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El Caso de las Binarias
Faltantes
L. Aguilar (IAUNAM/Ensenada)
B. Carney (U. de Carolina del Norte)
D. Latham (Center for Astrophysics)
J. Laird (Bowling Green State U.)
Antecedentes del caso
Las estrellas binarias y múltiples son comunes en la
vecindad solar
Distribución de semiejes mayores
Heacox & Gathright (1994)
Datos de Duquenoy & Mayor (1991)
Antecedentes del caso
Las estrellas binarias y múltiples son comunes en la
vecindad solar
Los primeros estudios de estrellas de alta velocidad y
baja metalicidad, sugerían que las estrellas del halo
eran deficientes en binarias
e.g., Abt & Levy (1969), Crampton & Hartwick (1972), Abt & Willmarth (1987)
Antecedentes del caso
Las estrellas binarias y múltiples son comunes en la
vecindad solar
Los primeros estudios de estrellas de alta velocidad y
baja metalicidad, sugerían que las estrellas del halo
eran deficientes en binarias
La situación empezó a cambiar en la década de los
80’s con el descubrimiento de binarias en el halo
e.g., Mayor & Turon (1982), Greenstein & Saha (1986), Jasniewicz & Mayor
(1986), Lindgreen et al. (1987)
La evidencia
A mediados de la década de los
80’s, Carney, Latham, Laird y
Aguilar (CLLA) empezaron un
programa de monitoreo
espectroscópico y estudio de
estrellas de alta velocidad en la
vecindad solar
El equipo CLLA
La evidencia
La muestra contiene 1,464 estrellas, con
un cubrimiento temporal de casi 20 años.
Se han acumulado 28,564
determinaciones de velocidad radial
Se determinó metalicidad, posición y
cinemática para cada estrella de la
La muestra salvaguardada
muestra
en “paperware”
Se eliminaron de este estudio
subgigantes, “blue stragglers” y otras
estrellas para las que la determinación de
su metalicidad o cinemática pudiese ser
dudosa
La evidencia
La muestra final de este estudio
contiene 756 estrellas asiladas
y 238 binarias.
Se ha encontrado la órbita para
200.
Los períodos van de 1.9 a 7,500
días (20.5 años).
Suponiendo una masa total del
sistema de 1.2 Mo, esto implica
separaciones de 0.03 a 8 U.A.
La muestra en el plano
metalicidad vs velocidad V
La evidencia
Desde un principio se observó
que para estrellas con
movimiento retrógrado extremo
(V<300 km/s), había una notoria
escasez de binarias.
+ Estrellas aisladas
o Estrellas binarias
La investigación inicia
Al percatarnos de la falta de binarias,
dio inicio la investigación del caso.
Parte del equipo investigador
La investigación inicia
Al percatarnos de la falta de binarias,
dió inicio la investigación del caso.
La primera acción fue buscar
evidencia en una muestra
independiente.
La muestra de Ryan (1989) fue estudiada
por nosotros. Se estudiaron 472 estrellas y
se hicieron 3,812 determinaciones de
velocidades radiales.
Después de eliminar casos dudosos, nos
quedamos con 349 estrellas aisladas y 63
binarias.
Muestra de Ryan (1989)
La investigación inicia
Al percatarnos de la falta de binarias,
dió inicio la investigación del caso.
La primera acción fue buscar
evidencia en una muestra
independiente.
La muestra de Ryan (1989) fué estudiada
por nosotros. Se estudiaron 472 estrellas y
se hicieron 3,812 determinaciones de
velocidades radiales.
Después de eliminar casos dudosos, nos
quedamos con 349 estrellas aisladas y 63
binarias.
Muestra de Ryan (1989)
¡La misma deficiencia de binarias fue encontrada!
El análisis de la evidencia
Retrógradas
Prógradas
La primera prueba fue graficar la fracción
de binarias como función de la velocidad V.
Fracción de binarias vs velocidad V en km/s.
Se muestran resultados para las dos
muestras estudiadas y ambas combinadas.
Sólo se consideran estrellas de baja
metalicidad ([Fe/H] < -1).
El análisis de la evidencia
La primera prueba fue graficar la fracción
de binarias como función de la velocidad V.
La deficiencia de binarias para V<-300
km/s fue inmediatamente aparente.
Fracción de binarias vs velocidad V en km/s.
Se muestran resultados para las dos
muestras estudiadas y ambas combinadas.
Sólo se consideran estrellas de baja
metalicidad ([Fe/H] < -1).
El análisis de la evidencia
La primera prueba fue graficar la fracción
de binarias como función de la velocidad V.
La deficiencia de binarias para V<-300
km/s fue inmediatamente aparente.
Esta conclusión fue corroborada por la
estadística
Intervalo
Número de
estrellas
(combinado)
f (CLLA)
f (Ryan)
f (combinado)
V > -220 km/s
254
32 ± 4
21 ± 5
28 ± 3
V < -300 km/s
170
9±3
12 ± 4
10 ± 3
El análisis de la evidencia
La primera prueba fue graficar la fracción
de binarias como función de la velocidad V.
La deficiencia de binarias para V<-300
km/s fue inmediatamente aparente.
Esta conclusión fue corroborada por la
estadística
Una prueba Kolmogorov-Smirnov indicó
que se podía rechazar la hipótesis nula de
que estrellas aisladas y binarias
representan la misma población con un
99.998% de nivel de confianza.
Función acumulativa para estrellas
aisladas y binarias como función de
la velocidad V
El análisis de la evidencia
A Continuación investigamos si esta deficiencia aparecía también como función
de alguna otra componente de velocidad, o de la metalicidad.
En todos los casos el resultado fue negativo
Los posibles culpables
Identificamos dos posibles escenarios que podían explicar la falta de binarias:
–
–
Una destrucción selectiva de binarias en órbitas retrógradas,
o una fuente adicional de estrellas solitarias en esas órbitas.
Los posibles culpables
Identificamos dos posibles escenarios que podían explicar la falta de binarias:
–
–
Una destrucción selectiva de binarias en órbitas retrógradas,
o una fuente adicional de estrellas solitarias en esas órbitas.
El caso más sencillo es la destrucción selectiva de binarias.
Sin embargo, dado que tenemos 170 estrellas con V < -300 km/s,
la fracción de binarias típica de toda la muestra (25%) indica que
debiera haber ~40 binarias cuando solo observamos 17.
¡Esto implica que poco mas del 50% de las binarias han sido
destruidas! Este es un efecto muy grande y, por tanto, difícil de
explicar.
Global
25%
170
Retrógradas
170
40
17
Los posibles culpables
Identificamos dos posibles escenarios que podían explicar la falta de binarias:
–
–
Una destrucción selectiva de binarias en órbitas retrógradas,
o una fuente adicional de estrellas solitarias en esas órbitas.
El caso más sencillo es la destrucción selectiva de binarias.
Sin embargo, dado que tenemos 170 estrellas con V < -300 km/s,
la fracción de binarias típica de toda la muestra (25%) indica que
debiera haber ~40 binarias cuando solo observamos 17.
¡Esto implica que poco mas del 50% de las binarias han sido
destruidas! Este es un efecto muy grande y, por tanto, difícil de
explicar.
Global
25%
170
Retrógradas
170
40
17
170
La segunda opción es aún más difícil de sostener: Para observar
solo 17 binarias con V < -300 km/s, debiera haber 68 estrellas, no
las 170 observadas. De manera que necesitamos añadir más de
100 estrellas para diluir la fracción de binarias al valor observado.
¡Esto representa una adición de ~150% más de estrellas!
68
25%
17
17
Los posibles culpables
Identificamos dos posibles escenarios que podían explicar la falta de binarias:
–
–
Una destrucción selectiva de binarias en órbitas retrógradas,
o una fuente adicional de estrellas solitarias en esas órbitas.
Dado que la magnitud del efecto requerido es menor en el caso de eliminación
de binarias (destruir 50% de binarias vs añadir 150% de estrellas aisladas),
decidimos investigar primero esta posibilidad.
Identificando a los
sospechosos
En el caso de destrucción selectiva de binarias identificamos las
siguientes posibilidades:
– Encuentros con objetos masivos en el halo o en el disco,
– choques gravitacionales producidos por el centro galáctico.
En el caso de adición de estrellas solitarias consideramos:
– Eyección de estrellas por rompimiento de binarias,
– destrucción de cúmulos globulares,
– estrellas aisladas provenientes de galaxias satélite acretadas.
Identificando a los
sospechosos
En el caso de destrucción selectiva de binarias identificamos las
siguientes posibilidades:
– Encuentros con objetos masivos en el halo o en el disco,
– choques gravitacionales producidos por el centro galáctico.
Choques con objetos masivos
Nos preguntamos si encuentros con objetos masivos pueden destruir
selectivamente a binarias en órbitas retrógradas.
Para que un encuentro gravitacional sea destructivo, es necesario
que ocurra de manera impulsiva, es decir, que el encuentro ocurra
en un tiempo menor al período de la binaria.
Esto es análogo a un auto que pasa un tope: si el tiempo en el
que ocurre la perturbación (se pasa el tope) es menor al tiempo
de respuesta de los amortiguadores, el efecto es grande: no
hay que pasar los topes rápido.
Si pasamos los mismos topes lentamente, entramos en el
régimen adiabático, donde el auto no sufre daño.
Choques con objetos masivos
Nos preguntamos si encuentros con objetos masivos pueden destruir
selectivamente a binarias en órbitas retrógradas.
Una binaria en órbita retrógrada encuentra a las demás objetos en
la Galaxia con una velocidad relativa mayor, que las binarias en
órbitas prógradas. De manera que las primeras podrían estar en el
régimen impulsivo, mientras que las demás no.
Tal vez éste sea el efecto selectivo que buscamos
Choques con objetos masivos
Sin embargo una binaria es un objeto particularmente difícil de destruir.
Para que el encuentro sea impulsivo el tiempo del encuentro (tcol)
debe ser menor que el período de la binaria (P):
t col = (2b / v) < P
b es el parámetro de impacto y v la velocidad relativa.
En magnitudes relevantes al problema, esto puede ser escrito como:
(b / UA) < 10.5 (P / años) (v / 10 2 km / s)
Aún suponiendo las binarias más frágiles de la muestra (P~10 años)
y encuentros rápidos a v~400 km/s, éstos tendrían que ser con una
aproximación de solo ¡b~0.002 pc!.
Choques con objetos masivos
Haciendo un cálculo más complicado, tomando en cuenta correcciones adiabáticas,
no cambia la conclusión anterior.
La figura muestra dos líneas que
corresponden a encuentros en los que la
energía inyectada a una binaria, es igual a su
energía de inicial de ligadura.
La abscisa es el semieje mayor de la binaria,
la ordenada es el parámetro de impacto del
encuentro.
Hemos supuesto un perturbador puntual de
masa igual a 106 Mo. La velocidad relativa del
encuentro esta indicada en cada línea.
Encuentros abajo y a la derecha de la línea
diagonal correspondiente son disruptivos.
Muestra
Choques con objetos en la Galaxia
Dejando a un lado los prejuicios teóricos, podemos buscar evidencia observacional
de destrucción de binarias por objetos confinados al disco galáctico, o en la región
central de la Galaxia.
VW ! (V + Vcirc )2 + W 2
|W |
Sin embargo, no se observa efecto como función de |W| o VW a velocidades bajas.
Efectos de marea
Cualquier perturbación externa afectará principalmente a las binarias
más separadas, pues son las más debilmente ligadas.
Sin embargo, no se observa efecto como función de |W| o VW a velocidades
bajas.
Identificando a los
sospechosos
En el caso de destrucción selectiva de binarias identificamos las
siguientes posibilidades:
– Encuentros con objetos masivos en el halo o en el disco,
– choques gravitacionales producidos por el centro galáctico.
En el caso de adición de estrellas solitarias consideramos:
– Eyección de estrellas por rompimiento de binarias,
– destrucción de cúmulos globulares,
– estrellas aisladas provenientes de galaxias satélite acretadas.
La historia completa
Aquellos de Uds. Interesados en leer la historia
completa, pueden consultar el relato:
A Survey of Proper Motion Stars. XVII. A Deficiency
of Binary Stars on Retrograde Galactic Orbits and the
Possibility that ω Centauri is Related to the Effect.
B. Carney, L. Aguilar, D. Latham & J. Laird (2005)
AJ 129, 1886-1905
El reporte final del caso
Hemos descubierto que existe una deficiencia, estadísticamente
significativa, en el número de estrellas binarias en órbitas galácticas
retrógradas.
Esta deficiencia no depende de la metalicidad, o las componentes U y
W de la velocidad.
Exploramos varias posibilidades para explicar esta deficiencia, desde
una destrucción selectiva de binarias, hasta una fuente preferencial de
estrellas solitarias, en órbitas retrógradas.
La única posible explicación que encontramos es que nuestra muestra
este contaminada con los restos de una galaxia enana esferoidal.