Colisión estelar - Stellar collision

Una colisión estelar es la unión de dos estrellas causada por la dinámica estelar dentro de un cúmulo estelar , o por la desintegración orbital de una estrella binaria debido a la pérdida de masa estelar o la radiación gravitacional , o por otros mecanismos que aún no se conocen bien.

Los astrónomos predicen que eventos de este tipo ocurren en los cúmulos globulares de nuestra galaxia aproximadamente una vez cada 10,000 años. El 2 de septiembre de 2008, los científicos observaron por primera vez una fusión estelar en Scorpius (llamada V1309 Scorpii ), aunque no se sabía que fuera el resultado de una fusión estelar en ese momento.

Cualquier estrella en el universo puede chocar, ya sea que esté "viva", lo que significa que la fusión todavía está activa en la estrella, o "muerta", y la fusión ya no tiene lugar. Las estrellas enanas blancas , las estrellas de neutrones , los agujeros negros , las estrellas de secuencia principal , las estrellas gigantes y las supergigantes son muy diferentes en tipo, masa, temperatura y radio, por lo que reaccionan de manera diferente.

El 16 de octubre de 2017 se informó que un evento de onda gravitacional que ocurrió el 25 de agosto de 2017, GW170817 , estaba asociado con la fusión de dos estrellas de neutrones en una galaxia distante , la primera fusión de este tipo observada mediante radiación gravitacional.

Tipos de colisiones y fusiones estelares

Supernova tipo Ia

Las enanas blancas son los remanentes de estrellas de baja masa y, si forman un sistema binario con otra estrella, pueden provocar grandes explosiones estelares conocidas como supernovas de tipo Ia . La ruta normal por la cual esto sucede implica que una enana blanca extraiga material de una secuencia principal o una estrella gigante roja para formar un disco de acreción . Con mucha menos frecuencia, una supernova de tipo Ia ocurre cuando dos enanas blancas se orbitan entre sí de cerca. La emisión de ondas gravitacionales hace que el par gire en espiral hacia adentro. Cuando finalmente se fusionan, si su masa combinada se acerca o excede el límite de Chandrasekhar , se enciende la fusión de carbono , elevando la temperatura. Dado que una enana blanca se compone de materia degenerada , no existe un equilibrio seguro entre la presión térmica y el peso de las capas superpuestas de la estrella. Debido a esto, las reacciones de fusión descontroladas calientan rápidamente el interior de la estrella combinada y se propagan, provocando una explosión de supernova . En cuestión de segundos, toda la masa de la enana blanca se lanza al espacio.

Fusiones de estrellas de neutrones

Las fusiones de estrellas de neutrones ocurren de manera similar a las raras supernovas de tipo Ia que resultan de la fusión de enanas blancas. Cuando dos estrellas de neutrones orbitan entre sí de cerca, giran en espiral hacia adentro a medida que pasa el tiempo debido a la radiación gravitacional. Cuando se encuentran, su fusión conduce a la formación de una estrella de neutrones más pesada o un agujero negro, dependiendo de si la masa del remanente excede el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff . Esto crea un campo magnético que es billones de veces más fuerte que el de la Tierra, en cuestión de uno o dos milisegundos. Los astrónomos creen que este tipo de evento es lo que crea pequeñas ráfagas de rayos gamma y kilonovas .

Objetos Thorne – Żytkow

Si una estrella de neutrones choca con un gigante rojo de masa y densidad suficientemente bajas, ambos pueden sobrevivir en la forma de un peculiar híbrido conocido como objeto Thorne-Żytkow , con la estrella de neutrones rodeada por el gigante rojo.

Fusiones de estrellas binarias

Aproximadamente la mitad de todas las estrellas en el cielo son parte de sistemas binarios, con dos estrellas orbitando entre sí. Algunas estrellas binarias se orbitan entre sí tan de cerca que comparten la misma atmósfera, lo que le da al sistema una forma de maní. Si bien la mayoría de las estrellas binarias de contacto son estables, algunas se han vuelto inestables y se han fusionado en el pasado por razones que no se comprenden bien (consulte la sección correspondiente a continuación).

Formación de planetas

Cuando dos estrellas de baja masa en un sistema binario se fusionan, la masa puede desprenderse en el plano orbital de las estrellas fusionadas, creando un disco de excreción a partir del cual se pueden formar nuevos planetas.

Descubrimiento

Si bien el concepto de colisión estelar ha existido durante varias generaciones de astrónomos, solo el desarrollo de nueva tecnología ha hecho posible que se estudie de manera más objetiva. Por ejemplo, en 1764, el astrónomo Charles Messier descubrió un cúmulo de estrellas conocido como Messier 30 . En el siglo XX, los astrónomos concluyeron que el cúmulo tenía aproximadamente 13 mil millones de años. El telescopio espacial Hubble resolvió las estrellas individuales de Messier 30. Con esta nueva tecnología, los astrónomos descubrieron que algunas estrellas, conocidas como " rezagadas azules ", parecían más jóvenes que otras estrellas del cúmulo. Luego, los astrónomos plantearon la hipótesis de que las estrellas pueden haber "chocado" o "fusionado", dándoles más combustible para que continuaran la fusión mientras las estrellas compañeras a su alrededor comenzaban a apagarse.

Colisiones estelares y el sistema solar

Si bien las colisiones estelares pueden ocurrir con mucha frecuencia en ciertas partes de la galaxia, la probabilidad de una colisión que involucre al Sol es muy pequeña. Un cálculo de probabilidad predice que la tasa de colisiones estelares que involucran al Sol es de 1 en 10 ²⁸ años. A modo de comparación, la edad del universo es del orden de 10 a ¹⁰ años. La probabilidad de encuentros cercanos con el Sol también es pequeña. La tasa se estima mediante la fórmula:

N ~ 4.2 · D ² Myr ⁻¹

donde N es el número de encuentros por millón de años que se encuentran dentro de un radio D del Sol en parsecs . A modo de comparación, el radio medio de la órbita de la Tierra, 1 AU , es 4,82 × 10 ⁻⁶ parsecs .

Es probable que nuestra estrella no se vea afectada directamente por tal evento porque no hay cúmulos estelares lo suficientemente cerca como para causar tales interacciones.

KIC 9832227 y fusiones de estrellas binarias

KIC 9832227 es un ejemplo de un sistema de estrella binaria de contacto eclipsante . Está compuesto principalmente por dos estrellas que orbitan entre sí de manera tan cercana que comparten la misma atmósfera, lo que le da al sistema una forma de maní. A medida que las órbitas de las dos estrellas decaen debido a la pérdida de masa estelar y la viscosidad interna, las dos estrellas eventualmente se fusionarán, dando como resultado una nova roja luminosa .

Un análisis de los eclipses de KIC 9832227 sugirió inicialmente que su período orbital se estaba acortando, y que los núcleos de las dos estrellas se fusionarían en 2022. Sin embargo, el reanálisis posterior encontró que uno de los conjuntos de datos utilizados en la predicción inicial contenía un período de 12 horas. error de sincronización, lo que lleva a un aparente acortamiento espurio del período orbital de las estrellas.

El mecanismo detrás de las fusiones de estrellas binarias aún no se comprende completamente, y sigue siendo uno de los principales enfoques de quienes investigan KIC 9832227 y otros binarios de contacto.

Referencias

enlaces externos

• "Pau Amaro Seoane MODEST grupo de trabajo 4" Colisiones estelares " " . Consultado el 20 de mayo de 2013 .