HR 5171

HR  5171 , también conocida como V766 Centauri , es un sistema estelar múltiple en la constelación de Centauro . Se cree que la estrella principal es una supergigante roja extrema (RSG) o una hipergigante amarilla (YHG ) posterior a una supergigante roja reciente (Post-RSG) , lo que sugiere que es una de las estrellas más grandes conocidas . El diámetro de la estrella es incierto, pero probablemente se encuentre entre 1300 y 1600 veces el del Sol. Está a unos 3 kiloparsecs (10 000 años luz) de la Tierra. Es una estrella variable y, cuando está cerca de su brillo máximo, magnitud 6,1, es débilmente visible a simple vista en excelentes condiciones de observación.

Una publicación de 2014 planteó la hipótesis de que la estrella era un sistema binario de contacto , que compartía una envoltura común de material con una supergigante amarilla más pequeña y una estrella secundaria, orbitando ambas una alrededor de la otra.1.304 ± 6  días . Sin embargo, una publicación de 2019 descartó esta hipótesis. ^{[ 15 ]}

Un compañero óptico, HR 5171B, puede o no estar a la misma distancia que la hipergigante amarilla. ^{[ 15 ]}

El sistema HR  5171 contiene al menos dos estrellas, aunque podrían no estar asociadas. Sin embargo, se creía que la estrella primaria A era una binaria eclipsante (componentes Aa y Ab, o A y C en el Catálogo de Componentes de Estrellas Dobles y Múltiples ) con dos estrellas amarillas en contacto y orbitando en 1304 días, aunque esto podría no ser cierto. ^{[ 10 ]} La supuesta compañera ha sido detectada directamente mediante interferometría óptica y tiene aproximadamente un tercio del tamaño de la hipergigante primaria. Si la compañera existe, las dos estrellas se encuentran en la fase de envoltura común, donde el material que las rodea rota sincrónicamente con las estrellas mismas.

El componente B, situado a 9,4 segundos de arco de la estrella primaria, es una supergigante azul de tipo espectral B0. ^{[ 7 ]} Es una estrella masiva muy luminosa en sí misma, pero visualmente tres magnitudes más débil que la hipergigante amarilla. La separación proyectada entre la hipergigante primaria y la supergigante azul es de 35 000 UA, aunque su separación real podría ser mayor. ^{[ 2 ]}

HR  5171 fue nombrada por su inclusión en el catálogo revisado de Harvard , publicado posteriormente como el Catálogo de Estrellas Brillantes . Fue la entrada número 5171 del catálogo, listada con una magnitud visual de 6,23 y un tipo espectral K. ^{[ 17 ]} HR  5171 fue catalogada como una estrella doble en 1927. ^{[ 18 ]}

En 1956, HR  5171 fue registrada con una magnitud de 6.4, tipo espectral G5p y profundamente enrojecida. ^{[ 19 ]} En 1966, Corben la registró con una magnitud de 6.51 y tipo espectral G5p, y señaló que era variable. Un catálogo de 1969 registra una magnitud visual de 5.85 y un tipo espectral de A7V, presumiblemente un caso de identificación errónea. ^{[ 20 ]} En 1971, HR  5171 A fue identificada como una hipergigante G8, enrojecida por más de tres magnitudes de extinción interestelar y también por media magnitud de extinción de material circunestelar. ^{[ 11 ]} En 1979, fue confirmada como una de las estrellas más brillantes conocidas con una magnitud visual absoluta (M _V ) de −9.2. ^{[ 10 ]} El tipo espectral G8 fue posteriormente ajustado a K0 0-Ia en el sistema MK revisado, cumpliendo los criterios de supergigantes altamente luminosas. ^{[ 21 ]}

En 1973, HR  5171 fue reconocida formalmente como la estrella variable V766 Centauri, basándose en el catálogo de Corben de 1966. ^{[ 22 ]} En ese momento, se la consideró una "variable fría S Doradus", una clase que incluye estrellas como Rho Cassiopeiae, ahora conocidas como hipergigantes amarillas. Estas variables suelen clasificarse como semirregulares (SRd) debido a variaciones que a veces están bien definidas, otras veces son casi constantes y pueden mostrar un desvanecimiento impredecible. Un estudio detallado mostró variabilidad tanto en el brillo como en el tipo espectral, con posibles períodos que se desarrollan desde 430 días hasta 494 días. Se calculó que la temperatura superficial variaba desde casi 5000 K hasta menos de 4000 K. ^{[ 23 ]}

En un artículo de 2014, las observaciones del VLTI determinaron directamente un tamaño inesperadamente grande para HR  5171. Las observaciones muestran que la estrella tiene una forma asimétrica, que se atribuyó a una estrella secundaria en un sistema binario de contacto . También se ha obtenido una imagen directa de una envoltura de material alrededor de la estrella. ^{[ 2 ]} En 2016, las observaciones del VLTI mostraron un radio aún mayor y una temperatura inesperadamente fría para una hipergigante K0. ^{[ 12 ]} Interferometría posterior obtuvo imágenes de la estrella secundaria transitando la primaria. ^{[ 13 ]} En 2019, un estudio puso en seria duda la naturaleza del sistema como un binario de contacto; sugieren que la forma irregular de HR 5171A se debe a pulsaciones y a la gravedad superficial extremadamente baja de la estrella. ^{[ 15 ]}

HR 5171 aparece cerca del centro de la región HII Gum 48d, un anillo de material ionizado muy probablemente por una o ambas estrellas visibles de HR 5171. Las estrellas y la nebulosidad muestran movimientos espaciales similares que las ubicarían en el brazo espiral de Centauro a unos 4000 pársecs (4 kpc) de la Tierra. Aparentemente forma parte de un extenso complejo de nubes moleculares con una distancia entre 3,2 yA 5,5  kpc de la Tierra. Gum 48d requeriría que una o dos estrellas de tipo O se ionizaran , presumiblemente una o ambas estrellas HR 5171 hace unos pocos millones de años. Su edad se calcula en 3,5 millones de años, una de las regiones HII más antiguas conocidas. ^{[ 14 ]}

Los primeros cálculos basados ​​en la luminosidad supuesta de HR 5171B dieron una distancia de3,2  kpc y 3,2 magnitudes de extinción interestelar . La comparación de HR 5171A con estrellas similares en las Nubes de Magallanes implica una distancia de3,7  kpc . Una distancia promedio basada en todos estos cálculos es3,6  kpc , ^{[ 11 ]} que sigue siendo la distancia ampliamente aceptada, aunque hay razones para pensar que podría estar más cerca. ^{[ 7 ]} Un estudio argumenta que V766 Centauri Aa podría estar ubicado a tan solo1,5 ± 0,5  kpc de la Tierra, ^{[ 15 ]} pero la paralaje de Gaia DR3 sigue siendo consistente con la pertenencia a Gum 48d, alrededor de4  kpc . ^{[ 1 ]} Las paralajes de Gaia de estrellas vecinas con movimientos propios similares son consistentes con una distancia de2,95 +0,09 −0,10  kpc y a partir de 2026La distancia se considera entre 2,9 y 3,6 kpc según diversos métodos. ^{[ 9 ]}

Gum 48d también está catalogado como RCW 80, aunque la designación RCW 80 se usa a veces para el remanente de supernova más distante G309.2-00.6 que se superpone a él. ^{[ 7 ]} El cúmulo abierto NGC 5281 se encuentra a 19' de HR 5171, proyectado contra el remanente de supernova pero a solo unos 1200 pársecs de la Tierra. ^{[ 24 ]}

El espectro de HR 5171 se distingue fácilmente entre una estrella amarilla luminosa y una supergigante azul caliente. El tercer componente, HR 5171Ab, no se resuelve y su tipo espectral es incierto. Ambas estrellas presentan un enrojecimiento de 3 a 4 magnitudes debido a la extinción por polvo.

La estrella amarilla se ha definido como el estándar espectral para las estrellas K0 0-Ia. ^{[ 21 ]} Muestra las características generales de una supergigante G tardía o K temprana, pero con varias peculiaridades. La alta luminosidad está indicada por la fuerza de la ruptura CN de  421,5 nm y la existencia del triplete de oxígeno infrarrojo . También muestra un gran exceso infrarrojo y una absorción de silicatos excepcionalmente fuerte , ambos causados ​​por una envoltura de polvo condensada a partir de material eyectado de la estrella. ^{[ 11 ]} Un inusual exceso azul cerca de 383,8 nm puede deberse a la luminiscencia de hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP). ^{[ 7 ]} El espectro está fuertemente influenciado por la atmósfera extendida de la estrella, con fuertes líneas de emisión formadas en el viento estelar y el continuo formándose en una región extendida en lugar de en la superficie nítida de una fotosfera . La estrella tiene efectivamente una pseudofotosfera que oculta la verdadera superficie de la estrella. ^{[ 2 ]} 

La compañera azul ha sido clasificada como B0 Ibp, una supergigante caliente de luminosidad normal, con cierta incertidumbre. El código de peculiaridad espectral indica que sus líneas de absorción son menos nítidas de lo normal para una estrella de su tipo. ^{[ 11 ]}

HR  5171 muestra cambios erráticos en brillo y color . HR  5171B es aparentemente estable, y los cambios se deben a alteraciones físicas en la estrella hipergigante, variaciones en su envoltura y eclipses entre sus dos compañeras cercanas.

Los mínimos primario y secundario tienen profundidades de 0,21 y 0,14 magnitudes respectivamente en longitudes de onda visuales. La curva de luz muestra una variación casi continua debido a la naturaleza de contacto del sistema, pero se observa un fondo plano bien definido en el mínimo secundario, donde este pasa por delante del primario. La forma de la curva de luz del eclipse sugiere que la órbita está casi de canto respecto a la Tierra y que el secundario es ligeramente más caliente que el primario.

Los eclipses ocurren en un contexto de variaciones intrínsecas. Estadísticamente, el sistema tiene una magnitud media de 6,54 y variaciones promedio de 0,23 magnitudes durante el período comprendido entre mediados del siglo XX y 2013, pero dentro de este período hay décadas con relativamente poca variación y otras mucho más activas. Se han observado tres mínimos profundos, en 1975, 1993 y 2000, con una disminución del brillo por debajo de la séptima magnitud durante aproximadamente un año en cada ocasión. Los cambios de color en estos mínimos sugieren una transferencia de luminosidad del espectro visible al infrarrojo , ya sea como resultado del enfriamiento o del reciclaje por la envoltura circundante. Tras los mínimos profundos, se observan picos de brillo menores. En general, la variabilidad del brillo ha sido mucho mayor desde el año 2000.

Las variaciones en el brillo infrarrojo en comparación con el brillo visible se corresponden bastante bien con la curva de luz, lo que sugiere que los cambios de brillo están relacionados con cambios de color o extinción, pero ha habido una tendencia secular en el índice de color BV . Desde 1942 hasta 1982, el BV aumentó constantemente de alrededor de 1,8 a 2,6. Desde entonces, se ha mantenido aproximadamente constante. Esto no parece estar relacionado con el enrojecimiento, ya que es independiente de la magnitud visual, por lo que sugiere un cambio en la estrella misma. El cambio más probable es que la hipergigante se haya estado enfriando y aumentando de tamaño.

Las variaciones son erráticas, pero se observó una marcada periodicidad de 657 días en la fotometría de Hipparcos de HR  5171. Variaciones más recientes mostraron la periodicidad más fuerte alrededor de los 3300 días, pero también mostraron otros periodos, incluyendo uno de 648 días. Esta periodicidad persistente a través de todas las demás variaciones se debe a los eclipses que ocurren dos veces cada 1304 días. ^{[ 2 ]}

Está clasificada en el Catálogo General de Estrellas Variables como una posible variable S Doradus , así como una variable eclipsante. ^{[ 6 ]}

El diámetro angular de HR  5171A se ha publicado tres veces utilizando mediciones del Very Large Telescope , dos veces con el interferómetro AMBER y una vez con el interferómetro PIONIER . En todos los casos, se encontró un diámetro inesperadamente grande, entre aproximadamente 3,3 y4,1 mas  , bastante más de 1000 R _☉ a la distancia aceptada de 3,6  kpc .

La primera interferometría de AMBER se realizó en un rango de longitudes de onda infrarrojas en marzo de 2012. El modelo que mejor se ajustaba era un disco uniforme bien definido con un pequeño punto brillante hacia su borde, todo rodeado por una envoltura extendida más tenue. El disco uniforme, considerado la fotosfera de la estrella más grande, tenía 3,39 mas de diámetro, lo que corresponde a un radio de 1315 ± 260 radios solares (915 000 000 ± 181 000 000 km ; 6,12 ± 1,21 ua ) . El tamaño del disco más pequeño, considerado la estrella secundaria, no estaba bien definido. ^{[ 2 ]} El segundo conjunto de observaciones de AMBER se realizó en la banda K en abril de 2014. Los mejores ajustes para un disco uniforme y el radio de Rosseland de una atmósfera modelo fueron casi idénticos en        3,87  mas y3,86  mas respectivamente, correspondiente a un radio de 1492 ± 540 R _☉ (6,94 ± 2,51 ua ) . ^{[ 12 ]} Las observaciones de PIONIER se realizaron en seis longitudes de onda infrarrojas diferentes durante 2016 y 2017. Se utilizó síntesis de apertura para producir una imagen de HR 5171 en tres fases diferentes de la órbita. En dos de las imágenes, la estrella secundaria es visible delante de la primaria, y en la tercera se espera que esté detrás de la primaria y no fue visible. Modelada como una atmósfera estelar de Rosseland rodeada por un disco uniforme extendido, se encontró que la fotosfera estaba entre 3,3 mas y 4,8 mas. _{En general, el radio} de la primaria se calculó en 1575 ± 400 R☉ (7,32 ± 1,86 ua ) y 650 ± 150 R☉ (450 000 000 ± 100 000 000 km ) para la secundaria. ^{[ 13 ]} Los radios son estadísticamente consistentes entre sí, pero más representativos de una supergigante roja extrema que de una hipergigante amarilla . No está claro si esto se debe a la interacción binaria o a una interpretación errónea del espectro inusual y altamente enrojecido. ^{[ 2 ]}                  

La luminosidad se ha calculado a partir del ajuste de la distribución de energía espectral (SED) y es de 630.000 L _☉ , suponiendo una distancia de 3,7  kpc y 3,2 magnitudes de extinción interestelar. ^{[ 10 ]} Esto es considerablemente más luminoso de lo esperado para cualquier supergigante roja y extremo incluso para una hipergigante amarilla. ^{[ 7 ]} La temperatura efectiva derivada de espectros infrarrojos coincidentes es de 5000 K, ^{[ 2 ]} mientras que la temperatura calculada a partir de un radio de 1490 R _☉ y una luminosidad de 630 000 L _☉ es  4290 ± 760  K . ^{[ 12 ]}

La estrella secundaria cercana HR 5171 Ab es una estrella amarilla luminosa con un radio de aproximadamente un tercio del de la estrella primaria y una temperatura casi idéntica. Según la forma de la curva de luz del eclipse, su luminosidad es un 12 % menor que la de la primaria y es ligeramente más caliente. Es mucho menos masiva, estimada en solo una décima parte de la masa de la primaria. Sus propiedades exactas solo pueden predecirse a partir de modelos, ya que apenas se distingue de su compañera más grande y su espectro no se puede diferenciar. ^{[ 2 ]}

La compañera caliente HR 5171 B es una supergigante B0, 316.000 veces más luminosa que el Sol según un artículo de 1992. Aunque tiene aproximadamente la mitad de la luminosidad bolométrica de HR 5171A, es tres magnitudes más débil ya que gran parte de su radiación se encuentra en el ultravioleta . Su distancia de3,6 kpc  está bien determinado y está asociado con la nebulosa y el cúmulo Gum 48d, pero no se sabe con certeza si HR 5171A está a la misma distancia o mucho más cerca. ^{[ 15 ]}

La historia evolutiva de HR 5171A se complica por sus propiedades físicas inciertas e inusuales y su compañera binaria. Como una estrella individual con una temperatura de4290  K , sus propiedades corresponden a una estrella no rotatoria con una masa inicial de 32-40 M☉ , o posiblemente una estrella rotatoria de masa inicial de ₂₅ M☉ , que tiene varios millones de años y está cerca de su temperatura más fría y tamaño máximo. Tales estrellas son demasiado masivas para producir supernovas _de tipo II-P en la etapa de supergigante roja y evolucionarán a temperaturas más altas, probablemente produciendo un tipo diferente de explosión de supernova. ^{[ 12 ]} Con una temperatura de 5000 K, sería una estrella ligeramente más evolucionada, habiendo salido de la fase de supergigante roja. La estrella primaria probablemente está experimentando un desbordamiento del lóbulo de viento roche (WRLOF) con una porción del material transfiriéndose a la secundaria. Este es un posible camino evolutivo hacia un sistema binario Wolf-Rayet de envoltura despojada . La interacción entre el par debería acelerar la rotación de la primaria a una rotación síncrona , que es un posible camino hacia variables azules luminosas de rotación rápida o estrellas B[e] . ^{[ 2 ]}  

• VLTI vuelve a examinar la hipergigante amarilla más grande jamás descubierta www.eso.org