Astronomia

Sistemi binari nani neri

Sistemi binari nani neri

So che le nane nere non esistono ancora e che sono ciò che le nane bianche finiscono dopo tanto tempo. La domanda è davvero semplice: sarebbe possibile avere un sistema binario in cui una delle due è una nana nera e l'altra stella compagna scarica massa sulla nana nera, facendo diventare la nana nera una supernova? Immagino che in base alle scale temporali, la massa iniziale massima del secondo oggetto possa essere calcolata per vedere se è possibile che un oggetto sia allo stadio di nana nera e l'altro sia ancora un gigante. O la scala temporale in cui la stella passa da nana bianca a nana nera è abbastanza grande da non raggiungere mai lo stadio di nana nera mentre l'altra è ancora una stella AGB?

Seconda parte: se non è possibile che una sia nana nera e l'altra stella AGB, è possibile se la compagna è una nana bruna, che siano binarie vicine e che una nana bruna scarichi massa su una nana nera? Ciò richiederebbe che il sistema binario sia un sistema binario molto vicino in questa fase del sistema.

Terza parte della domanda: lo spettro della supernova sarebbe diverso da quello normale con una nana bianca e una stella compagna AGB? Immagino che le righe spettrali sarebbero diverse, dal momento che la compagna dovrebbe essere una stella AGB di massa molto bassa, dal momento che quella compagna sarebbe di circa 20 miliardi di anni o giù di lì, quando la stella nana nera diventa una nana nera.


Vedo due vere domande qui. Innanzitutto, se è possibile avere una nana nera con un oggetto compagno. Per una data nana nera, questo è improbabile, poiché le orbite sarebbero probabilmente instabili nella scala temporale richiesta per produrre una nana nera. Date le dimensioni dell'universo, tuttavia, non è fuori questione. Una nana nera potrebbe persino catturare una stella compagna dopo essersi raffreddata, anche se questo sarebbe estremamente raro.

Supponendo che sia possibile, la prossima domanda sarebbe se la supernova prodotta sarebbe la stessa di una normale supernova di tipo Ia. La supernova viene generalmente innescata in base alla massa critica (Chandrasekhar) che innesca la fusione del carbonio. Poiché dipende dalla massa, sarebbe probabilmente una supernova di tipo 1A "normale". Tieni presente che non tutte le supernove 1A sono identiche all'inizio, sebbene possano ancora essere "normalizzate" per funzionare come candele standard abbastanza affidabili.

Una cosa da notare è che il processo di accrescimento farebbe riscaldare la nana nera, il che significa che non rimarrebbe nera.


È possibile che l'accrescimento su una compagna nana bianca causi supernove di tipo Ia. Questo è più probabile che si verifichi se la nana bianca è massiccio iniziare con.

La tempistica per massiccio nane bianche ($>1 M_{odot}$) per raffreddarsi al di sotto di 3000 K ed emettere quasi nessuna radiazione a lunghezze d'onda visibili (che voi potrebbe chiamare una "nana nera, anche se il termine non è usato ampiamente nella letteratura scientifica AFAIK) è considerevolmente più breve di quello per le più tipiche nane bianche di massa $0.6 M_{odot}$ e può essere dell'ordine di 10 miliardi di anni. Tali nane bianche avere stato identificato (Kaplan et al. 2014). Il grafico seguente mostra le curve di raffreddamento di nane bianche massicce sotto forma di temperatura superficiale o magnitudine rossa assoluta rispetto al tempo. Chiaramente possono raffreddarsi (secondo questi modelli ampiamente utilizzati) su scale temporali notevolmente inferiori all'età dell'universo.

Poiché le nane bianche massicce si evolvono da progenitori massicci con vita breve, sembrerebbe eminentemente possibile che un compagno di massa inferiore abbia un arco temporale evolutivo molto più lungo e che il trasferimento di massa avvenga in seguito, ciò innescherà un'esplosione di supernova, e nell'attuale la nostra Galassia. Non vedo alcun motivo per cui una tale supernova appaia diversa dalle altre supernove di tipo Ia.

Tuttavia, il tempo di raffreddamento per una "nana nera" sarebbe ancora dell'ordine di 10 miliardi di anni, quindi questi eventi non si verificherebbero in galassie ad alto redshift che sono considerevolmente più giovani della Via Lattea.


Sistema binario insolito rilevato con LAMOST

Curva di luce di J0140, che mostra i dati di diverse indagini nel dominio del tempo. Credito: El-Badry et al., 2021.

Usando il Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST), gli astronomi hanno scoperto un insolito sistema binario. Il nuovo binario trovato, designato LAMOST J0140355+392651 (o J0140 in breve), è costituito da una nana proto-bianca rigonfia e di piccola massa e da un'enorme nana bianca compagna. La scoperta è riportata in un articolo pubblicato il 14 aprile su arXiv.org.

Le nane bianche (WD) sono i restanti nuclei compatti di stelle di piccola massa che hanno esaurito il loro combustibile nucleare. Le loro atmosfere sono composte principalmente da idrogeno o elio. Le nane bianche di massa estremamente bassa (ELM WDs) sono rare WD a nucleo di elio con masse inferiori a 0,25 masse solari. Sono stelle di elio degenerate e semi-degenerate che non hanno mai innescato la combustione di elio nel nucleo.

Si presume che le WD ELM si formino in sistemi binari tramite trasferimento di massa stabile o instabile, dato che l'universo è troppo giovane per produrre tali oggetti mediante l'evoluzione di una singola stella. Pertanto, si pensa che gli ELM WD siano i nuclei spogliati di stelle che inizialmente erano più massicce ma hanno perso la maggior parte del loro involucro a favore delle loro compagne.

Un team di astronomi guidato da Kareem El-Badry dell'Università della California Berkeley, ora segnala il rilevamento di J0140 che potrebbe essere un ELM WD appena scoperto. La sua natura è arrivata per la prima volta alla loro attenzione quando le osservazioni LAMOST di questo oggetto hanno suggerito una grande variabilità della velocità radiale (RV) da epoca a epoca. Il successivo monitoraggio di questa fonte ha permesso ai ricercatori di ottenere maggiori informazioni sui suoi parametri.

"Questo articolo presenta un binario stretto appena scoperto contenente una normale nana bianca e un compagno di piccola massa che riempie quasi o completamente il lobo di Roche", hanno scritto gli astronomi.

Le osservazioni hanno scoperto che J0140 è una binaria stretta con un periodo orbitale di circa 3,81 ore. Contiene una nana proto-bianca gonfia con una massa di circa 0,15 masse solari e un compagno WD circa il 5% meno massiccio del sole. Il raggio del proto-WD è stimato in 0,29 raggi solari. Il sistema si trova a circa 5.000 anni luce di distanza e la sua orbita è inclinata di 80 gradi.

Gli astronomi hanno rivelato che il proto-WD ha una temperatura effettiva di circa 6.800 K, che è molto più alta rispetto a qualsiasi variabile cataclismica nota (CV) in periodi simili. Tuttavia, questo oggetto è più fresco e più gonfio rispetto alla popolazione di noti ELM WD. Inoltre, ciò che sfavorisce lo scenario CV è la mancanza di esplosioni e forti linee di emissione, tipiche di tali variabili.

Quindi, le proprietà di J0140 sono transitorie tra quelle dei CV noti e dei WD ELM. Gli astronomi presumono che questo sistema si stia evolvendo verso temperature più elevate a luminosità quasi costante per diventare finalmente un ELM WD.

"Sono necessarie ulteriori osservazioni per comprendere meglio la natura del sistema. In particolare, spettri ad alta risoluzione e SNR [rapporto segnale-rumore] consentiranno una ricerca più approfondita delle caratteristiche di emissione associate all'accrescimento, che consentirà una maggiore determinazione conclusiva dell'esistenza di un trasferimento di massa in corso", hanno aggiunto gli autori del documento.


Le galassie nane più deboli

Joshua D. Simon
vol. 57, 2019

Astratto

Le galassie satellite della Via Lattea a luminosità più bassa ( L) rappresentano il limite estremo inferiore della funzione di luminosità della galassia. Queste nane ultra-deboli sono i sistemi stellari più antichi, più dominati dalla materia oscura, più poveri di metalli e meno evoluti chimicamente. Leggi di più

Materiali supplementari

Figura 1: Censimento delle galassie satellite della Via Lattea in funzione del tempo. Gli oggetti mostrati qui includono tutte le galassie nane confermate spettroscopicamente così come quelle sospettate di essere nane basate su l.

Figura 2: Distribuzione dei satelliti della Via Lattea in magnitudine assoluta () e raggio di semiluce. Le galassie nane confermate vengono visualizzate come cerchi pieni di blu scuro e gli oggetti sospettati di essere gal nane.

Figura 3: Dispersioni della velocità in linea di vista dei satelliti ultra-deboli della Via Lattea in funzione della magnitudine assoluta. Le misurazioni e le incertezze sono mostrate come punti blu con barre di errore e 90% c.

Figura 4: (a) Masse dinamiche dei satelliti ultra-deboli della Via Lattea in funzione della luminosità. (b) Rapporti massa-luce all'interno del raggio di semiluce per i satelliti ultra-deboli della Via Lattea come funzione.

Figura 5: Metallicità stellari medie dei satelliti della Via Lattea in funzione della magnitudine assoluta. Le galassie nane confermate vengono visualizzate come cerchi pieni di blu scuro e gli oggetti sospettati di essere nane.

Figura 6: Funzione di distribuzione della metallicità delle stelle nelle nane ultra-deboli. I riferimenti per le metallicità mostrate qui sono elencati nella tabella supplementare 1. Notiamo che questi dati sono piuttosto eterogenei.

Figura 7: Schemi di abbondanza chimica delle stelle negli UFD. Qui sono mostrati i rapporti (a) [C/Fe], (b) [Mg/Fe] e (c) [Ba/Fe] come funzioni della metallicità, rispettivamente. Le stelle UFD sono tracciate come diamo colorato.

Figura 8: Rilevabilità di sistemi stellari deboli in funzione di distanza, magnitudine assoluta e profondità di rilevamento. La curva rossa mostra la luminosità della ventesima stella più luminosa in un oggetto come funzione.

Figura 9: (a) diagramma colore-magnitudine di Segue 1 (fotometria da Muñoz et al. 2018). Le regioni di magnitudine ombreggiate blu e rosa indicano la profondità approssimativa che può essere raggiunta con il mezzo esistente.


Gli astrofisici di Harvard rilevano un sistema binario di nane bianche che genera onde gravitazionali

I ricercatori dell'Harvard and Smithsonian Center for Astrophysics, insieme ai colleghi dell'Università dell'Oklahoma e dell'Università di Montreal, hanno scoperto una coppia di nane bianche che orbitano l'una intorno all'altra e producono onde gravitazionali, la prima sorgente di onde di questo tipo mai trovata.

La scoperta, pubblicata il 6 aprile su The Astrophysical Journal Letters, una rivista in cui gli astrofisici possono inviare brevi avvisi di ricerche originali, segna la prima fonte confermata di onde gravitazionali da un sistema di nane bianche a doppio nucleo di elio. Denominata J2322+0509, la coppia mostra un periodo orbitale di poco più di 20 minuti, il terzo periodo più breve di tutti i binari separati rilevati finora.

La centenaria teoria della relatività generale di Einstein prevedeva l'esistenza di onde gravitazionali - increspature nello spazio-tempo - emesse da due masse in accelerazione l'una intorno all'altra, ma queste onde sono state verificate sperimentalmente solo pochi anni fa.

"L'astronomia è stata fatta quasi esclusivamente raccogliendo la luce con i telescopi", ha detto Abraham "Avi" Loeb, presidente del dipartimento di astronomia. "Ma ecco un nuovo modo di guardare all'universo che abbiamo ora, che sono le onde gravitazionali".

Quando le stelle come il sole bruciano tutto il loro carburante, diventano nane bianche o nuclei stellari compatti, secondo Loeb.

Ora che è stato confermato che le onde gravitazionali provengono da questo sistema binario, questo "binario di verifica" può aiutare ad addestrare l'osservatorio di onde gravitazionali dell'antenna spaziale laser interferometro, il cui lancio è previsto nel 2034.

"Sappiamo che questo è un sistema che LISA rileverà poco dopo l'accensione", secondo Warren F. Brown, autore principale dello studio e astronomo presso il Center for Astrophysics.

Poiché le nane bianche producono onde gravitazionali alle stesse frequenze che LISA sarebbe in grado di rilevare, potrebbero potenzialmente interferire con il rilevamento di segnali provenienti da altre fonti, come la fusione dei buchi neri. Questo rende lo studio dei sistemi di nane bianche ancora più importante, secondo Loeb.

I ricercatori hanno in programma di continuare a studiare il sistema e monitorare il restringimento dell'orbita del binario.

"Stiamo pianificando di osservare, seguire il sistema per i prossimi 10 anni e possiamo effettivamente vedere come il periodo sta cambiando nel tempo", ha detto Mukremin Kilic. Kilic è coautore dello studio e professore di fisica e astronomia presso l'Università dell'Oklahoma.

Brown ha affermato che il sistema delle nane bianche era inizialmente difficile da rilevare, a causa dell'assenza di una "curva di luce". Ha notato, tuttavia, che l'orientamento frontale del binario alla Terra ha provocato onde gravitazionali oltre il doppio di quelle che sarebbero risultate da un allineamento di taglio.

“È un fatto divertente, alcuni dei binari più difficili da rilevare potrebbero effettivamente essere le sorgenti di onde gravitazionali più forti. Potrebbero esserci alcune tra le stelle più luminose e vicine, semplicemente non le abbiamo rilevate", ha detto Brown.

Sebbene la pandemia di coronavirus abbia chiuso tutti i telescopi e imposto il passaggio alla ricerca remota, Brown ha affermato che lui e il suo team rimangono impegnati nella ricerca di sistemi simili di nane bianche.

"Ma solo averne uno è un'ancora interessante sul vero numero di sistemi nella galassia", ha detto Brown.

"La cosa bella dell'astronomia è che puoi scoprire cose insolite", ha detto Kilic. "Ci sono ancora così tante incognite in astronomia, ma c'è molto spazio per nuove scoperte".

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Il sistema binario di nane bianche più estremo trovato con un'orbita di soli cinque minuti

Un team internazionale di astronomi ha dimostrato che le due stelle della binaria HM Cancri ruotano sicuramente l'una intorno all'altra in soli 5,4 minuti. Ciò rende HM Cancri la stella binaria con il periodo orbitale di gran lunga più breve conosciuto. È anche il binario più piccolo conosciuto. Il sistema binario non è più grande di 8 volte il diametro della Terra che è l'equivalente di non più di un quarto della distanza dalla Terra alla Luna.

Il sistema binario è costituito da due nane bianche. Queste sono le ceneri bruciate di stelle come il nostro Sole e contengono una forma altamente condensata di elio, carbonio e ossigeno. Le due nane bianche in HM Cancri sono così vicine che la massa scorre da una stella all'altra. HM Cancri è stato notato per la prima volta come sorgente di raggi X nel 1999, mostrando una periodicità di 5,4 minuti, ma per molto tempo non è stato chiaro se questo periodo indicasse anche il periodo orbitale effettivo del sistema. Era così breve che gli astronomi erano riluttanti ad accettare la possibilità senza prove concrete.

Il team di astronomi, guidato dal dottor Gijs Roelofs dell'Harvard-Smithsonian Center of Astrophysics, e comprendente il professor Tom Marsh e il dottor Danny Steeghs dell'Università di Warwick nel Regno Unito, ha ora utilizzato il telescopio più grande del mondo, il telescopio Keck alle Hawaii , per dimostrare che il periodo di 5,4 minuti è effettivamente il periodo binario del sistema. Questo è stato fatto rilevando le variazioni di velocità nelle righe spettrali alla luce di HM Cancri. Queste variazioni di velocità sono indotte dall'effetto Doppler, causato dal moto orbitale delle due stelle che ruotano l'una intorno all'altra. L'effetto Doppler fa sì che le linee si spostino periodicamente dal blu al rosso e viceversa.

Le osservazioni di HM Cancri sono state un'ultima sfida a causa del periodo estremamente breve che doveva essere risolto e della debolezza del sistema binario. A una distanza di quasi 16.000 anni luce dalla Terra, il binario brilla con una luminosità non superiore a un milionesimo delle stelle più deboli visibili ad occhio nudo.

Il professor Tom Marsh dell'Università di Warwick ha dichiarato: "Questo è un sistema intrigante sotto molti aspetti: ha flussi di massa di periodo estremamente breve da una stella e si schianta sull'equatore dell'altra in una regione di dimensioni paragonabili a quelle inglesi Midlands, dove libera più dell'intera potenza del Sole nei raggi X. Potrebbe anche essere un forte emettitore di onde gravitazionali che un giorno potrebbe essere rilevato da questo tipo di sistema stellare".

Il dottor Danny Steeghs dell'Università di Warwick, ha dichiarato: "Alcuni anni fa abbiamo proposto che HM Cancri fosse effettivamente un binario interagente composto da due nane bianche e che il periodo di 5,4 minuti fosse il periodo orbitale. È molto gratificante vedere questo modello confermato dalle nostre osservazioni, soprattutto da quando i tentativi precedenti erano stati vanificati dal maltempo."

L'articolo che descrive le osservazioni di HM Cancri sarà pubblicato nel Lettere per riviste astrofisiche del 10 marzo 2010

"Questo tipo di osservazioni è davvero al limite di ciò che è attualmente possibile. Non solo occorrono i più grandi telescopi del mondo, ma devono anche essere equipaggiati con i migliori strumenti disponibili", spiega il professor Paul Groot della Radboud University Nimega nei Paesi Bassi.

"Il binario HM Cancri è una vera sfida per la nostra comprensione dell'evoluzione stellare e binaria", aggiunge il dott. Gijs Nelemans della Radboud University. "Sappiamo che il sistema deve provenire da due stelle normali che in qualche modo si sono unite a spirale in due precedenti episodi di massa trasferimento, ma la fisica di questo processo è molto poco conosciuta. Il sistema è anche una grande opportunità per la relatività generale. Deve essere uno dei più copiosi emettitori di onde gravitazionali. Queste distorsioni dello spazio-tempo speriamo di rilevare direttamente con il futuro satellite LISA e HM Cancri sarà un sistema fondamentale per questa missione."

Fonte della storia:

Materiali forniti da Università di Warwick. Nota: il contenuto può essere modificato per stile e lunghezza.


Sistemi binari nani neri - Astronomia

Vengono esaminate le prove dell'esistenza di stelle di neutroni e buchi neri nei sistemi binari. Viene delineata l'ipotesi di accrescimento su oggetti compatti in sistemi binari e vengono presentati diversi scenari evolutivi per binari di trasferimento di massa. Vengono fatte le seguenti conclusioni: (1) non è stato fatto alcun caso statisticamente significativo per la proposizione che buchi neri, stelle di neutroni o entrambi contribuiscono alla popolazione di compagni invisibili nelle normali binarie spettroscopiche (2) scenari evolutivi plausibili possono essere avanzati in cui sorgenti di raggi X compatte nel contesto come discendenti di diversi tipi comuni di binari a scambio di massa con l'oggetto collassato che è un buco nero, una stella di neutroni o una nana bianca, a seconda della massa del primario originale (3) il neutrone rotante modello stellare per le sorgenti di raggi X pulsanti Her X-1 e Cen X-3 è l'interpretazione più semplice degli oggetti, ma non si può escludere l'idea di una nana bianca non oscillante radialmente e (4) l'immagine del buco nero per Cyg X -1 è il modello più semplice che può essere attualmente avanzato, sebbene ciò non ne garantisca la correttezza.


Vedere doppio: stelle binarie nelle galassie nane

Nota del redattore: Astrobites è un'organizzazione gestita da studenti laureati che digerisce la letteratura astrofisica per studenti universitari. Come parte della partnership tra l'AAS e gli astrobiti, occasionalmente ripubblichiamo il contenuto degli astrobiti qui su AAS Nova. Ci auguriamo che questo post di astrobites vi piaccia, l'originale può essere visualizzato su astrobites.org.

Titolo: La frazione binaria delle stelle nelle galassie nane: i casi di Draco e dell'Orsa Minore
Autore: Meghin Spencer et al.
Istituzione del primo autore: Università del Michigan, Ann Arbor
Stato: Pubblicato in AJ

Dichiarazione di non responsabilità: il mio consulente è un autore di questo articolo, ma in qualche modo non me ne sono reso conto fino a quando non ho finito di scrivere l'intero post. Spero che perdonerai la mia compromessa integrità giornalistica! –Mia de los Reyes

Introduzione

Le star di solito non sono solo bambini. In effetti, pensiamo che la maggior parte delle stelle nasca in sistemi binari o multipli. Ma quanti sistemi binari esistono?

Comprendere la frazione di stelle binarie è importante nello studio delle galassie. Ad esempio, il numero di binari può influenzare alcune stime dei parametri globali delle galassie come i tassi di formazione stellare, che dipendono fortemente dai modelli delle popolazioni stellari. Le stelle binarie possono anche portare a eventi come le supernove di tipo Ia (le esplosioni termonucleari di alcune stelle nane bianche con compagne binarie), quindi conoscere la frazione di stelle binarie può aiutarci a capire la frequenza di questi eventi.

Due viste della galassia nana ultra debole Segue 1, una vicina e satellite della Via Lattea. Clicca per ingrandire. [Sloan Digital Sky Survey (a sinistra) e M. Geha (a destra)]

Le stelle binarie potrebbero essere ancora più importanti nelle galassie più piccole e deboli, chiamate galassie nane ultra-deboli (UFD). Gli UFD sono strani sistemi. Sembrano essere ibridi tra ammassi globulari e galassie nane, ma sono per lo più classificati come "galassie" invece che come ammassi stellari. Questa classificazione è, in parte, dovuta al fatto che gli UFD (come altre galassie) sembrano essere dominati dalla materia oscura in base alle osservazioni delle velocità delle loro stelle.

Come funziona? Il dispersione di velocità (una misura di quanto le velocità delle stelle differiscono dal movimento medio della galassia) è alto per un UFD. Ciò suggerisce che c'è molta massa nella galassia, facendo orbitare rapidamente le stelle attorno al centro di massa della galassia. Le dispersioni di velocità sono persino abbastanza alte da implicare che c'è più materia negli UFD che solo la materia visibile: quindi, materia oscura! Ciò potrebbe rendere gli UFD promettenti obiettivi per sondare la fisica della materia oscura.

Ma le stelle binarie potrebbero rovinare tutto. Mentre le stelle nelle binarie si muovono attorno alle loro compagne, possono aumentare la dispersione della velocità di una galassia e far sembrare che la galassia abbia più massa di quella che realmente ha. Se gli UFD hanno frazioni elevate di stelle binarie, potrebbero non avere tanta materia oscura come pensiamo!

Documento di oggi: metodi

Per vedere se gli UFD hanno effettivamente molta materia oscura, vogliamo sapere se gli UFD hanno molti binari. Sfortunatamente, non ci sono molte misurazioni delle velocità delle stelle negli UFD. Quindi il documento di oggi fa la cosa migliore: gli autori studiano i cugini degli UFD, chiamati galassie sferoidali nane (dSph). Queste galassie non sono così minuscole come le galassie nane ultra-deboli, ma hanno comunque masse basse rispetto a grandi sistemi come la nostra Via Lattea.

Molte velocità stellari sono state misurate nelle galassie dSph in tempi diversi, e Spencer et al. sfruttare questi dati. Propongono un modello per la distribuzione delle velocità stellari in una galassia. Questo modello richiede molti input, inclusa la frazione di stelle binarie, nonché vari parametri che descrivono i sistemi binari. Utilizzando tecniche bayesiane, gli autori adattano il modello alle distribuzioni di velocità osservate di diverse galassie dSph. I modelli più adatti (mostrati nella Figura 1) forniscono quindi stime dei parametri di input, inclusa la frazione di stelle binarie in ciascuna galassia.

Figura 1. La distribuzione delle variazioni di velocità (β) per sette diverse galassie dSph (pannelli diversi). Nero la linea segna la distribuzione osservata e blu la regione ombreggiata è il modello più adatto. Per confronto, il, rosso regione ombreggiata è un modello senza stelle binarie. La maggior parte delle sette galassie sembra avere una frazione diversa da zero di stelle binarie. [Spencer et al. 2018]

Documento di oggi: Risultati

I modelli best-fit forniscono molte informazioni sui binari in ogni galassia nana, che gli autori descrivono e confrontano con la letteratura precedente. Per semplicità, ci concentreremo solo sulla frazione binaria.

Spencer et al. presentano le prime misurazioni delle frazioni binarie dei dSph Draco e dell'Orsa Maggiore e verificano che le loro misurazioni delle frazioni binarie per altri cinque dSph coincidano con i valori della letteratura. Quindi confrontano le frazioni binarie per tutti e sette i dSph e trovano che le probabilità che tutti i dSph abbiano il stesso le frazioni binarie sono incredibilmente basse! Ciò suggerisce che non possiamo semplicemente assumere una frazione binaria costante per tutte le galassie nane.

Successivamente, gli autori fanno un ulteriore passo avanti per cercare di capire quali proprietà in dSphs influenzano la frazione binaria. Scoprono che i dSph con dispersioni di velocità inferiori sembrano avere frazioni binarie inferiori (Figura 2)! Se questa tendenza si estende alle galassie UFD (che hanno dispersioni a bassa velocità), ciò potrebbe significare che le UFD non hanno così tante stelle binarie. Questa è una buona notizia per gli amanti della materia oscura: significa che le dispersioni di velocità degli UFD potrebbero non essere pesantemente contaminate da stelle binarie, quindi gli UFD potrebbero effettivamente avere molta materia oscura.

Figura 2. La dispersione della velocità stellare delle galassie da 7 dSph in funzione delle loro frazioni binarie f. Ciò suggerisce che le galassie dSph con dispersioni di velocità più elevate possono avere frazioni più elevate di stelle binarie. Gli autori hanno realizzato molti altri grafici come questi, ma questo parametro aveva la correlazione più convincente con la frazione binaria. [Spencer et al. 2018]

È difficile fare affermazioni definitive basate su solo sette galassie dSph, ma questi potenziali risultati aprono molte domande sulle stelle binarie. Quale meccanismo fisico fa sì che le dSph abbiano frazioni binarie diverse? Segui le tendenze che Spencer et al. presentato per dSphs è ancora valido per le galassie nane ultra-deboli?

Come al solito, un risultato scientifico interessante porta a più domande che risposte.

Circa l'autore, Mia de los Reyes:

Sono uno studente universitario al Caltech, dove studio la composizione chimica delle stelle nelle galassie nane vicine. Prima di venire nella soleggiata California, ho trascorso un anno come post-laurea all'Università di Cambridge, studiando la formazione stellare nelle galassie. Ora che sono fuggito in climi più caldi, i miei hobby includono l'arrampicata su roccia e la ricerca di cibo gratis nel campus.


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In: Astronomical Journal, vol. 121, n. 1, 01.2001, pag. 489-502.

Risultati della ricerca : Contributo alla rivista › Articolo › peer-review

T1 - Una ricerca per sistemi binari nani L

N2 - Presentiamo l'analisi delle immagini della camera planetaria Hubble Space Telescope (HST) di nane da 20 L identificate nel corso del Two Micron All Sky Survey. Quattro dei bersagli, 2MASSW J0746425 + 200032, 2MASS J0850359 +105716, 2MASSW J0920122 + 351742, e 2MASSW J1146345 + 223053, hanno compagni rossi deboli a separazioni tra 0″.07 e 0″.29 (1,6-7,6 AU). L'imaging a infrarossi a terra conferma l'ultimo come un comune compagno di movimento proprio. La densità superficiale delle sorgenti di sfondo con colori comparabili è estremamente bassa e identifichiamo tutti e quattro come binari fisici. In tre casi, le grandezze bolometriche dei componenti differiscono di meno di 0,3 mag. Poiché la velocità di raffreddamento per le nane brune è una forte funzione della massa, la somiglianza nelle luminosità implica masse comparabili. Il componente debole nel sistema 2M0850, tuttavia, è di oltre 1,3 mag più debole del primario nella banda I e di ∼0,8 mag più debole in Mbol. In effetti, 2M0850B è ∼0,8 mag più debole in I rispetto alla nana L con luminosità più bassa attualmente conosciuta, mentre la magnitudine assoluta che deduciamo in J è quasi identica a MJ per G1 229B. Discutiamo le implicazioni di questi risultati per la scala di temperatura nella regione di transizione L/T. È noto che 2M0850 mostra un assorbimento di 6708 Å Li I, indicando che il primario ha una massa inferiore a 0,06 M⊙. I modelli teorici prevedono che la differenza di grandezza implichi un rapporto di massa di 0,75. La frazione binaria apparente del campione attuale, 20%, è paragonabile ai risultati di precedenti indagini di nane di tipo M tardivo nel campo e nelle Iadi. Tuttavia, la separazione media delle binarie nane L nel campione attuale è inferiore al valore nana M di un fattore 2, e solo un sistema verrebbe rilevato alla distanza delle Iadi. Discutiamo la probabile frequenza binaria tra le nane L alla luce di questi nuovi dati.

AB - Presentiamo l'analisi delle immagini della camera planetaria del Telescopio Spaziale Hubble (HST) di nane da 20 L identificate nel corso del Two Micron All Sky Survey. Quattro dei bersagli, 2MASSW J0746425 + 200032, 2MASS J0850359 +105716, 2MASSW J0920122 + 351742, e 2MASSW J1146345 + 223053, hanno compagni rossi deboli a separazioni tra 0″.07 e 0″.29 (1,6-7,6 AU). L'imaging a infrarossi a terra conferma l'ultimo come un comune compagno di movimento proprio. La densità superficiale delle sorgenti di sfondo con colori comparabili è estremamente bassa e le identifichiamo tutte e quattro come binari fisici. In tre casi, le grandezze bolometriche dei componenti differiscono di meno di 0,3 mag. Poiché la velocità di raffreddamento per le nane brune è una forte funzione della massa, la somiglianza nelle luminosità implica masse comparabili. Il componente debole nel sistema 2M0850, tuttavia, è oltre 1,3 mag più debole del primario nella banda I e ∼0,8 mag più debole in Mbol. In effetti, 2M0850B è ∼0,8 mag più debole in I rispetto alla nana L con luminosità più bassa attualmente conosciuta, mentre la magnitudine assoluta che deduciamo in J è quasi identica a MJ per G1 229B. Discutiamo le implicazioni di questi risultati per la scala di temperatura nella regione di transizione L/T. È noto che 2M0850 mostra un assorbimento di 6708 Å Li I, indicando che il primario ha una massa inferiore a 0,06 M⊙. I modelli teorici prevedono che la differenza di grandezza implichi un rapporto di massa di 0,75. La frazione binaria apparente del campione attuale, 20%, è paragonabile ai risultati di precedenti indagini di nane di tipo M tardivo nel campo e nelle Iadi. Tuttavia, la separazione media delle binarie nane L nel campione attuale è inferiore al valore nana M di un fattore 2, e solo un sistema verrebbe rilevato alla distanza delle Iadi. Discutiamo la probabile frequenza binaria tra le nane L alla luce di questi nuovi dati.


Contenuti

Come le normali stelle di sequenza principale, le subnane fredde (di tipo spettrale da G a M) producono la loro energia dalla fusione dell'idrogeno. La spiegazione della loro sottoluminosità risiede nella loro bassa metallicità: queste stelle non sono arricchite di elementi più pesanti dell'elio. La metallicità inferiore diminuisce l'opacità dei loro strati esterni e diminuisce la pressione di radiazione, risultando in una stella più piccola e più calda per una data massa. [2] Questa minore opacità consente loro anche di emettere una percentuale maggiore di luce ultravioletta per lo stesso tipo spettrale rispetto a una stella di Popolazione I, una caratteristica nota come eccesso di ultravioletti. [3] Solitamente membri dell'alone della Via Lattea, hanno spesso velocità spaziali elevate rispetto al Sole. [4] Esistono sottonane fredde di tipo spettrale L e T, ad esempio ULAS J131610.28+075553.0 con un tipo spettrale di sdT6.5. [4]

Le sottoclassi di sottonane fredde sono le seguenti: [5] [6]

  • cool subnano: Esempi: Kapteyn's Star (sdM1), SSSPM J1930-4311 (sdM7)
  • subnana estrema: Esempio: APMPM J0559-2903 (esdM7) [7]
  • ultrasubdwarf: Esempio: LSPM J0822+1700 (usdM7.5) [6]

Le subnane calde, dei tipi spettrali O e B, chiamate anche "stelle a rami orizzontali estremi" sono una classe di oggetti completamente diversa dalle subnane fredde. Queste stelle rappresentano uno stadio avanzato nell'evoluzione di alcune stelle, causato quando una stella gigante rossa perde i suoi strati esterni di idrogeno prima che il nucleo inizi a fondere l'elio. Le ragioni per cui si verifica questa perdita di massa prematura non sono chiare, ma si pensa che l'interazione delle stelle in un sistema binario sia uno dei meccanismi principali. Le singole subnane possono essere il risultato di una fusione di due nane bianche o dell'influenza gravitazionale di compagne substellari. Le subnane di tipo B, essendo più luminose delle nane bianche, sono una componente significativa della popolazione di stelle calde dei vecchi sistemi stellari, come gli ammassi globulari e le galassie ellittiche. [8] [9]

Le subnane di metalli pesanti sono un tipo di stella subnana calda con alte concentrazioni di metalli pesanti. I metalli rilevati includono germanio, stronzio, ittrio, zirconio e piombo. Le subnane di metalli pesanti note includono HE 2359-2844, LS IV-14 116 e HE 1256-2738. [10]


Titolo del riquadro di ricerca

La NASA continua a lavorare per risolvere un problema con il computer del payload del telescopio spaziale Hubble che si è fermato il 13 giugno. Dopo aver eseguito test su diversi moduli di memoria del computer, i risultati indicano che un diverso componente hardware del computer potrebbe aver causato il problema, con il gli errori di memoria sono solo un sintomo. The operations team is investigating whether the Standard Interface (STINT) hardware, which bridges communications between the computer’s Central Processing Module (CPM) and other components, or the CPM itself is responsible for the issue. The team is currently designing tests that will be run in the next few days to attempt to further isolate the problem and identify a potential solution.

This step is important for determining what hardware is still working properly for future reference. If the problem with the payload computer can't be fixed, the operations team will be prepared to switch to the STINT and CPM hardware onboard the backup payload computer. The team has conducted ground tests and operations procedure reviews to verify all the commanding required to perform that switch on the spacecraft.

If the backup payload computer's CPM and STINT hardware is turned on, several days will be required to assess the computer performance and restore normal science operations. The backup computer has not been powered on since its installation in 2009 however, it was thoroughly tested on the ground prior to installation on the spacecraft.

The payload computer is a NASA Standard Spacecraft Computer-1 (NSSC-1) system built in the 1980s that is located on the Science Instrument Command and Data Handling (SI C&DH) unit. After 18 years on orbit, the original SI C&DH experienced a failure in 2008 that delayed the final servicing mission to Hubble while a replacement was prepared for flight. In May 2009, STS-125 was launched and the astronauts installed the existing unit. The replacement contains original hardware from the 1980s with four independent 64K memory modules of Complementary Metal-Oxide Semiconductor (CMOS) memory. Only one memory module is used operationally, with the other three serving as backups. All four modules can be used and accessed from either of the redundant payload computers.

Launched in 1990, with more than 30 years of operations, Hubble has made observations that have captured imaginations worldwide and deepened our knowledge of the cosmos.

For more information about the Science Instrument Command and Data Handling unit view the following PDF.

Claire S. Andreoli
NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland


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