FARO ROJO

 

El estudio y análisis de Super Masivos Agujeros Negros (SMBH) tiene interés para determinar características en el Universo Primordial donde la materia tenía una densidad enorme, similar o superior a la de Estrellas de Neutrones.

Pero encontrar este tipo de objetos SMBH en forma de Queseares (con alto redshift) alejados, o en Núcleos Activos Galácticos (AGN) como en el centro de nuestra Vía Láctea, splantea serias limitaciones que tienen que ver con la ciencia y la tecnología existente.

Una alternativa ya mencionada en otras entradas por mí, es el estudio de Estrellas de Neutrones (NS) primordiales. Si se pudieron formaron SMBH sin pasar por estrellas Población III (Pop III) que son ese tipo de estrellas de baja metalicidad (las primeras en formarse). Entonces también puede que existan NS primordiales. El problema es detectar estos objetos.

Una forma de detectar una NS “muy fría” (igual que una Enana Blanca tienen un proceso de equilibrio térmico Debye-cooling regime), sería encontrarla con una compañera M Dwarf. Las “enanas rojas”, son estrellas (Pop III), que por el tamaño y la baja emisión radiativa pueden tener una vida igual o superior a la de nuestro universo. La M Dwarf que buscamos en un Sistema Múltiple Estelar está en un grupo que se llaman Ultra poor mentality (UPM).

En la actualidad las M Dwarf se han convertido en objetos de alto interés para la ciencia, ya que pueden estar acompañadas de otras estrellas como Sistemas Múltiples Estelares o de Exoplanetas. Y como menciono en este artículo hay múltiples programas y observatorios buscándolas.  

Sistemas descubiertos que resultan interesantes.

Sistema binario. Una NS con un compañero (WD o NS) más frías se encontraron con radiotelescopios.  doi:10.1088/0004-637X/789/2/119

También tenemos la fusión de dos objetos masivos que no se encontró remanente visual. La fusión de un Objeto BH de 23 masa solares y un compañero (NS o BH) de 2.6 masas solares. arXiv:2006.12611v1

Las características de la M-Dwarf que me interesan son: Ultra poor mentality (UPM). De las que hay una lista interesante. arXiv:1603.08040v2; doi:10.1088/0004-637X/745/2/118; doi:10.1088/0004-6256/140/3/844.

 

Estrategia: Método de observación y detección NS-M Dwarf.

En este caso Velocidad Radial debería ser el principal método (para descartar que el compañero de una M Dwarf sea de menor masa, buscamos una NS muy fría).

1) Varios métodos astrométricos y fotométricos.

2) Velocidad Radial.

3) Astrometría.

4) Variación del Tiempo de Tránsito (Transit Timing Varations, TTV).

5) Pulsar Timing, PT.

 

Observación/Programas:

 

Chandra RX. eRosita RX. GAIA. Hubble Visible. XMM Newton. NICER RX (Pulsar’s). TESS. NGTS. ASPERA. KEPLER/2.

Keck Observatory NIR. Subaru NIR. VLBI. CRIRES: cryogenic high-resolution infrared echelle spectrograph for the VLT Telescope Carlos Sánchez (TCS), MuSCAT2. ALMA. STARE. The WASP Project and the SuperWASP Cameras – JSTOR. LIGO Livingston, LIGO Hanford y Virgo. Telescopios Magallanes - Las Campanas Observator. ALMA. STARE.

 

Nota: A futuro JWST, GMT, ELT, TMT telescope, Roman Telescope y mini telescopios espaciales...

 

LAMOST y eROSITA

Tenemos dos programas tecnológicos muy especiales para mencionar en la investigación de M Dwarf.

LAMOST. Las estrellas enanas M son las estrellas más comunes de la galaxia y dominan la población de la galaxia en magnitudes débiles. Los parámetros estelares precisos y exactos para las enanas M son de crucial importancia para muchos estudios. Sin embargo, los parámetros atmosféricos de las estrellas enanas M son difíciles de determinar. En este artículo, presentamos un catálogo de los parámetros estelares espectroscópicos (Teff y [M / H]) de ∼300.000 M estrellas enanas observadas tanto por LAMOST como por Gaia usando la Stellar LAbel Machine (SLAM). Entrenamos un modelo SLAM usando espectros LAMOST con etiquetas APOGEE Data Release 16 con 2800 K <Teff <4500K y −2 dex <[M / H] <0,5 dex. El SLAM Teff está de acuerdo dentro de ∼50 K en comparación con el estudio anterior determinado por las observaciones de APOGEE, y el SLAM [M / H] está de acuerdo dentro de 0,12 dex en comparación con la observación de APOGEE. También establecimos un modelo SLAM entrenado por el modelo atmosférico BT-Settl con incertidumbres aleatorias (en validación cruzada) a 60 K y concordando dentro de ∼90 K en comparación con estudios anteriores.

LAMOST https://doi.org/10.3847/1538-4365/abe1c1

eROSITA (estudio ROentgen extendido con una matriz de telescopio de imágenes) es el instrumento principal en la misión rusa Spektrum-Roentgen-Gamma (SRG). eROSITA se está construyendo, ensamblando actualmente y probado bajo el liderazgo del Instituto Max-Planck de Física Extraterrestre (MPE). En los primeros cuatro años de operación científica después de su lanzamiento, eROSITA Realice un estudio profundo de todo el cielo de rayos X. En la banda de rayos X suave (0.5-2 keV), esto será aproximadamente 20 veces más sensible que el sondeo ROSAT all sky, mientras que en la banda dura (2-10 keV) proporcionará el primer estudio de imágenes verdadero del cielo con esas energías. Una encuesta tan sensible de todo el cielo revolucionar nuestra visión del cielo de alta energía, y exige grandes esfuerzos en sinérgico, de múltiples longitudes de onda estudios de área amplia con el fin de aprovechar al máximo el potencial científico de los datos de rayos X. La encuesta de todo el cielo El programa será seguido por un estimado de 3.5 años de observaciones puntuales, con acceso abierto a través de anuncio regular de oportunidades para toda la comunidad astrofísica. Con espacio en el eje resolución similar a la del XMM-Newton, un área efectiva comparable a bajas energías y un campo de visión, eROSITA proporcionará un observatorio de rayos X potente y altamente competitivo para la próxima década.

 

eROSITA Science Book: Mapping the Structure of the Energetic Universe.

Detección de NS

•           La mayoría son pulsares.

•           NS fría.

•           NS sin compañera, emisión detectada por radiotelescopios o telescopios de RX y posiblemente gamma.

•           NS acompañada, sistema binario o de tres componentes. Lo ideal sería que no interactuara con las compañeras absorbiendo masa (eso va a elevar la temperatura). 

•           Red DW-NS o M-Dwarf-NS; Blue tenue Dwarf-NS (No se conocen estrellas en la etapa posterior a una enana roja).  Baja en Metalicidad, posiblemente de poca masa, fría.