Los astrónomos han obtenido nuevos conocimientos sobre la formación de planetas alrededor de estrellas gemelas que orbitan entre sí.
A pesar de que estamos más familiarizados con los planetas que orbitan alrededor de una sola estrella central, como la disposición de nuestra sistema solar — más del 50% de las estrellas del cosmos existen en un sistema binario, lo que significa que tienen una estrella compañera. Estos sistemas binarios también pueden tener planetas a su alrededor que giran alrededor de una de las estrellas en un «órbita circunestelar«o hacer un bucle con ambas estrellas en un formato mucho más amplio»órbita circumbinaria«.
Utilizando el Gran conjunto milimétrico/submilimétrico de Atacama (ALMA) —formado por una combinación de 66 radiotelescopios ubicados en el norte de Chile— y el kek II Con un telescopio de 10 metros en Hawaii, los astrónomos recopilaron datos de dos sistemas estelares gemelos. Lo que encontraron podría transformar nuestra comprensión de las condiciones que pueden fomentar o inhibir tales Formación de planetas en sistemas binarios.
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¿Son dos estrellas mejores que una para el nacimiento de un planeta?
Estrella binaria La formación no es muy diferente de la formación de una sola estrella. Estos cuerpos se crean cuando densas nubes de gas interestelar frío forman parches demasiado densos que acumulan más masa y eventualmente colapsan bajo su propia gravedad para dar a luz a un bebé estelar llamado «protoestrella.«
Esta protoestrella continúa reuniendo material de su capullo prenatal de gas y polvo hasta que tiene suficiente masa para desencadenar la fusión nuclear de hidrógeno a helio en esencia, el proceso que define una estrella de secuencia principal. Es importante destacar que algunos de estos nubes interestelares son lo suficientemente grandes como para permitir que se formen en su interior dos o incluso tres estrellas de la secuencia principal.
Luego, cualquier material que quede de esa nube de gas y polvo después de la formación de estas estrellas las rodea como lo que los astrónomos llaman un «disco protoplanetario». Como sugiere el nombre, los planetas se forman a partir de estos discos. Como los propios planetas, los discos pueden ser circunestelares, rodeando sólo una estrella, o circumbinarios, rodeando todo el sistema.
Actualmente, los científicos desconocen los factores que permiten que estos discos permanezcan el tiempo suficiente para planetas natales, ni están seguros de qué es lo que finalmente causa que los discos se disipe. Como resulta, discos circunestelares en sistemas binarios de protoestrellas anteriores a la secuencia principal podrían ser los laboratorios ideales para investigar estas cuestiones.
Las propiedades de estos primeros discos, como sus tamaños, subestructuras e incluso sus inclinaciones (en comparación con las características de las protoestrellas como la velocidad de rotación y la intensidad del campo magnético) pueden revelar detalles de las complejas interacciones que dan forma a estos entornos de nacimiento de planetas.
Además, la pura ubicuidad de los sistemas multiestelares en el universo significa que estudiar la formación de planetas alrededor de estrellas gemelas es de vital importancia para comprender este proceso a un nivel más profundo.
Uno de los sistemas binarios que el equipo perfeccionó con ALMA y Keck II fue DF Tau, formado por dos protoestrellas con masas alrededor de 0,6 veces la del sol ubicado a unos 150 años luz de la Tierra en el Región de formación estelar de Tauro.
Las dos estrellas de DF Tau están separadas por una distancia equivalente a unas 14 veces la distancia entre la tierra y el sol; tardan alrededor de 44 años terrestres en completar sus órbitas altamente alargadas.
Sorprendentemente, ALMA detectó que el nube interestelar responsable del nacimiento de estas estrellas se había dividido en dos discos circunestelares. Uno de ellos está fijado magnéticamente a la estrella central, DF Tau A, y le alimenta activamente con material para facilitar su crecimiento. El otro parece haberse desprendido de la otra estrella, DF Tau B. La región central del disco parece erosionarse a medida que la joven estrella gira rápidamente.
Esto sugirió al equipo que podría haber un vínculo entre la rotación de las estrellas jóvenes, así como el bloqueo magnético de los discos a ellas y, por tanto, la disipación temprana de los discos. Además de esto, parece que los desalineamientos entre la órbita de DF Tau, sus discos circunestelares y las inclinaciones de sus estrellas pueden afectar la evolución general del disco.
El segundo sistema binario en el que se centró el equipo fue el muy joven, de 2,8 millones de años. Sistema FO Tau (para contexto, recuerde que el sistema solar tiene 4,6 mil millones años).
Este sistema también se encuentra a unos 450 años luz de nosotros. Sus estrellas, FO Tau A y B, tienen una órbita más circular que las de DF Tau. También están más separados, con FO Tau B orbitando FO Tau A a una distancia equivalente a alrededor de 22 veces la distancia entre la Tierra y el sol.
Utilizando ALMA, los astrónomos descubrieron que los discos de FO Tau están alineados con la órbita de este binario. Ambas estrellas exhiben velocidades de rotación en el lado más lento y los dos discos circunestelares permanecen magnéticamente unidos a sus protoestrellas. Esto indica que sistemas como FO Tau, con estrellas más lentas y órbitas más circulares, pueden adaptarse mejor a la formación de cuerpos planetarios alrededor de sus dos componentes estelares que los sistemas veloces con órbitas alargadas.
Las observaciones de ALMA de otros discos estelares simples y binarios han revelado subestructuras intrincadas dentro de los discos, incluidas características como patrones espirales, espacios y formaciones de anillos.
Aunque, por el momento, estas estructuras no son visibles para DF Tau y FO Tau, la determinación de las propiedades a mayor escala en estos dos sistemas binarios cercanos ha avanzado significativamente nuestra comprensión de Ambientes de formación de planetas.
Los resultados del equipo fueron revelados en la 244ª reunión de la Sociedad Astronómica Estadounidense (AAS).
