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En astronomía , una envoltura común ( CE ) es un gas que contiene un sistema binario de estrellas . [1] El gas no gira a la misma velocidad que el sistema binario en el que se encuentra inserto. Se dice que un sistema con dicha configuración se encuentra en una fase de envoltura común o en proceso de evolución de envoltura común.
Durante una fase de envoltura común, el sistema binario integrado está sujeto a fuerzas de arrastre de la envoltura que hacen que la separación de las dos estrellas disminuya. La fase termina cuando la envoltura es expulsada y el sistema binario queda con una separación orbital mucho menor, o cuando las dos estrellas se acercan lo suficiente como para fusionarse y formar una sola estrella. Una fase de envoltura común es de corta duración en relación con la vida de las estrellas involucradas.
La evolución a través de una fase de envoltura común con eyección de la envoltura puede llevar a la formación de un sistema binario compuesto por un objeto compacto con un compañero cercano. Las variables cataclísmicas , las binarias de rayos X y los sistemas de enanas blancas dobles o estrellas de neutrones cercanas son ejemplos de sistemas de este tipo que pueden explicarse por haber experimentado una evolución de envoltura común. En todos estos ejemplos hay un remanente compacto (una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro) que debe haber sido el núcleo de una estrella que era mucho más grande que la separación orbital actual. Si estos sistemas han experimentado una evolución de envoltura común, entonces se explica su actual separación cercana. Los sistemas de período corto que contienen objetos compactos son fuentes de ondas gravitacionales y supernovas de tipo Ia .
Las predicciones sobre el resultado de la evolución de la envoltura común son inciertas. [2] [3] [4]
A veces se confunde una envolvente común con un sistema binario de contacto . En un sistema binario de envolvente común, la envolvente no gira generalmente a la misma velocidad que el sistema binario integrado; por lo tanto, no está limitada por la superficie equipotencial que pasa por el punto lagrangiano L 2 . [1] En un sistema binario de contacto, la envolvente compartida gira con el sistema binario y llena una superficie equipotencial. [5]
Formación
En un sistema binario de estrellas se forma una envoltura común cuando la separación orbital disminuye rápidamente o una de las estrellas se expande rápidamente. [2] La estrella donante comenzará a transferir masa cuando llene en exceso su lóbulo de Roche y, como consecuencia, la órbita se encogerá aún más, lo que hará que se desborde aún más el lóbulo de Roche, lo que acelerará la transferencia de masa, haciendo que la órbita se encoja aún más rápido y que la estrella donante se expanda más. Esto conduce al proceso descontrolado de transferencia de masa dinámicamente inestable. En algunos casos, la estrella receptora no puede aceptar todo el material, lo que conduce a la formación de una envoltura común que envuelve a la estrella compañera. [7]
Evolución
El núcleo del donante no participa en la expansión de la envoltura estelar y la formación de la envoltura común, y la envoltura común contendrá dos objetos: el núcleo del donante original y la estrella compañera. Estos dos objetos (inicialmente) continúan su movimiento orbital dentro de la envoltura común. Sin embargo, se cree que debido a las fuerzas de arrastre dentro de la envoltura gaseosa, los dos objetos pierden energía, lo que los lleva a una órbita más cercana y, de hecho, aumenta sus velocidades orbitales. Se supone que la pérdida de energía orbital calienta y expande la envoltura, y toda la fase de envoltura común termina cuando la envoltura es expulsada al espacio o los dos objetos dentro de la envoltura se fusionan y no hay más energía disponible para expandir o incluso expulsar la envoltura. [7] Esta fase de encogimiento de la órbita dentro de la envoltura común se conoce como espiral hacia adentro .
Manifestaciones observacionales
Los eventos de envoltura común (CEE) son difíciles de observar. Su existencia se ha inferido principalmente de forma indirecta a partir de la presencia en la galaxia de sistemas binarios que no pueden explicarse por ningún otro mecanismo. Observacionalmente, los CEE deberían ser más brillantes que las novas típicas , pero más débiles que las supernovas típicas . La fotosfera de la envoltura común debería ser relativamente fría (a unos 5000 K) y emitir un espectro rojo. Sin embargo, su gran tamaño debería dar lugar a una gran luminosidad (del orden de la de una supergigante roja) . Un evento de envoltura común debería comenzar con un aumento brusco de la luminosidad seguido de una meseta de luminosidad constante de unos pocos meses (muy similar a la de una supernova de tipo II-P ) impulsada por la recombinación de hidrógeno en la envoltura. Después de eso, la luminosidad debería disminuir rápidamente. [7]
En el pasado se han observado varios eventos similares a la descripción anterior. Estos eventos se denominan novas rojas luminosas (LRNe). Son un subconjunto de una clase más amplia de eventos llamados transitorios rojos de luminosidad intermedia (ILRT). Tienen velocidades de expansión relativamente lentas de 200 a 1000 km/s y las energías radiadas totales son de 10 38 a 10 40 J. [7]
Los posibles CEE que se han observado hasta ahora incluyen:
- M85 OT2006-1, posible expulsión de todo el sobre.
- V1309 Scorpii , una posible fusión estelar.
- M31 RV
- V838 Monocerotis [7] [8]
- Ou 5 , una nebulosa planetaria cuyo progenitor fue un sistema binario de envoltura común
Véase también
Referencias
- ^ ab Paczyński, B. (1976). "Binarias de envolvente común". En Eggleton, P.; Mitton, S.; Whelan, J. (eds.). Estructura y evolución de sistemas binarios cerrados . Simposio IAU n.º 73. Dordrecht: D. Reidel . págs. 75–80. Código Bibliográfico :1976IAUS...73...75P.
- ^ ab Iben, I.; Livio, M. (1993). "Envolventes comunes en la evolución de estrellas binarias". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 105 : 1373–1406. Código Bibliográfico :1993PASP..105.1373I. doi : 10.1086/133321 .
- ^ Taam, RE; Sandquist, EL (2000). "Evolución de la envoltura común de estrellas binarias masivas". Revista anual de astronomía y astrofísica . 38 : 113–141. Código Bibliográfico :2000ARA&A..38..113T. doi :10.1146/annurev.astro.38.1.113.
- ^ Ivanova, N.; Justham, S.; Chen, X.; De Marco, O.; Fryer, CL; Gaburov, E.; Ge, H.; Glebbeek, E.; Han, Z.; Li, XD; Lu, G.; Podsiadlowski, P.; Potter, A.; Soker, N.; Taam, R.; Tauris, TM; van den Heuvel, EPJ; Webbink, RF (2013). "Evolución de la envoltura común: dónde nos encontramos y cómo podemos avanzar". The Astronomy and Astrophysics Review . 21 : 59. arXiv : 1209.4302 . Bibcode :2013A&ARv..21...59I. doi :10.1007/s00159-013-0059-2.
- ^ Eggleton, P. (2006). Procesos evolutivos en estrellas binarias y múltiples . Cambridge: Cambridge University Press . ISBN. 978-0521855570.
- ^ Izzard, RG; Hall, PD; Tauris, TM; Tout, CA (2012). "Evolución de la envoltura común". Actas de la Unión Astronómica Internacional . 7 : 95–102. Bibcode :2012IAUS..283...95I. doi : 10.1017/S1743921312010769 .
- ^ abcde Ivanova, N.; Justham, S.; Nandez, JLA; Lombardi, JC (2013). "Identificación de los eventos de envoltura común largamente buscados". Science . 339 (6118): 433–435. arXiv : 1301.5897 . Bibcode :2013Sci...339..433I. doi :10.1126/science.1225540. PMID 23349287.
- ^ "El misterio de las extrañas explosiones estelares podría resolverse". Space.com . 24 de enero de 2013 . Consultado el 30 de agosto de 2015 .