¿Es posible que el Sol tenga un compañero binario (la Teoría Némesis) que haya eludido la detección? [duplicar]

La primera parte de su pregunta ya se ha hecho antes: ¿Sun es parte de un sistema binario? y la evidencia actual (falta de) para tal compañero se discute en la página de wikipedia relevante sobre "Nemesis".

En resumen: si fuera una pequeña estrella compañera, o incluso una enana marrón que se hubiera estado enfriando durante 4500 millones de años y tuviera una órbita de 26 millones de años, entonces la tercera ley de Kepler nos dice qué tan lejos estaría ese objeto. Resulta que esto no está lo suficientemente lejos como para que el objeto haya eludido la detección en las encuestas de todo el cielo. El reciente sondeo WISE en el infrarrojo cercano debería haber sido capaz de detectar incluso una enana marrón muy fría (y de hecho ha detectado algunas enanas marrones muy frías, pero no tan cerca del Sol, por ejemplo, una enana marrón de 250K a solo 6 años luz). away Luhman et al. 2014 ) que estaba lo suficientemente cerca del Sol para ser un candidato a Némesis.

Dado que los detalles no parecen estar en la página de wikipedia, completaré algunos. Si tomamos una enana marrón de muy baja masa, digamos 20 masas de Júpiter, en una órbita de 26 millones de años, entonces la tercera ley de Kepler nos dice que esto será estar a unas 90.000 au (1,4 años luz) del Sol (suponiendo una órbita circular). Según los modelos evolutivos de Saumon & Marley (2008) , tal objeto tiene una luminosidad intrínseca de$10^{-7}$veces (1 diezmillonésima) la del Sol y una temperatura de 400 Kelvin y parecería tener un tipo espectral de T tardío o Y temprano.

A partir de la calibración de magnitudes absolutas versus tipo espectral para enanas marrones frías en Marsh et al. (2013) sabemos que a 90 000 ua, una enana marrón de este tipo tendría magnitudes de$H=14$y$W2=8$. El primero es lo suficientemente brillante como para haber sido visto en el estudio de todo el cielo 2MASS y el último es fácilmente detectado por WISE. La combinación de datos también habría revelado fácilmente la gran paralaje de tal objeto. Podemos concluir que un objeto tendría que tener una masa mucho menor que este para pasar desapercibido.

Ahora la parte central de su pregunta: una estrella se "tambaleará" en respuesta a su compañera con exactamente el mismo período que la órbita. Entonces, si está preparado para esperar una fracción apreciable de 26 millones de años, entonces sí, la presencia del compañero binario podría revelarse en una pequeña oscilación neta de movimientos propios promedio en todo el cielo, con un período de 26 millones de años. ! De otra forma no. La medición del "bamboleo" por métodos doppler actualmente es capaz de detectar objetos de la masa de Júpiter en períodos orbitales de 10 a 20 años. Medir el bamboleo "astrométricamente", es decir, medir el desplazamiento de posición de la estrella debido a un compañero invisible, es más sensible a los compañeros distantes, pero aún así, uno está limitado por el hecho de que el período de bamboleo será el mismo que el período orbital de la compañia.Perryman et al. (2014) sugiere que podría ser posible la detección de planetas con períodos orbitales de hasta 10 años.

Para la parte final de la pregunta, sí, el movimiento/bamboleo de una estrella se puede descomponer (utilizando técnicas de Fourier) en componentes que se deben a cada planeta. Hay numerosos ejemplos de múltiples sistemas planetarios que han sido descubiertos por la técnica de velocidad radial de esta manera. Se pueden emplear y se emplearán técnicas similares para analizar cualquier oscilación astrométrica. Un gráfico interesante es mostrar el movimiento del Sol en el plano de nuestro sistema solar, en el marco de reposo del centro de masa del sistema solar. El Sol ejecuta una trayectoria complicada en este gráfico debido principalmente a la influencia de Júpiter (en una órbita de 11 años), pero con "epiciclos" superpuestos debido a la influencia de los planetas más pequeños en diferentes períodos orbitales. Vea abajo.

Movimiento del Sol alrededor del centro de masa del sistema solar (de http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Solar_system_barycenter.svg )

Revisado:
Hay varias razones por las que el sol no puede ser parte de un sistema binario (incluso si la órbita es de 26 millones de años).

Si la estrella tiene la masa del Sol, el sistema binario orbitaría alrededor del punto equidistante de ambas masas. Esto definitivamente mostraría un cambio en el paralaje de algunas de las estrellas.

Se habría notado una estrella del tamaño de un Sol en una órbita de 26 millones de años (alrededor de 3,5 ly). Tendría una magnitud aparente de -0,01. A esta distancia, la estrella estaría influenciada (por la gravedad) por nuestras estrellas vecinas y probablemente se separaría en su propio sistema.

La mayor masa que no se convertiría en estrella sería menos de 1/10 masas solares, que tendrían un radio orbital de menos de 1,43 ly (90600 AU). El centro de masa estaría a más de 9000 AU del sol.

Dado que la Nube de Oort se extiende más allá de los 2 años (Wikipedia dice que hace 3 años), un objeto del tamaño de Júpiter probablemente habría limpiado un área alrededor de su órbita de otros objetos.