Variable R Coronae Borealis
Las estrellas R Coronae Borealis, también conocidas por el acrónimo RCB , son estrellas variables pertenecientes a una de las clases en las que se dividen las estrellas variables eruptivas : el prototipo de estas estrellas, de las que toman su nombre, está representado por R Coronae Borealis .
El primero en ser descubierto fue R Coronae Borealis en 1795 por el astrónomo aficionado inglés Edward Pigott [1] , el primer RCB extragaláctico fue W Mensae, descubierto en 1927 por Willem Jacob Luyten en la Gran Nube de Magallanes [2] .
Las dos estrellas RCB más brillantes, una ubicada en el hemisferio celeste norte, la otra en el hemisferio celeste sur, tienen una magnitud visual aparente con brillo máximo, coincidentemente similar, alrededor de 6 magnitudes, en el límite de visibilidad a simple vista , y son las R Coronae Borealis en el hemisferio norte, las RY Sagittarii en el hemisferio sur [3] .
Los RCB son una de las tres clases en las que se dividen las estrellas con una composición deficiente en hidrógeno y un exceso de carbono , las otras dos clases son HdC y EHe : los límites entre las tres clases no están bien definidos ni son claros [4] . Estas subdivisiones quizás sean forzadas ya que los HDC podrían ser simplemente RCB con menor actividad eruptiva, tanto que una estrella, XX Cam , se ha contado de diversas formas ahora entre los RCB ahora entre los HDC: la división entre estos dos grupos y el EHe en además de su actividad, basada en la temperatura superficial, 5.000-8.000 ° C para RCB y HdC, más de 8.000 ° C para EHe. Estas tres clases de estrellas se consideran ramas post- asintóticas de las estrellas gigantes , sólo se conocen alrededor de un centenar de ellas en toda nuestra galaxia [5] .
Hasta la fecha, se conocen poco más de cincuenta RCB en nuestra galaxia y poco más de dos docenas en la Gran Nube de Magallanes ( LMC ) y en la Pequeña Nube de Magallanes ( SMC ) [6] y dos docenas de EHe [7] , las estrellas restantes son HdC. . Se estima que hay 3.200 RCB en nuestra galaxia [8] . La mayoría de los RCB se han descubierto en las proximidades del núcleo galáctico [9] .
Los RCB a veces se dividen en tres subgrupos según la temperatura: los "muy calientes" con temperaturas de alrededor de 20.000 ° C (solo se conocen tres en nuestra galaxia: V348 Sgr , DY Cen y MV Sgr ), los "calientes", con temperaturas superficiales entre 6.000 y 8.000 ° C y "frías" con temperaturas inferiores a 6.000 ° C; a veces se dividen en un subgrupo adicional, el de las "muy frías" o DY Persei, que consta de estrellas con temperaturas de alrededor de 3500 ° C [10] [11] : las DY Persei tienen disminuciones de brillo más lentas que las otras RCB y descensos y ascensos simétricos de luminosidad, todavía no se sabe con certeza si pertenecen realmente a las RCB o son estrellas de carbono de la rama asintótica de los gigantes [12] .
Características físicas
Las RCB son estrellas supergigantes , generalmente de tipo espectral F o G , tienen masas del orden de 0,8-0,9 masas solares , temperaturas superficiales en su mayoría alrededor de 7.000 ° C [13] , pero que pueden oscilar entre 3.500 ° C y 8.000 ° C, en algunos casos incluso mucho más, con una composición deficiente en hidrógeno y un exceso de carbono y nitrógeno [14] [15] [16] : los RCB también tienen una composición superficial extremadamente enriquecida en helio , hasta el 98% [17] .
La magnitud absoluta de los RCB oscila entre -2,6a y -5,2a [11] .
Alrededor de los RCB se han observado nubes de carbono circunestelar [6] y también tenues nebulosas de polvo [18] .
Todos los RCB son estrellas simples [19] incluso si uno pudiera pertenecer a un sistema cuádruple [20] .
Cambio de brillo
La principal característica de estas estrellas, a veces llamadas nueve inversas, es que normalmente tienen cierta magnitud y a intervalos irregulares e impredecibles disminuyen, más o menos rápidamente, en brillo, perdiendo hasta 9 magnitudes , lo que corresponde a una reducción de 4.000 veces. el brillo inicial de la estrella [2] y luego volver al brillo inicial: mientras que los picos negativos de brillo mínimo no son constantes ya que pueden ser bastante diferentes entre sí, el brillo máximo es siempre el mismo, aunque con pequeñas fluctuaciones de del orden de décimas de magnitud debido a pulsaciones con períodos del orden de 40-100 días [21] .
El mecanismo de estos colapsos en brillo es un misterio desde hace muchos años, hoy se sabe que se deben a la formación de nubes de carbono circunestelar: los RCBs expulsan cantidades considerables de carbono que cuando alcanza una distancia suficiente de la estrella se enfría lo suficiente. para condensarse debajo. forma de nubes que protegen parcialmente la luz de la estrella, luego la presión de radiación de la luz y el viento solar emitido por la estrella barren estas nubes permitiendo nuevamente que toda o casi toda la luz de la estrella llegue a la Tierra , hasta la formación de nuevas nubes determina un nuevo oscurecimiento de la luz de las estrellas [22] [23] .
La causa de la peculiaridad de la curva de luz de esta clase de estrellas fue descubierta por el astrónomo estadounidense John Aloysius O'Keefe [24] .
Formación estelar R Coronae Borealis
Aún no se sabe con certeza cuál es el camino evolutivo que lleva a una estrella a convertirse en RCB, los dos modelos principales son [25] :
- la fusión de dos enanas blancas
- una enana blanca, que se ha convertido en la estrella central de una nebulosa planetaria que se expande hasta el tamaño de una supergigante gracias a un destello final de helio .
Los dos modelos explican, cada uno de manera muy diferente, la rareza de los RCB: para el primer modelo serían el resultado de un evento inusual para una estrella, la fusión con otra estrella, para el segundo modelo estarían en una fase de evolución estelar tan corta que entre los cientos de miles de millones de estrellas que cuenta nuestra galaxia sólo habría unos pocos miles de estrellas a la vez [26] .
Nota
- ^ (EN) Margaret W. Mayall, Variable Star Notes, Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá, vol. 54, n. 4, pág. 193, 1960
- ^ A b (EN) R Coronae Borealis protagoniza las Nubes de Magallanes Archivado el 9 de marzo de 2011 en el Archivo de Internet .
- ^ (ES) Star Caught Smoking Archivado el 24 de septiembre de 2015 en Internet Archive .
- ^ (EN) David Kilkenny, Estrellas deficientes en hidrógeno: trabajo reciente en la SAAO, Astrofísica y ciencia espacial, vol. 230, n. 1-2, pág. 53-61, agosto de 1995
- ^ (ES) Observaciones de Hipparcos de estrellas de carbono deficientes en hidrógeno
- ^ a b ( EN ) Análisis fotométrico de estrellas de la Nube de Magallanes R Coronae Borealis en las fases de recuperación de sus declives
- ^ (ES) Se mejoró la formación de la línea He para las estrellas EHe
- ^ (EN) The MACHO Project Variable Star Inventory CML: X.The R Coronae Borealis Stars
- ^ (ES) Las estrellas R Coronae Borealis: algunos hechos meramente
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- ^ a b ( EN ) Nueva Nube de Magallanes R Coronae Borealis y DY Por tipo de estrellas de la base de datos EROS-2: la conexión entre RCB, DYPers y estrellas de carbono ordinarias
- ^ (EN) El experimento óptico de lentes gravitacionales. El Catálogo OGLE-III de Estrellas Variables V. R Coronae Borealis Estrellas en la Gran Nube de Magallanes
- ^ (ES) R Coronae Borealis estrellas
- ^ (EN) The MACHO Project Variable Star Inventory CML: X. The R Coronae Borealis Stars
- ^ ( ES ) Composiciones superficiales de estrellas R Coronae Borealis y estrellas Extreme Helium - Algunas conexiones [ enlace roto ]
- ^ (ES) ¿Cuáles son las estrellas calientes R Coronae Borealis?
- ^ (EN) Excesos muy grandes de 18O en estrellas de hidrógeno deficiente en carbono y R Coronae Borealis: evidencia de fusiones de enanas blancas
- ^ (ES) ¿Están relacionadas con la evolución o la eyección las nebulosas alrededor de las estrellas R Coronae Borealis?
- ^ (EN) Resumen: HB.00003: La historia evolutiva de las estrellas R Coronae Borealis
- ^ (EN) John E. Gaustad, Wayne A. Stein, William J. Forrest, Judith L. Pipher, V482 Cygni - una estrella R Coronae Borealis en un sistema cuádruple, Sociedad Astronómica del Pacífico, vol. 100, pág. 388-392, marzo de 1988
- ^ (ES) Detección de bandas de absorción de infrarrojo cercano en estrellas co R Coronae Borealis
- ^ (EN) IA Fadeev, Formación de polvo de carbono en las estrellas R Coronae Borealis, Royal Astronomical Society, Monthly Notices, vol. 233, 1 de julio de 1988, pág. 65-78
- ^ (ES) Estrella atrapada fumando instantáneas del VLTI soplo polvoriento alrededor de una estrella variable
- ^ (EN) Comentarios sobre la hipótesis de Loreta sobre R Coronae Borealis, Astrophysical Journal, vol. 90, pág. 294, septiembre de 1939
- ^ (ES) Descubrimiento de cinco nuevas estrellas R Coronae Borealis en la base de datos Galactic Bulge MACHO
- ^ (ES) Vientos en estrellas R Coronae Borealis
Bibliografía
- ( EN ) Geoffrey C. Clayton, The R Coronae Borealis Stars, Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico, vol. 108, n. 721, pág. 225-241, marzo de 1996
- ( EN ) A. Weiss, Modelos evolutivos para estrellas R CrB, Astronomía y Astrofísica, vol. 185, n. 1-2, octubre. 1987, pág. 165-177
Artículos relacionados
enlaces externos
- ( EN ) The Wonderful R Coronae Borealis Stars (Catálogo de R Coronae Borealis) , en morpheus.phys.lsu.edu .
- ( EN ) R Coronae Borealis estrellas en el Bulge Galáctico descubiertas por EROS-2 ( PDF ), en arxiv.org .
- ( EN ) Las estrellas R Coronae Borealis - Algunos datos simples ( PDF ), en ias.ac.in.
- ( EN ) R Coronae Borealis stars ( PDF ), en lorentzcenter.nl . Archivado desde el original el 3 de febrero de 2013. Consultado el 5 de mayo de 2019 .
- ( ES ) Nubes alrededor de RY Sagittarii , en eso.info .
- ( EN ) LMC RCB Stars , en iop.org .
- (EN) La estabilidad de las estrellas de tipo tardío cercanas al límite de Eddington (PDF) en arxiv.org.
- ( EN ) 18O y los orígenes de las estrellas de carbono deficientes en hidrógeno y las estrellas R Coronae Borealis ( PDF ), en astro.uni-tuebingen.de .
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