V1647 Orión

V1647 Orionis ( V1647 Ori ) es un objeto estelar joven visible en la constelación de Orión , ubicado a unos 1470 años luz del Sistema Solar . ^{[ 11 ] [ 3 ]} Está situado en la nebulosa de reflexión M78 y está asociado con la Nebulosa de McNeil . ^{[ 8 ]}

Se sabe que el objeto ha experimentado intensos fenómenos eruptivos en varias ocasiones (el último de los cuales ocurrió en 2008), ^{[ 12 ]} cuyas características han llevado a que el objeto sea considerado un punto intermedio entre dos clases de estrellas de presecuencia principal , FU Orionis (FUor) ^{[ 3 ] [ 13 ]} y EX Lupi (EXor). ^{[ 3 ] [ 14 ]}

Los estudios han revelado que V1647 Orionis es un objeto estelar joven, presumiblemente una estrella de presecuencia principal; la edad del objeto, según modelos evolutivos y datos obtenidos, está entre 100.000 ^{[ 3 ]} y medio millón de años. ^{[ 15 ]} Como todas las estrellas en formación , V1647 Orionis tiene un disco de gas y polvo de silicato en su órbita, que media la acreción de la estrella, rodeado por una envoltura de gas que repone el disco con material. ^{[ 16 ]} La acreción procede a una tasa promedio de entre~10 ^{−6 [ 6 ]} y3 × 10 ⁻⁷ masas solares  ( M _☉ ) por año. ^{[ 17 ]} También es una fuente de radiación infrarroja , catalogada como IRAS 05436-0007. ^{[ 13 ]} Las observaciones en 2018 con el radiointerferómetro ALMA permitieron a los astrónomos estimar que la masa total del disco circunestelar es de aproximadamente 0,1 M _☉ , compuesta principalmente de gas y alrededor del 1 por ciento de polvo (~430 M _⊕ ), mientras que su distancia a la protoestrella es de aproximadamente 40 UA . ^{[ 18 ]} 

Los análisis espectroscópicos e infrarrojos han permitido medir algunos de los parámetros físicos del objeto con cierta aproximación. El objeto parece haber acumulado hasta ahora una cantidad de materia de aproximadamente0,8 ± 0,2 M _☉ , ^{[ 6 ]} pero posee un radio bastante grande , aproximadamente tres veces mayor que el del Sol ; ^{[ 3 ]} esto resulta en una densidad que aún es insuficiente para que comiencen las reacciones de fusión de hidrógeno en helio . La gran superficie radiante hace que el objeto tenga una luminosidad mayor que la del Sol, con un promedio de aproximadamente nueve veces mayor. ^{[ 6 ]} El espectro del objeto también muestra líneas de absorción de monóxido de carbono (CO) , típicas de protoestrellas jóvenes, con evidencia de metales como el sodio y el calcio . ^{[ 15 ]} La emisión de CO probablemente se origina en los gases de la porción más interna del disco, calentados a 2500 K  , y es perceptible debido a una zona de despeje de polvo, es decir, un área donde el polvo está más enrarecido y, por lo tanto, no absorbe la radiación. ^{[ 19 ]}

V1647 Orionis se caracteriza por una gran variabilidad , manifestada por fuertes erupciones que aumentan considerablemente su brillo. La primera erupción registrada del objeto ocurrió en 1966-1967, identificada por Gianluca Masi en imágenes de archivo de Evered Kreimer, ^{[ 20 ]} y fue estudiada mediante el análisis de placas fotográficas obtenidas de los observatorios de Asiago y Harvard ; se desconoce la duración precisa del evento, pero se estima entre 5 y 20 meses. ^{[ 14 ]}

Hacia finales de 2003, el objeto manifestó un aumento repentino en su luminosidad, ^{[ 15 ]} una señal de que había ocurrido una segunda erupción intensa; el evento fue estudiado durante dos años, correspondiente al período en el que mantuvo una luminosidad superior a la normal; en octubre de 2005 su luminosidad comenzó a disminuir, hasta que, en febrero de 2006, ^{[ 15 ]} volvió a sus niveles previos al estallido. ^{[ 3 ] [ 21 ]} Durante la erupción, el objeto alcanzó una luminosidad efectiva de 44 L _☉ . ^{[ 8 ]} Se registró un nuevo estallido a mediados de 2008, ^{[ 12 ]} y tuvo características muy similares a las de la erupción que comenzó cuatro años antes. ^{[ 22 ]} 

La erupción de V1647 Orionis probablemente esté asociada con una descarga de masa repentina hacia la fotosfera de la estrella joven desde el disco circunestelar caliente . El aumento repentino en el brillo registrado se debería a un aumento significativo en la tasa de acreción (con picos de5 × 10 ⁻⁶ M _☉ /año  ), ^{[ 17 ]} probablemente causada por un evento de inestabilidad en el disco; ^{[ 12 ] [ 16 ]} Este aumento resulta en la emisión de un viento energético que adelgaza el polvo circundante, haciendo visible el objeto, que normalmente está oculto por el polvo que alimenta su crecimiento. Se cree que estas erupciones ocurren a intervalos característicos, ocurriendo siempre que se ha acrecentado una porción significativa de lo que será la masa final de la estrella. ^{[ 15 ]}

Estas dinámicas son características tanto de los objetos FU Orionis como de las estrellas EX Lupi; por estas razones, la clasificación de V1647 Ori en una u otra clase es objeto de debate. Mientras que FUor se caracteriza por aumentos drásticos de luminosidad (superiores a 5 magnitudes en el visible) y dura incluso varias décadas, ^{[ 23 ]} las explosiones EXor parecen más débiles y duran menos tiempo, unos pocos años como máximo; también parecen repetirse con el tiempo. ^{[ 17 ]}

Las explosiones de V1647 Orionis son tan efímeras y recurrentes como las de EXor, mientras que el aumento de luminosidad alcanza valores comparables a los de FUor, y la distribución espectral de energía (SED) del objeto mismo traza la de FUor; ^{[ 16 ]} el espectro de absorción óptica también es distinguible del de FUor y EXor. ^{[ 16 ]} En vista también de los valores de la tasa de acreción, que son intermedios entre estos dos tipos de estrellas de presecuencia principal, se ha sugerido que V1647 Ori constituye un punto medio entre estas dos clases estelares. ^{[ 8 ]} La propia SED, junto con la frecuencia de los fenómenos eruptivos, también muestra que V1647 Orionis es un objeto de clase I, que se encuentra en la fase de transición de un disco opaco a uno ópticamente transparente. ^{[ 16 ]}

Durante el período eruptivo, el telescopio espacial Chandra de la NASA detectó una intensa emisión de rayos X del joven objeto estelar, lo que refleja el grado de reorganización que experimentan las líneas de intensidad del campo magnético del objeto y del disco antes y durante los aumentos en la tasa de acreción. ^{[ 21 ]}

Desde 2008 hasta 2018, el brillo del objeto disminuyó gradualmente como lo hizo entre 2006 y 2008, alcanzando un mínimo a principios de 2018 de magnitud 20 en la ^banda R. ^{[ 24} ]

El objeto se encuentra en el borde noroccidental de M78 (también conocida como NGC 2068), una nebulosa de reflexión bien conocida por su brillo; emite un color azulado característico de este tipo de objetos, ya que la fuente de luz es una estrella azul. La erupción de la estrella que comenzó en 2004 iluminó parte del gas en la nube, que fue nombrada Nube de McNeil en honor a su descubridor. ^{[ 8 ] [ 14 ]} La estrella también parece estar asociada con el objeto Herbig-Haro HH 23, del cual sería la fuente probable. ^{[ 25 ]}

Además de V1647 Ori, se han identificado en la nube otras 44 estrellas jóvenes con fuerte emisión Hα , ^{[ 26 ] varias protoestrellas más una protoestrella candidata de clase 0, catalogada como LBS 17-H. [ 27 ]}

Justo al suroeste de M78, se observan otros tres objetos Herbig-Haro interconectados, catalogados como HH 24, HH 25 y HH 26; esta sección de la nube tiene una morfología compleja debido a los intensos fenómenos de formación estelar que tienen lugar aquí. ^{[ 28 ]} Como consecuencia de esto, la región es rica en objetos estelares jóvenes y fuentes intensas de radiación infrarroja . ^{[ 29 ] [ 30 ]}

V1647 Orionis, junto con sus nebulosas asociadas, se encuentra dentro de la región de Orión B ( LDN 1630); con una distancia de aproximadamente 410 pársecs (1340 años luz), también se encuentra físicamente muy cerca de la región de formación estelar de Orión A, de la cual la Nebulosa de Orión también forma parte, e incluye las nebulosas más débiles NGC 2024 (también conocida como la Nebulosa de la Llama ), NGC 2023 , NGC 2071 y la ya mencionada M78. Las dos primeras se encuentran en el sector suroeste de la región y muestran una alta actividad de fenómenos de formación estelar ^{[ 31 ].}

Todas se encuentran dentro del Complejo de la Nebulosa Molecular de Orión, un vasto complejo de nubes moleculares gigantes situado entre 1500 y 1600 años luz de la Tierra, con cientos de años luz de ancho. Es también una de las regiones de formación estelar más activas que se pueden observar en el cielo nocturno, así como una de las más ricas en discos protoplanetarios y estrellas muy jóvenes. El complejo se aprecia mejor en imágenes tomadas en la longitud de onda infrarroja, donde se detectan los procesos de formación estelar más ocultos. El complejo incluye nebulosas oscuras , nebulosas de emisión y regiones H II entre sus componentes. ^{[ 25 ]}

• Formación estelar
• T Tauri estrella
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