad orbital de 0.0 a 0.8 e=0.4 e=0.8

28 Resultados ORBITAS EXCÉNTRICAS q=0.5 e=0 e=0.2 En este caso, el efecto en el tamaño del agujero central del disco circumbinario es dramático, aumentando en un factor de 1.75 al incremental la excentricidad orbital de 0.0 a 0.8 Los discos circunestelares se ven afectados también. e=0.4 e=0.8

29 Resultados ORBITAS EXCÉNTRICAS En este caso, el efecto en el tamaño del agujero central del disco circumbinario es dramático, aumentando en un factor de 1.75 al incrementar la excentricidad orbital de 0.0 a 0.8 Los discos circunestelares se ven afectados también.

30 Resultados e=0 e=0.2 En esta secuencia podemos apreciar la magnitud del efecto en los tamaños de los discos introducido por la excentricidad orbital. e=0.4 e=0.8

31 Resultados e=0 e=0.2 En esta secuencia podemos apreciar la magnitud del efecto en los tamaños de los discos introducido por la excentricidad orbital. Es claro que la excentricidad orbital es un factor muy importante en la determinación del tamaño relativo de los discos circunestelares y circumbinbario. e=0.4 e=0.8

32 Resultados El caso de L1551 IRS5 La fuente IRS5 en L1551 tiene una separación entre las estrellas de 45 A.U., siendo los discos circunestelares detectados de tamaños similares con un radio de 10 A.U.; no existe información sobre las dimensiones del disco circumbinario. Suponiendo que las masas de las estrellas son iguales y tomando la separación entre ellas como base para escalar nuestros resultados, concluimos que la excentricidad del sistema es menor o igual a 0.2.

33 Resultados El caso de α Centauri A y B También hemos estudiado el caso de α Centauri A y B. Este sistema binario consiste en una estrella G2V (1.1 M O ) y una K1V (0.9 M O ) en una órbita de semieje mayor igual a 23.4 A.U. y una excentricidad de 0.52 Quintana et al. (2002) han realizado simulaciones numéricas de formación de planetas bajo la hipótesis "planetesimal" en este sistema que por su alta excentricidad representa un desafío interesante a la formación de planetas. Estos autores solo consideran órbitas dentro de 2 A.U. de la estrella primaria. Nuestros resultados indican que es posible la existencia de un disco protoplanetario de hasta 3.5 A.U. de radio.

34 Conclusiones Hemos aplicado el concepto de "loops" para encontrar las regiones dinámicamente estables donde puede acretar gas, o existir planetas, alrededor de cada una de las estrellas que forman parte de un sistema binario excéntrico, o en órbita alrededor de ambas estrellas. La extensión de los discos circunestelares, asi como el tamaño del agujero central del disco circumbinario depende fuertemente de la excentricidad orbital y en menor grado de la razón de masa de las estrellas. En el caso de la fuente IRS5 en L1551, predecimos que la excentricidad orbital es menor a 0.2. Creemos que aún en el caso de estrellas binarias con excentricidades tan grandes como α-centauri A y B, es posible la formación de planetas en órbita alrededor de las estrellas.