Astronomía

Relación entre excentricidades internas y externas en un sistema estelar triple jerárquico

Relación entre excentricidades internas y externas en un sistema estelar triple jerárquico



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Según la Tabla 3 de Sterzik y Tokovinin (2002), la excentricidad interna de un sistema de estrellas triples (es decir, la excentricidad del binario interno) es, la mayoría de las veces (70%), mayor que la excentricidad de la estrella externa. Esto parece contradictorio, ya que siempre pensé que la excentricidad externa era generalmente mayor que la interna. ¿Alguna razón para esto? ¿O estos datos son incorrectos?


Se estudian las estadísticas del ángulo Φ entre momentos angulares orbitales en sistemas triples jerárquicos con órbitas visuales o astrométricas internas conocidas. Una correlación entre las direcciones de revolución aparentes demuestra la alineación parcial de la órbita conocida de trabajos anteriores. La alineación es fuerte en triples con una separación exterior proyectada menor que

50 au, donde el promedio Φ es aproximadamente. Por el contrario, las órbitas exteriores de más de 1000 au no están alineadas con las órbitas interiores. Se establece que la alineación de la órbita disminuye con el aumento de la masa del componente primario. La excentricidad promedio de las órbitas internas en las triples bien alineadas es menor que en las alineadas al azar. Estos hallazgos destacan el papel de las interacciones disipativas con el gas en la definición de la arquitectura orbital de los sistemas triples de baja masa. Por otro lado, la dinámica caótica aparentemente jugó un papel en la configuración de jerarquías más masivas. El análisis de configuraciones proyectadas y triples con órbitas internas y externas conocidas indica que la distribución de Φ es probablemente bimodal, donde el 80% de los triples tienen y los restantes están alineados aleatoriamente.

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Título: Crecimiento de excentricidad y cambio de órbita en sistemas jerárquicos de tres cuerpos casi coplanares

Se ha estudiado ampliamente la evolución dinámica secular de un sistema jerárquico de tres cuerpos en el que un tercer objeto distante orbita alrededor de un binario, lo que demuestra que la órbita interior puede sufrir grandes oscilaciones de excentricidad e inclinación. Se demostró anteriormente que, a partir de una órbita interior circular, una gran inclinación mutua (40 ° -140 °) puede producir modulaciones de larga escala de tiempo que llevan la excentricidad a valores extremadamente grandes y pueden cambiar la órbita. Aquí, demostramos que comenzando con una configuración casi coplanar, para órbitas excéntricas internas y externas, la excentricidad de la órbita interna aún puede excitarse a valores altos, y la órbita puede girar ∼180 °, rodando sobre su eje principal. El criterio de inversión de ∼180 ° y la escala de tiempo de inversión se describen mediante expresiones analíticas simples que dependen de los parámetros orbitales iniciales. Con la disipación de las mareas, este mecanismo puede producir sistemas exoplanetarios en órbita contraria. Además, también mostramos que este mecanismo tiene el potencial de mejorar la interrupción de las mareas o las tasas de colisión para diferentes sistemas. Además, exploramos todo el e y yo espacio de parámetros que puede producir giros.


Índice jerárquico¶

La siguiente es la nomenclatura utilizada en setup_disc.f90 para referirse a diferentes niveles jerárquicos y estrellas en un sistema jerárquico general. En particular el subst El parámetro en el archivo .setup es el índice jerárquico de la estrella que debe sustituirse.

Los índices jerárquicos (1, 11, 12, 112,…) se utilizan para identificar la posición jerárquica de la estrella en el sistema. En el código se utilizan para especificar el sumidero que se sustituirá por un binario al llamar al set_multiple rutina para construir un sistema jerárquico.


Un estudio sobre la cinemática de las estrellas triples jerárquicas ☆, ☆☆

Nuestro análisis estadístico muestra que, debido a los efectos de los tres cuerpos, el modelo clásico de dos cuerpos dobles no se puede utilizar para describir la cinemática de la mayoría de los sistemas estelares triples jerárquicos con la precisión de las observaciones actuales (1 mas). Incluso para los requisitos prácticos habituales, este modelo no es adecuado para calcular aquellos sistemas que sufren efectos significativos de tres cuerpos. Debido a que no es práctico usar efemérides numéricas con un gran volumen de datos para describir la cinemática de las estrellas componentes en un catálogo de estrellas, se necesita un modelo cinemático tan simple y práctico como sea posible para los sistemas de estrellas triples jerárquicas. Con base en las observaciones existentes y sus resultados de ajuste asociados, obtenemos parámetros de masa consistentes y condiciones iniciales de seis sistemas de estrellas triples jerárquicas. Luego se discute la descripción de la cinemática de estos sistemas sobre la base de requisitos prácticos.


La dependencia de la estabilidad de los sistemas triples jerárquicos de la inclinación orbital.

En este artículo estudiamos numéricamente el efecto de la inclinación orbital mutua inicial sobre la estabilidad de sistemas triples jerárquicos con órbitas inicialmente circulares. Nuestro objetivo es investigar la posibilidad de que el límite de estabilidad sea independiente de la inclinación orbital para ciertas relaciones de masa. Integramos numéricamente las ecuaciones de movimiento de sistemas triples jerárquicos con órbitas inicialmente circulares y diferentes configuraciones orbitales. Las relaciones de masa cubren el rango de 10 - 6 a 10 6 y el ángulo de inclinación mutuo inicial varía de 0 ° a 180 °. Los resultados de las simulaciones numéricas muestran que para los sistemas triples jerárquicos con órbitas inicialmente circulares y para las relaciones de masa que usamos, el ángulo de inclinación mutuo inicial afecta el límite de estabilidad.

Reflejos

► Estudiamos el efecto de la inclinación mutua sobre la estabilidad de los sistemas triples. ► Las órbitas son inicialmente circulares. ► Investigamos si el límite de estabilidad depende de la inclinación orbital. ► Concluimos que el ángulo de inclinación mutuo afecta el límite de estabilidad.


Científicos prueban la teoría de la gravedad de Einstein en un sistema único de estrella triple

En una nueva prueba de la teoría de la gravedad de Einstein, un grupo de astrónomos de los Países Bajos, Estados Unidos, Australia y Canadá ha demostrado que la teoría se sostiene, incluso para un sistema triple estelar. Su trabajo se publica en la revista Naturaleza.

Impresión artística del sistema de estrellas triples PSR J0337 + 1715, que se encuentra a unos 4.200 años luz de la Tierra. Crédito de la imagen: NRAO / AUI / NSF / S. Dagnello.

La teoría de la gravedad de Einstein establece que todos los objetos caen de la misma manera a pesar de su masa o composición, como una bala de cañón y una manzana cayendo de la Torre Inclinada de Pisa y golpeando el suelo al mismo tiempo.

Pero las alternativas a su teoría predicen que los objetos compactos con gravedad extremadamente fuerte, como las estrellas de neutrones, caen de manera un poco diferente a los objetos de menor masa. Esa diferencia se debería a la llamada energía de enlace gravitacional de un objeto compacto y # 8212 a la energía gravitacional que lo mantiene unido.

En 2011, los astrónomos descubrieron un laboratorio natural para probar la teoría de Einstein en condiciones extremas & # 8212 PSR J0337 + 1715, un sistema jerárquico de tres estrellas en el que un binario que consta de un púlsar de radio de milisegundos y una enana blanca en una órbita de 1,6 días es en una órbita de 327 días con otra enana blanca.

“PSR J0337 + 1715 es un sistema en estrella único. No conocemos otros que se le parezcan. Eso lo convierte en un laboratorio único para poner a prueba las teorías de Einstein ”, dijo el Dr. Ryan Lynch, miembro del equipo y astrónomo del Observatorio Green Bank en Virginia Occidental.

Las enanas blancas son estrellas muy densas mientras que su tamaño es comparable al de la Tierra, su masa es similar a la de nuestro Sol.

Las estrellas de neutrones son incluso más pequeñas y densas que las enanas blancas. Están hechos de núcleos colapsados ​​de estrellas que han sufrido explosiones de supernovas y son las estrellas más densas del Universo.

Muchas estrellas de neutrones giratorias son púlsares, que envían señales electromagnéticas regulares parecidas a un faro a través del espacio que pueden ser capturadas por radiotelescopios aquí en la Tierra.

"Podemos dar cuenta de cada pulso de la estrella de neutrones en PSR J0337 + 1715 desde que comenzamos nuestras observaciones", dijo la líder del equipo, la Dra. Anne Archibald, de la Universidad de Amsterdam y el Instituto Holandés de Radioastronomía.

“Podemos decir su ubicación a unos pocos cientos de metros. Esa es una pista realmente precisa de dónde ha estado la estrella de neutrones y hacia dónde se dirige ".

Si las alternativas a la imagen de la gravedad de Einstein fueran correctas, entonces la estrella de neutrones y la enana blanca interior en PSR J0337 + 1715 caerían cada una de manera diferente hacia la enana blanca exterior.

“La enana blanca interior no es tan masiva ni compacta como la estrella de neutrones y, por lo tanto, tiene menos energía de enlace gravitacional”, dijo el Dr. Scott Ransom, miembro del equipo y astrónomo del Observatorio Nacional de Radioastronomía.

A través de cuidadosas observaciones y cálculos, los investigadores pudieron probar la gravedad del sistema utilizando solo los pulsos de la estrella de neutrones.

Descubrieron que cualquier diferencia de aceleración entre la estrella de neutrones y la enana blanca interior es demasiado pequeña para detectarla.

“Si hay una diferencia, no es más de tres partes en un millón”, dijo la Dra. Nina Gusinskaia, miembro del equipo, de la Universidad de Amsterdam.

"Ahora, cualquier persona con una teoría alternativa de la gravedad tiene un rango aún más estrecho de posibilidades en las que su teoría tiene que encajar para que coincida con lo que hemos visto".

“Cada vez que probamos la teoría de la relatividad de Einstein hasta ahora, los resultados han sido consistentes”, dijo la profesora Ingrid Stairs, miembro del equipo, de la Universidad de Columbia Británica.

"Pero seguimos buscando desviaciones de la relatividad porque eso podría ayudarnos a entender cómo describir la gravedad y la mecánica cuántica con el mismo lenguaje matemático".

El resultado del equipo es 10 veces más preciso que la mejor prueba de gravedad anterior, lo que hace que la evidencia del Principio de Equivalencia Fuerte de Einstein sea mucho más sólida.

"Siempre estamos buscando mejores mediciones en nuevos lugares, por lo que nuestra búsqueda para aprender sobre nuevas fronteras en nuestro Universo continuará", dijo el Dr. Ransom.

Anne M. Archibald et al. 2018. Universalidad de la caída libre del movimiento orbital de un púlsar en un sistema triple estelar. Naturaleza 559: 73-76 doi: 10.1038 / s41586-018-0265-1


Relación entre excentricidades internas y externas en un sistema estelar triple jerárquico - Astronomía

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Contenido

Los sistemas binarios (sistemas de 2 estrellas) orbitan un centro de masa común, conocido como baricentro. Las estrellas, así como los planetas del sistema (sólo en el caso de sistemas binarios cercanos), orbitarán este baricentro.

Dada la separación promedio de las estrellas (a, en AU) y sus masas (MA y MB), podemos calcular la distancia promedio entre la & # 160 estrella primaria y & # 160el baricentro, usando la siguiente fórmula & # 912 & # 93 & # 913 & # 93:

Por lo tanto, la distancia promedio entre la estrella secundaria y el baricentro es:

Las órbitas de las estrellas no suelen ser circulares, sino elípticas. La excentricidad es una medida de cuán "no circular" es una órbita, donde 0 es un círculo perfecto y 1 es una parábola. Ambas estrellas que orbitan un solo baricentro tendrán la misma excentricidad orbital, que idealmente debería estar entre 0,4 y 0,7 para un par en órbita cercana.

Dada la excentricidad (e) de la órbita y la distancia media entre una estrella y el baricentro, las distancias máxima y mínima entre la estrella y el baricentro se pueden calcular como:

Usando lo anterior, podemos calcular la separación máxima y mínima entre las propias estrellas como:

Al determinar la zona habitable, los límites planetarios y la línea de congelación de un par en órbita cercana (ver Sistemas planetarios), todo lo que se necesita hacer es sumar las masas o luminosidades de las estrellas. Los sistemas en órbita lejana siguen las reglas habituales, ya que cada estrella del sistema puede tener su propio sistema planetario.

Además de lo anterior, también existen límites en la formación planetaria debido a los efectos gravitacionales de las estrellas. No se pueden formar planetas dentro de estas "zonas prohibidas", cuyos límites se dan como:

Habitabilidad [editar | editar fuente]

Un sistema estelar binario, visto desde la superficie de un planeta.

Para sistemas binarios cercanos, nos gustaría que el límite planetario externo fuera menor que el límite planetario interno si deseamos que el sistema sea habitable, de modo que el área máxima para la formación de planetas esté disponible para nosotros. Para que un planeta sea habitable, también debe orbitar más de 4 veces la zona exterior prohibida del baricentro.

Para sistemas binarios lejanos, nos gustaría que el límite planetario interno fuera mayor que el límite planetario externo de ambas estrellas, a fin de tener disponible el área máxima para la formación de planetas.

La ubicación de los planetas en un sistema binario es idéntica a colocarlos en un sistema de una sola estrella, excepto que deben observarse las restricciones anteriores.


Principales proyectos de investigación recientes



Una figura de Stephan y col. 2020 mostrando el espacio de parámetros para el cual la pérdida de masa aumenta la contaminación por WD y la formación de planetas de período corto.

Formación de planetas de período corto alrededor de enanas blancas

Dos planetas de período corto descubiertos recientemente alrededor de enanas blancas, WD J0914 by WD 1856 b, han reforzado la idea de que existen planetas alrededor de estrellas de todas las etapas evolutivas estelares. Sin embargo, lo más probable es que los planetas no se hayan formado en sus órbitas actuales, sino que tuvieron que migrar allí a través de interacciones dinámicas. En este proyecto reciente, mostramos que la interacción de la evolución estelar y el mecanismo EKL pueden explicar naturalmente la formación de tales sistemas, similar al trabajo que habíamos realizado en 2017. De manera crucial, mostramos que las oscilaciones EKL pueden conducir a la migración o desbordamiento de las mareas. de un planeta gigante dentro de los primeros millones de años después de la formación de la enana blanca, importante para explicar WD J0914 b. El documento ha sido enviado para revisión por pares y está disponible para su vista previa a la publicación en arXiv como A.P. Stephan, S. Naoz, B.S. Gaudí, 2020, Planetas gigantes, estrellas diminutas: producción de planetas de período corto alrededor de enanas blancas con el excéntrico mecanismo Kozai-Lidov, arXiv: 2010.10534.

Efectos del consumo de planetas en las estrellas en evolución

Un resultado común de la evolución dinámica de los planetas en los sistemas estelares binarios es la colisión de los planetas con sus estrellas anfitrionas debido a excitaciones de excentricidad extrema o el engullimiento de planetas a medida que sus estrellas anfitrionas evolucionan a gigantes rojas y se inflan en radio. Estas colisiones y engullimientos pueden causar una variedad de efectos en las estrellas mismas, incluida la eliminación de la envoltura estelar, cambios en los momentos angulares y velocidades de giro de las estrellas, picos de luminosidad y radiación de rayos X o anomalías en la composición química. Como tal, si las estrellas que han envuelto sus planetas pueden identificarse de manera confiable, sería posible obtener una comprensión más completa de la formación y



Espacio de parámetros que muestra cuándo los planetas que rozan la superficie pueden causar erupciones en la superficie de sus estrellas anfitrionas, desde Stephan y col. 2020.

Historias de evolución de los sistemas planetarios. En mi artículo reciente A.P. Stephan, S. Naoz, B.S. Gaudí, J.M. Salas, 2020, Comer planetas para el almuerzo y la cena: firmas del consumo de planetas por las estrellas en evolución, ApJ, Volume 889, Issue 1, article id.45, 11 pp., Doi: 10.3847 / 2041-8213 / ab21d3 investigamos varios de estos efectos y definimos una serie de características observables que pueden ayudar a futuros estudios a identificar estrellas que han recientemente envolvió sus planetas. Este trabajo también apareció en un artículo de la revista New Scientist.



Un diagrama de flujo de Stephan y col. 2019 delineando los resultados de la evolución estelar binaria en el centro galáctico.

Evolución estelar binaria en el centro galáctico

Mi trabajo anterior sobre binarios de centros galácticos de 2016 se centró principalmente en la evolución dinámica de tales objetos hasta que se fusionaron o separaron en estrellas individuales. Sin embargo, la naturaleza exacta de los "productos de fusión" resultantes no estaba bien definida en ese trabajo. Por lo tanto, volví a examinar el tema en 2019 investigando la evolución estelar binaria de los candidatos a la fusión con un código de evolución estelar binaria. En este proyecto mostramos que las estrellas binarias en los centros galácticos pueden conducir a la formación de una gran variedad de objetos interesantes, como binarios de rayos X, supernovas de tipo Ia, variables cataclísmicas, así como agujeros negros y binarios de estrellas de neutrones, y mucho más. más. El trabajo muestra que los centros galácticos pueden ser una ubicación extremadamente importante para las fusiones de estrellas de neutrones y agujeros negros, lo que podría explicar las observaciones recientes de LIGO de tales objetos. El trabajo fue publicado en A.P. Stephan, S. Naoz, A.M. Ghez, M.R. Morris, A. Ciurlo, T. Do, K. Breivik, S. Coughlin, C.L. Rodríguez, 2019, El destino de los binarios en el centro galáctico: lo mundano y lo exótico, ApJ, vol. 878, número 1, número de artículo. 58, 7 págs., Doi: 10.3847 / 1538-4357 / ab1e4d y ha sido presentado por AAS Nova.

Júpiter calientes temporales

La dinámica jerárquica de tres cuerpos se ha utilizado como una posible explicación para los llamados "Júpiter calientes", planetas gaseosos gigantes que orbitan sus estrellas anfitrionas en órbitas de período corto (P
Una trama de Stephan y col. 2018 mostrando los resultados del cálculo de la evolución dinámica de un planeta gigante gaseoso para diferentes vidas estelares, y comparando estos cálculos con los planetas observados que orbitan alrededor de estrellas evolucionadas de tipo A (marcadas como estrellas negras).

mucho más rápido que las estrellas parecidas al sol. También casi siempre poseen compañeros estelares, lo que lleva a efectos EKL para cualquier planeta que orbite cualquiera de los dos. Descubrimos que los efectos de marea mejorados durante la fase de Gigante Roja de las estrellas pueden conducir a la formación de "Júpiter calientes temporales", Júpiter calientes que solo existen durante unos cientos de miles de años antes de ser engullidos por su estrella anfitriona en evolución. En general, descubrimos que las estrellas de tipo A destruirían alrededor del 70% de todos los planetas gigantes gaseosos que los orbitan, convirtiéndolos en Júpiter calientes o Júpiter calientes temporales y luego engullándolos. Nuestro trabajo fue publicado en A.P. Stephan, S. Naoz, B.S. Gaudí, 2018, Estrellas tipo A, los destructores de mundos: las vidas y muertes de los júpiter en binarios estelares en evolución, AJ, vol. 156, número 3, id. Del artículo. 128, 12 págs., Doi: 10.3847 / 1538-3881 / aad6e5 y ha aparecido como un Lo más destacado de la investigación de la naturaleza.



Evolución dinámica de un planeta similar a Neptuno (a) y un objeto analógico del cinturón de Kuiper (b) en sistemas estelares binarios anchos. Las excitaciones de gran excentricidad durante la fase de enana blanca conducen a la contaminación. [Stephan y col. 2017]

Contaminación de la enana blanca en binarios amplios

Parte de mi trabajo anterior se ha referido a la contaminación de las enanas blancas en sistemas estelares binarios anchos en evolución. Durante las últimas décadas, muchos estudios han revelado que entre un cuarto y la mitad de todas las estrellas enanas blancas, la última etapa de la vida de la mayoría de las estrellas, contienen elementos pesados ​​en su atmósfera. Sin embargo, se espera que estos elementos se hundan hasta el núcleo de la estrella en escalas de tiempo cortas, lo que indica que han sido recientemente contaminados por material planetario o asteroide. En nuestro trabajo, publicado en A.P. Stephan, S. Naoz, B. Zuckerman, 2017, Lanzando icebergs a las enanas blancas, ApJL, vol. 844, L16, doi: 10.3847 / 2041-8213 / aa7cf3, mostramos que algunas de estas enanas blancas pueden ser contaminadas por planetas que orbitaron lejos de la estrella durante la secuencia principal, si tienen un compañero estelar en una órbita muy lejana. Esto es

debido a la pérdida de masa que sufre una estrella durante su evolución, lo que cambia la configuración orbital de los sistemas y permite que el mecanismo EKL se fortalezca. Por lo tanto, los objetos que no se destruyeron durante la secuencia principal podrían terminar acercándose a la enana blanca, contaminándola potencialmente. Este trabajo explica perfectamente las observaciones recientes por Xu y col. 2017 que han encontrado por primera vez contaminación por nitrógeno en una enana blanca. En nuestro propio sistema solar, el nitrógeno solo abunda en el cinturón de Kuiper, ya que es un elemento volátil. De hecho, el nitrógeno atmosférico de la Tierra probablemente provino de un asteroide del cinturón de Kuiper. La enana blanca de Xu et al. también es parte de un sistema estelar binario extremadamente amplio y, por lo tanto, lo más probable es que haya sido contaminado por un objeto analógico del cinturón de Kuiper a través del mecanismo EKL. Nuestro trabajo también ha sido destacado por AAS Nova y Física hoy.

Dinámica binaria estelar del centro galáctico

Mi proyecto de tesis de maestría, en colaboración con el Grupo del Centro Galáctico de UCLA, estudió el mecanismo EKL en el contexto de estrellas binarias que orbitan el agujero negro masivo en el centro de la Vía Láctea. Para estos sistemas, incluimos los efectos de la relatividad general, las mareas y la evolución estelar en nuestros cálculos, con el fin de modelar con precisión la posibilidad de fusiones binarias en el centro galáctico. Vemos una fusión binaria como un buen candidato para explicar el objeto G2 que ha sido descubierto por Gillessen et al. (2012). Nuestros hallazgos fueron publicados en:
A.P. Stephan, S. Naoz, A.M. Ghez et al., 2016, Fusionando binarios en el Centro Galáctico: El excéntrico mecanismo Kozai-Lidov con evolución estelar, MNRAS, vol. 460, 3494-3504, doi: 10.1093 / mnras / stw1220


Escenarios de fusión binaria de Stephan y col. 2016

Otras contribuciones significativas

El mecanismo EKL, incluidas las mareas y la evolución estelar, se puede utilizar para estudiar una gran variedad de sistemas astronómicos diferentes. Un proyecto del que he formado parte fue un estudio de mi asesor, el profesor Smadar Naoz, que investigaba la formación de binarios de rayos X de baja masa (LMXR) a través de las perturbaciones EKL de un tercer compañero. Para este estudio, la inclusión de los efectos de la evolución estelar, con la que ayudé, fue de crucial importancia. El estudio fue publicado por ApJ Letters:
S. Naoz, T. Fragos, A. Geller, A.P. Stephany F.A. Rasio, 2016, Formación de binarios de rayos X de baja masa de agujero negro en sistemas triples jerárquicos, ApJ, 822, L24, doi: 10.3847 / 2041-8205 / 822/2 / L24

Otro estudio en el que he estado involucrado estaba relacionado con la estabilidad de los sistemas de múltiples planetas en presencia de un compañero externo. En particular, el proyecto consideró dos planetas que orbitan alrededor de una estrella en una configuración coplanar que están siendo perturbados por un cuarto cuerpo inclinado exterior, y mostró para qué configuraciones tal conjunto sería estable o inestable. El proyecto fue dirigido por un ex aprendiz de mi asesor y yo mismo, Paul Denham, y fue publicado por MNRAS: P. Denham, S. Naoz, B.-M. Hoang, A.P. Stephan, W.M. Farr, 2018, Amigos planetarios ocultos: sobre la estabilidad de los sistemas de 2 planetas en presencia de un compañero distante e inclinado, MNRAS, 482, 3, 4146-4154, doi: 10.1093 / mnras / sty2830

A veces, el mecanismo EKL también se puede utilizar para explicar los fenómenos estelares exóticos observados. V Hydrae es una estrella de carbono que muestra eyecciones periódicas de gas en forma de "balas" altamente colimadas cada 8,5 años. Se ha sugerido que estas eyecciones son causadas por el paso cercano de un compañero excéntrico durante su periastrón. Sin embargo, para tal acompañante, se espera que los efectos de marea se encojan y circularicen rápidamente la órbita, mucho antes de que la estrella alcance su etapa evolutiva actual. En un proyecto de mi colega estudiante graduado de UCLA Jesús Salas, en el que colaboramos, mostramos que la continua alta excentricidad del acompañante se puede explicar por la existencia de un tercer acompañante formando un triple jerárquico. Además, podemos establecer restricciones sobre la masa del compañero causante de la bala (probablemente una enana marrón). El proyecto fue publicado por MNRAS: J.M. Salas, S. Naoz, M.R. Morris, A.P. Stephan, 2019, Compañeros invisibles de V Hya inferidos de eyecciones periódicas, MNRAS, 487, 3, 3029-3036, doi: 10.1093 / mnras / stz1515

Varios de mis proyectos de investigación han investigado la evolución de estrellas binarias en el centro galáctico, en gran parte motivados por las observaciones de objetos polvorientos que orbitan alrededor de Sagitario A *, como el llamado objeto G2. Trabajos anteriores del Grupo del Centro Galáctico de UCLA han sugerido fuertemente que tales objetos se mantienen unidos por la gravedad de una estrella central, lo que podría indicar que son el resultado de fusiones estelares. Mis estudios dinámicos han apoyado esa hipótesis y han hecho predicciones de que debería existir una población completa de tales objetos en el centro galáctico, con una gran variedad de parámetros orbitales. En un gran estudio dirigido por la Dra. Anna Ciurlo, esta predicción se ha confirmado ya que se ha identificado una población de seis fuentes similares a G2 en órbitas muy diferentes. Los resultados se han publicado como un artículo de Nature: A. Ciurlo, R.D. Campbell, M.R. Morris, T. Do, A.M. Ghez, A. Hees, B.N. Sitarski, K.K. O'Neil, D.S. Chu, G.D. Martínez, S. Naoz, A.P. Stephan, 2020, Una población de objetos envueltos en polvo que orbitan el agujero negro galáctico, Nature, 577, 337–340, doi: 10.1038 / s41586-019-1883-y

Proyectos actuales y futuros

En general, sigo interesado en las diversas aplicaciones del mecanismo EKL en varios escenarios astrofísicos, incluidos exoplanetas, remanentes estelares y el centro galáctico. Los proyectos futuros también se centrarán más en los efectos de los golpes de supernova, que introducen cambios a corto plazo en la configuración orbital de un sistema que pueden cambiar radicalmente el comportamiento dinámico de dichos sistemas. Estos efectos son especialmente relevantes para el estudio de sistemas progenitores binarios de agujeros negros y estrellas de neutrones, que pueden producir fuentes de ondas gravitacionales relevantes para LIGO y LISA. Planeo estudiar los efectos sobre tales fenómenos con mayor detalle en el futuro.

Trabajos anteriores y otros intereses de investigación

Durante mi tiempo en la Universidad de Chicago tuve la gran oportunidad de trabajar con el Prof. James W. Truran y Michael Florian en problemas relacionados con la evolución química de galaxias y galaxias enanas. Si bien actualmente no estoy trabajando en problemas de evolución química, sigo interesado en estos sistemas. En particular, deseo explorar más a fondo el papel de la dinámica de las galaxias en estas circunstancias, en algún momento.

También tuve la gran fortuna de haber tenido al Prof. Michael D. Gladders como mi asesor de tesis de licenciatura. El proyecto de mi tesis de licenciatura estaba relacionado con cúmulos de galaxias con lentes gravitacionales fuertes y la relación entre la masa de galaxias del cúmulo más brillante (BCG) y la fuerza de la lente. Este fue un proyecto extraordinariamente fascinante, que exploraba la estructura de los cúmulos de galaxias con relatividad general.


Ver el vídeo: Semana 22 Dinamica interna de la tierra (Agosto 2022).