V838 Monocerotis

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V838 Monocerotis
V838 Mon HST.jpg
V838 Monocerotis y su eco luminoso , imagen del telescopio espacial Hubble tomada el 17 de diciembre de 2002 . Fuente: NASA / ESA
Clasificación Supergigante roja
Clase espectral M1Iab + B3V
Distancia del sol 20.000 años luz (6 kpc )
Constelación Unicornio
Coordenadas
(en el momento J2000 )
Ascensión recta 7 h 4 min 4 s
Declinación -3 ° 50 '50 .2 "
Datos físicos
Diámetro medio 1,973,800,000 kilometros
Radio medio 380-1540 (explosión) R
Masa
25 M
Temperatura
superficial
3700 K (promedio)
Datos de observación
Aplicación Magnitude. 15,74
Magnitud abs. -7,0
Nomenclaturas alternativas
  • Nova Monocerotis 2002
  • GSC 04822-00039

V838 Monocerotis ( V838 Mon ) es una estrella variable ubicada en la constelación del Unicornio a unos 20 000 años luz (6 100 pc ) [1] de nuestro Sistema Solar . Una explosión repentina en la estrella se registró a principios de 2002; inicialmente se pensó que era una de las erupciones típicas de estrellas conocidas como novas , pero rápidamente se comprendió que era algo sustancialmente diferente. La causa de la explosión aún es incierta, pero se han planteado algunas hipótesis, que incluyen la posibilidad de que se trate de una erupción debido a los procesos que están llevando a la muerte de la estrella o la fusión de una estrella binaria o planetas que han caído sobre la estrella.

Después de ese evento, la temperatura comenzó a subir rápidamente y en 2009 fue 3270 K y su luminosidad 15.000 veces mayor que la del Sol, mientras que el radio cayó con la misma rapidez a 380 veces la del Sol, aunque la materia expulsada continuó expandiéndose, envolviendo completamente al compañero de clase B. [2]

Una explosión repentina

El eco luminoso de V838 Mon.

El 6 de enero de 2002, una estrella hasta ahora desconocida de magnitud aparente V 15,6 [3] de repente "se encendió"; este fenómeno ha centrado la atención de los astrónomos en la constelación del Unicornio . [4] Dado que era una nueva estrella variable, se llamó V838 Monocerotis, la 838ª estrella variable descubierta en el Unicornio. La curva de luz inicial lo hizo similar a una nova , una explosión que ocurre cuando una enana blanca , que es parte de un sistema binario , acumula suficiente gas hidrógeno en su superficie, restándolo de la estrella compañera. Por eso también se denominó Nova Monocerotis 2002 . V838 Monocerotis alcanzó el pico máximo de su magnitud aparente el 6 de febrero de 2002, igual a 6,75, tras lo cual el brillo comenzó a disminuir rápidamente, como se esperaba. Sin embargo, la estrella "se volvió a encender" a principios de marzo, emitiendo radiación principalmente en la longitud de onda infrarroja . Hubo un aumento en el brillo nuevamente en abril, pero poco después la estrella volvió a su brillo original, magnitud 15,6. La curva de luz producida por la erupción es extremadamente diferente a otras vistas anteriormente. [5]

La estrella era aproximadamente un millón de veces más brillante que el Sol , [6] lo que sugiere que en ese momento V838 Monocerotis era una de las estrellas más brillantes de nuestra galaxia , la Vía Láctea . El repentino aumento de brillo fue causado por una rápida expansión de las capas externas de la estrella. La estrella fue observada usando el interferómetro del Observatorio Monte Palomar , que calculó para la estrella un radio de 1 570 ± 400 R (veces mayor que el solar, comparable al radio de la órbita de Júpiter ), confirmando los primeros cálculos indirectos. [7] La expansión de las capas externas tomó solo unos pocos meses, lo que significa que la tasa de expansión fue excepcional. Las leyes de la termodinámica dicen que los gases se enfrían a medida que se expanden; por lo tanto, la estrella que siguió a esta violenta expulsión se volvió extremadamente fría, volviéndose cada vez más hacia el rojo del diagrama HR . De hecho, algunos astrónomos creen que el espectro de la estrella ahora se ha vuelto muy similar al de una enana marrón tipo L ; si es cierto, V838 Monocerotis sería la primera estrella supergigante de tipo L. [8]

Eventos similares

En los últimos años ha habido muchas explosiones similares a las que ocurrieron en el V838 Monocerotis. En 1988, se descubrió una gigante roja durante una erupción en la galaxia de Andrómeda . La estrella, denominada M31-RV , que alcanzó en su pico máximo una magnitud absoluta de -9,95 (que corresponde a un brillo bien 7,5 millones de veces mayor que el del sol), antes de volver al límite de la invisibilidad. Otro caso ocurrió en la Vía Láctea en 1996 ; es el Objeto Sakurai . [9]

Características

Comparación entre las dimensiones de V838 Monocerotis y el sistema solar interior .

En los últimos años, están surgiendo algunos detalles sobre la naturaleza de la estrella en la que se produjeron las explosiones. Basado en el eco luminoso generado por la explosión, la distancia a la estrella se estimó inicialmente entre i 1900 y 2900 años luz . A la luz de los datos previos a la explosión, se pensó que se trataba de una estrella de clase F con poca luz, no muy diferente de nuestro Sol, lo que ha planteado numerosos enigmas. [10]

En cambio, mediciones más precisas han dado como resultado una distancia de unos 20.000 años luz (6,1 kpc ). Esto significa que la estrella es mucho más brillante y tiene una masa considerablemente mayor que las estimaciones iniciales. Esta masa es probablemente entre 5 y 10 M , [11] y el brillo entre 550 y 5 000 L . El radio de la estrella, cuando todavía estaba en la secuencia principal , debe haber sido aproximadamente 5 veces mayor que el del Sol y la temperatura era de aproximadamente 4700-30000 K. [1] No hace falta decir que estas son solo medidas aproximadas. Munari et al. (2005) plantearon la hipótesis de que la estrella original era una supergigante de enorme masa ( 65 M ) y que el sistema estelar no tiene más de 4 millones de años. [12]

Hablamos de un sistema de hecho porque el espectro de V838 Monocerotis revela una compañera, una estrella azul muy caliente de clase B en la secuencia principal, probablemente no muy diferente de la estrella compañera. [11] También es posible que la estrella que hizo erupción fuera un poco más pequeña que su compañera y acabara de entrar en la secuencia principal. [10]

Con base en los datos fotométricos y el paralaje del compañero, Munari y su equipo encontraron una distancia aún mayor para el sistema, unos 36.000 años luz (11 kpc). [12]

El " eco luminoso "

Imagen que muestra la expansión de la nube que se originó con la explosión de la estrella.

Los objetos muy brillantes como las novas y supernovas , inmediatamente después de su explosión, producen un fenómeno conocido como eco luminoso . En la Tierra , inmediatamente después del fenómeno, llega la radiación luminosa; si la luz, durante su viaje, encuentra nubes de medio interestelar , se refleja parcialmente. Debido a este camino más largo, la luz llega algún tiempo después, produciendo una especie de anillos luminosos en expansión alrededor de la estrella que explotó. Además, la luz que atraviesa los anillos parece ir mucho más rápido que la velocidad de la luz . [5]

En el caso de V838 Monocerotis, el eco luminoso producido no tenía precedentes y está bien documentado por imágenes del Telescopio Espacial Hubble . Todavía no está claro si la nebulosidad puede estar asociada con la estrella en sí o entre nosotros y la estrella (aunque los datos recientes sugieren que fue producida por la propia estrella). De ser así, los gases de esta envoltura se habrían producido en erupciones anteriores, lo que invalidaría varios modelos basados ​​en la teoría de eventos catastróficos individuales. [5] Sin embargo, es evidente que el sistema V838 Monocerotis es muy joven y todavía está envuelto en la nebulosa a partir de la cual se formaron. [6]

Un hecho extremadamente interesante es que las primeras erupciones ocurrieron en longitudes de onda más cortas, tendiendo al azul, y es claramente visible en el eco luminoso: en las imágenes del HST, la parte exterior de la nube es de color azulado. [5]

Avanzan hipótesis sobre las causas de la explosión

Collage de dos imágenes tomadas en noviembre de 2005 y septiembre de 2006 que muestran los cambios que se produjeron en el eco de luz del V838 Mon.

Hasta el momento, se han planteado algunas hipótesis sobre las causas que llevaron a este repentino aumento del brillo de la estrella.

Explosión atípica de una nova

Algunos científicos creen que fue una explosión de nova normal, aunque aparentemente inusual. Sin embargo esta hipótesis ha sido objeto de refutaciones, ya que se ha visto que alrededor de V838 Mon orbita una estrella muy joven de clase B ; Las estrellas de este tipo también tienen una gran masa, por lo que se cree que no hubo tiempo suficiente para que una hipotética enana blanca se enfríe y acumule suficiente material para provocar la explosión. [9]

Pulsos térmicos en una estrella moribunda

Según otros científicos, V838 Monocerotis podría ser una estrella AGB cerca del final de su existencia. La vasta nebulosidad iluminada por el eco luminoso podría estar formada por el polvo que emana de la propia estrella durante fenómenos eruptivos similares que ocurrieron anteriormente. El aumento de brillo registrado en 2002 sería consecuencia del destello de helio : en el núcleo de una gigante roja con una masa similar a la del Sol, el repentino aumento de temperatura desencadena el proceso de fusión del carbono , cuya emisión de energía provoca una rápida expansión de las capas fuera del núcleo; un evento similar sucedió en el objeto de Sakurai . Sin embargo, los resultados de varios estudios sostienen que el polvo observado no fue emitido por la estrella, sino que es parte del medio interestelar: de hecho, una estrella moribunda en la fase de eyección de sus capas externas debería tener una temperatura adecuadamente cálida, mientras que la temperatura del V838 Mon sugiere que aún no ha llegado a esta etapa. [11]

Reacciones termonucleares en una supergigante masiva

Algunos datos proporcionados por astrofísicos han hecho creer que V838 Monocerotis es una supergigante roja con una masa extremadamente alta: en este caso, la explosión habría sido provocada, como en la hipótesis anterior, por el destello de helio. Las estrellas de gran masa están muy a menudo sujetas a fenómenos explosivos violentos, incluso si después de cada destello de helio (de hecho ocurren varios) pierden una cierta parte de su masa (mientras que una buena parte de la masa la pierde la estrella masiva de abajo). forma del viento durante la secuencia principal ) antes de convertirse en estrellas Wolf-Rayet muy calientes. Esta teoría explica completamente la presencia de un disco de polvo alrededor de la estrella. Sin embargo, la posición de la estrella en la Galaxia contradice esta hipótesis: las mediciones muestran que V838 Monocerotis se encuentra fuera del disco galáctico , en la misma línea de visión que el centro galáctico , en una región rica en estrellas altamente evolucionadas y en la que la tasa de formación de estrellas es bastante baja; Por tanto, no está claro cómo en esta zona se pueden formar las estrellas de gran masa, ya que falta la "materia prima", o nubes moleculares . Sin embargo, se conoce cierta nebulosidad en las cercanías de esta región, como Ruprecht 44 y NGC 1893 (cuya edad se estima en alrededor de 4 millones de años), ubicadas respectivamente a una distancia de 7 y 6 Kpc . [12]

El mergeburst

La hipótesis considerada más probable predice que la explosión fue el resultado de un llamado mergeburst (literalmente, una explosión de fusión ), es decir, la fusión de dos estrellas de secuencia principal (o una estrella de secuencia principal de 8 M y una estrella pre secuencia principal de 0,3 M ). Esta hipótesis está respaldada por la corta edad del sistema y por el hecho de que muchos sistemas múltiples tienden a ser inestables. El componente de masa más pequeño puede haber tenido una órbita muy excéntrica o haberse desviado hacia su compañero más grande como resultado de las interacciones de las mareas . Las simulaciones por computadora han demostrado completamente la validez de esta teoría, mostrando además que la envoltura de gas observada alrededor del objeto provendría casi en su totalidad de la estrella más pequeña. Además, la hipótesis de la fusión explicaría los numerosos picos de la curva de luz durante la explosión. [6]

La hipótesis de la captura planetaria

Una sugerente hipótesis sostiene que la explosión es el acto final de la colisión de V838 Monocerotis con sus planetas gigantes . Si uno de los planetas hubiera penetrado dentro de la atmósfera estelar , el calor de la atmósfera habría comenzado a ralentizar el descenso del planeta; a medida que el planeta se precipitaba hacia las capas más internas de la atmósfera, la fricción habría alcanzado valores tales que provocaría una liberación violenta y rápida de la energía cinética dentro de la estrella. La temperatura habría alcanzado entonces un valor tal que habría desencadenado la fusión del deuterio , lo que habría provocado una rápida expansión (y el consiguiente cambio a rojo) de la estrella. Los picos posteriores de brillo serían causados ​​por dos planetas que entrarían en la envoltura en expansión. Los defensores de este modelo han calculado que 0,4 capturas plenetary en Sun- como las estrellas se producen cada año, mientras que para las grandes estrellas como V838 Monocerotis la probabilidad es de aproximadamente 0,5-2,5 eventos por año. [1]

Nota

  1. ^ a b c A. Retter, B. Zhang, L. Siess y A. Levinson, El modelo de captura de planetas de V838 Monocerotis: conclusiones para la profundidad de penetración del planeta / s , 1, 22 de mayo de 2006. Consultado el 10 de agosto de 2006. 2006 .
  2. ^ R. Tylenda, T. Kamiński, M. Schmidt, R. Kurtev y T. Tomov, Espectroscopia óptica de alta resolución de V838 Monocerotis en 2009 ( PDF ), en Astronomy & Astrophysics , vol. 532, 2011, págs. A138, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201116858 .
  3. ^ (EN) La misteriosa erupción de V838 Mon (PDF) en arxiv.org.
  4. ^ NJ Brown, IAU Circular No. 7785 , cbat.eps.harvard.edu , 10 de enero de 2002. Consultado el 10 de agosto de 2006 .
  5. ^ a b c d Howard E. Bond, Arne Henden, Zoltan G. Levay, Nino Panagia, William B. Sparks, Sumner Starrfield, R. Mark Wagner, RLM Corradi y U. Munari, Un estallido estelar energético acompañado de ecos de luz circunestelar , en Nature , vol. 422, n. 6930, 27 de marzo de 2003, págs. 405–408, DOI : 10.1038 / nature01508 . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
  6. ^ a b c N. Soker y R. Tylenda, Modeling V838 Monocerotis as a Mergeburst Object , 1, 15 de junio de 2006.
  7. ^ BF Lane, A. Retter, RR Thompson y JA Eisner, Observaciones interferométricas de V838 Monocerotis , en The Astrophysical Journal , vol. 622, n. 2, The American Astronomical Society, abril de 2005, págs. L137 - L140, DOI : 10.1086 / 429619 . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
  8. ^ A. Evans, TR Geballe, MT Rushton, B. Smalley, J. Th. Van Loon, SPS Eyres y VH Tyne, V838 Mon: ¿una supergigante L? , en Monthly Notice of the Royal Astronomical Society , vol. 343, n. 3, Royal Astronomical Society, agosto de 2003, p. 1054, DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06755.x . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
  9. ^ a b F. Boschi y U. Munari, M 31-RV evolución y su supuesto patrón de múltiples estallidos , en Astronomy & Astrophysics , vol. 418, mayo de 2004, págs. 869–875, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20035716 . Consultado el 10 de agosto de 2006 . M31-RV - 0402313
  10. ^ a b R. Tylenda, Evolución de V838 Monocerotis durante y después de la erupción de 2002 , en Astronomy and Astrophysics , vol. 436, n. 3, 4 de junio de 2005, págs. 1009-1020, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20052800 . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
  11. ^ a b c R. Tylenda, N. Soker y R. Szczerba, Sobre el progenitor de V838 Monocerotis , en Astronomy and Astrophysics , vol. 441, n. 3, octubre de 2005, págs. 1099-1109, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20042485 . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
  12. ^ a b c U. Munari, Munari, U.; Henden, A .; Vallenari, A.; Bond, ÉL; Corradi, RLM; Crause, L.; Quiere .; Tour, E.; Marrese, PM; Ragaini, S.; Siviero, A.; Sordo, R.; Starrfield, S.; Tomov, T.; Villanova, S.; Zwitter, T.; Wagner, RM, Sobre la distancia, enrojecimiento y progenitor de V838 Mon , en Astronomy and Astrophysics , vol. 434, n. 3, 2 de mayo de 2005, págs. 1107-1116, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20041751 . Consultado el 10 de agosto de 2006 .

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