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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.