El encuentro fortuito de dos estrellas

Original: "An Eccentric Massive Protobinary Assembled via a Core-merger Parabolic Encounter"
arXiv:2609.07390v1 · 2026-09-07 · CC BY 4.0 · 1 min
Dos estrellas jóvenes en una nube de gas pasaron muy cerca una de la otra y ahora se separan, como dos personas que chocan al correr.

En una oscura nube donde nacen estrellas nuevas, dos de ellas pasaron hace poco muy cerca una de la otra. Se parecen a dos desconocidos que chocan por casualidad en la calle y luego siguen cada uno por su lado. Los astrónomos las han seguido durante ocho años y han podido medir cómo se mueven.

Resulta que la trayectoria de estas estrellas es casi como la de una piedra lanzada: se acercaron y ahora se separan, pero todavía se mantienen unidas por la gravedad. Alrededor de cada estrella hay un disco plano de gas y polvo, como los anillos de Saturno. Estos discos están inclinados en direcciones distintas, y uno de ellos gira en sentido contrario. Esto ocurre cuando las estrellas nacen por separado y solo después se encuentran.

Si las estrellas hubieran nacido de una misma nube común, sus discos estarían en un mismo plano, como tortitas en una misma sartén. Aquí, en cambio, están girados con grandes ángulos, lo que delata su pasado independiente.

Ahora los astrónomos continuarán con las observaciones para entender si estas estrellas seguirán siendo una pareja o se separarán para siempre. Esto ayudará a saber con qué frecuencia las estrellas masivas forman parejas no desde su nacimiento, sino después de un encuentro casual.

El periastro de la órbita se atravesó hace solo unos 60 años, es decir, en el momento de las observaciones las estrellas todavía se estaban separando tras el máximo acercamiento. Si los astrónomos hubieran observado el sistema hace un siglo, lo habrían visto en una configuración muy distinta.

\ddot{\mathbf{r}} + \frac{G M_{\mathrm{tot}}}{r^3} \mathbf{r} = 0
La aceleración de la posición relativa de las dos estrellas es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia y está dirigida hacia el centro de masas, lo que determina la forma de la órbita.
\tau_{\nu,\mathrm{ff}} = 3.366 \times 10^{-7} \left( \frac{T}{10^4 \, \mathrm{K}} \right)^{-1.323} \left( \frac{\nu}{10^9 \, \mathrm{Hz}} \right)^{-2.118} \left( \frac{\mathrm{EM}}{\mathrm{pc}\,\mathrm{cm}^{-6}} \right)
Indica cuán opaco es el plasma ionizado a la radiación de radio en una frecuencia dada; depende de la temperatura, la frecuencia y la medida de emisión.
\cos \psi_{\alpha\beta} = \sin i_\alpha \sin i_\beta \cos(\phi_\alpha - \phi_\beta) + \cos i_\alpha \cos i_\beta
Calcula el ángulo entre los planos de dos discos, o entre un disco y la órbita, a partir de sus inclinaciones y ángulos de posición.