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V838 Monocerotis

Coordenadas : 07 h 04 m 04.85 s , −03° 50′ 50.1″ V838 Monocerotis ( Nova Monocerotis 2002 ) es una estrella binaria cataclísmica en la constelación de Monoceros a unos 19 000 añ...

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Coordenadas : 07 h 04 m 04.85 s , −03° 50′ 50.1″Mapa del cielo

V838 Monocerotis ( Nova Monocerotis 2002 ) es una estrella binaria cataclísmica en la constelación de Monoceros a unos 19 000 años luz (6 kpc ) del Sol . La estrella, hasta entonces poco conocida, fue observada a principios de 2002 experimentando un gran estallido, y fue una de las estrellas más grandes conocidas durante un breve período después del estallido. [ 10 ] Originalmente se creyó que era una erupción de nova típica , luego se identificó como la primera de una nueva clase de variables eruptivas conocidas como novas rojas luminosas . La razón del estallido aún es incierta, pero se cree que fue una fusión de dos estrellas dentro de un sistema triple.

La erupción ocurrió en una de dos estrellas de secuencia principal B3 en una órbita binaria cercana. La estrella en erupción apareció como una supergigante inusualmente fría y durante un tiempo engulló a su compañera. Para 2009, la temperatura de la supergigante había aumentado (desde 2005) a 3270 K y su luminosidad era 15 000 veces la solar ( L☉ ), pero su radio había disminuido a 380 veces el del Sol ( R☉ ) , aunque la materia eyectada continúa expandiéndose. [ 11 ]

Explosión

Las curvas de luz visual (puntos azules) e infrarroja de banda K (puntos rojos) de la erupción de 2002 de V838 Monocerotis, adaptadas de Starrfield et al. , 2004 [ 12 ]
Eco tenue de V838 Mon, fotografiado el 30 de abril de 2002.

El 6 de enero de 2002, se observó un aumento de brillo en una estrella desconocida de la constelación Monoceros , el Unicornio. [ 13 ] Al ser una nueva estrella variable, se la denominó V838 Monocerotis, la estrella variable número 838 de Monoceros. La curva de luz inicial se asemejaba a la de una nova , una erupción que ocurre cuando se acumula suficiente gas de hidrógeno en la superficie de una enana blanca proveniente de su compañera binaria cercana . Por lo tanto, el objeto también fue denominado Nova Monocerotis 2002. V838 Monocerotis alcanzó una magnitud visual máxima de 6,75 el 6 de febrero de 2002, tras lo cual comenzó a atenuarse rápidamente, como se esperaba. Sin embargo, a principios de marzo, la estrella comenzó a brillar de nuevo, particularmente en longitudes de onda infrarrojas . Otro aumento de brillo en el infrarrojo ocurrió a principios de abril. En 2003, la estrella volvió a un brillo cercano al original antes de la erupción (magnitud 15,6), pero como una supergigante roja en lugar de una estrella azul de la secuencia principal . La curva de luz producida por la erupción fue diferente a todo lo visto anteriormente. [ 2 ] En 2009, la estrella tenía aproximadamente 15 000 L ☉ , [ 11 ] lo que, en ausencia de extinción , correspondería a una magnitud aparente de 8,5. [ a ] 

Comparación entre el tamaño de V838 Monocerotis y el Sistema Solar Interior.

La estrella alcanzó un brillo de aproximadamente un millón de veces la luminosidad solar [ 14 ] y una magnitud absoluta de -9,8 [ 15 ], lo que garantizó que, en el momento de su máximo, fuera una de las estrellas más luminosas de la galaxia Vía Láctea . Su aumento de brillo fue causado por una rápida expansión de sus capas exteriores.

V838 Monocerotis fue observado mediante el uso del interferómetro Palomar Testbed , que indicó un radio de1.570 ± 400 R ☉  (comparable al radio orbital de Júpiter ), lo que confirma los cálculos indirectos anteriores. [ 16 ] A la distancia actualmente aceptada de 6.100 pc , el diámetro angular medido a finales de 2004 (1,83 mas ) correspondía a un radio de  1200 ± 150 R ☉  , pero en 2014 se redujo a750 ± 200 R ☉  , alrededor de 70 radios solares más grande que Antares . [ 17 ] La expansión duró solo un par de meses, lo que significa que su velocidad fue anormal. Debido a que las leyes de la termodinámica dictan que los gases en expansión se enfrían, la estrella se volvió extremadamente fría y de un rojo intenso. De hecho, algunos astrónomos argumentan que el espectro de la estrella inicialmente se parecía al de las enanas marrones de tipo L. Si ese es el caso, V838 Monocerotis fue la primera supergigante de tipo L conocida . [ 18 ] Desde entonces, se ha encogido y calentado y ahora se considera una supergigante de tipo M. Sin embargo, las estimaciones actuales de la distancia, y por lo tanto del radio, son aproximadamente un 25 % menores que las asumidas en esos artículos. [ 15 ]

Otros eventos posiblemente similares

Hay un puñado de erupciones que se asemejan a la de V838 Monocerotis. En 1988, se detectó una estrella roja en erupción en la galaxia de Andrómeda . La estrella, designada M31-RV , alcanzó una magnitud bolométrica absoluta de −9,95 en su máximo (correspondiente a una luminosidad de 0,75 millones L☉ ) antes de atenuarse hasta volverse indetectable. Una erupción similar, V4332 Sagittarii , ocurrió en 1994 en la Vía Láctea. [ 19 ] 

estrella progenitora

Ubicación de V838 Monocerotis dentro de la galaxia Vía Láctea .

Basándose en una interpretación errónea del eco de luz generado por la erupción, la distancia de la estrella se estimó inicialmente entre 1900 y 2900 años luz. En combinación con la magnitud aparente medida a partir de fotografías previas a la erupción, se pensó que se trataba de una enana de tipo F poco luminosa , lo que planteaba un enigma considerable. [ 10 ]

Mediciones más precisas dieron una distancia mucho mayor, 20.000 años luz (6  kpc). Parece que la estrella era considerablemente más masiva y luminosa que el Sol. La estrella probablemente tiene una masa de 5 a 10 veces la masa del Sol ( M ☉ ). [ 7 ] Aparentemente era una estrella B1.5V con una compañera B3V, o una A0.5V con una compañera B4V. En este último caso habría tenido una luminosidad de alrededor de 550 L ☉ (siendo 0,43 veces más luminosa que su compañera), y en el primer caso habría sido más luminosa (aproximadamente 1,9 veces más luminosa que su compañera). [ 7 ] [ b ] La estrella puede haber tenido originalmente un radio de aproximadamente 5 R ☉ y su temperatura habría sido la de una estrella de tipo B (más de 10.000 K pero menos de 30.000 K [ 7 ] ). Munari et al. (2005) sugirieron que la estrella progenitora era una supergigante muy masiva con una masa inicial de aproximadamente 65 M☉ , [ 9 ] pero esto ha sido cuestionado. [ 7 ] Parece haber consenso en que el sistema estelar es relativamente joven. Munari et al. concluyen que el sistema podría tener solo unos 4 millones de años.   

El espectro de V838 Monocerotis revela una compañera, una estrella de secuencia principal de tipo B azul caliente, probablemente no muy diferente de la estrella progenitora. [ 7 ] También es posible que la progenitora fuera ligeramente menos masiva que la compañera y que apenas estuviera entrando en la secuencia principal. [ 10 ]

Basándose en la paralaje fotométrica de la compañera, Munari et al. calcularon una distancia mayor, 36.000 años luz (10 kpc). [ 9 ]

Eco de luz

Imágenes que muestran la expansión del eco de luz. Crédito: NASA / ESA .
La evolución del eco de luz alrededor de V838 Monocerotis. [ 20 ]
Animación de 11 imágenes del eco de luz del V838 Mon

Se sabe que los objetos que brillan rápidamente, como las novas y las supernovas, producen un fenómeno conocido como eco de luz . La luz que viaja directamente desde el objeto llega primero. Si hay nubes de materia interestelar alrededor de la estrella, parte de la luz se refleja en las nubes. Debido a la mayor distancia recorrida, la luz reflejada llega más tarde, produciendo la imagen de anillos de luz que se expanden alrededor del objeto en erupción. Los anillos parecen viajar más rápido que la velocidad de la luz , pero en realidad no lo hacen. [ 2 ] [ 21 ]

En el caso de V838 Monocerotis, el eco de luz producido no tenía precedentes y está bien documentado en imágenes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble . Si bien las fotos parecen mostrar una capa esférica de escombros en expansión, en realidad se forman por la iluminación de un elipsoide en constante expansión, con la estrella progenitora en un foco y el observador en el otro. Por lo tanto, a pesar de las apariencias, las estructuras en estas fotos son en realidad cóncavas hacia el observador.

En marzo de 2003, el tamaño del eco de luz en el cielo era el doble del diámetro angular de Júpiter y seguía creciendo. [ 22 ] El diámetro angular de Júpiter varía de 30 a 51 segundos de arco .

Aún no está claro si la nebulosidad circundante está asociada con la estrella misma. De ser así, podría haber sido producida por la estrella en erupciones anteriores, lo que descartaría varios modelos basados ​​en eventos catastróficos únicos. [ 2 ] Sin embargo, existen fuertes evidencias de que el sistema V838 Monocerotis es muy joven y todavía se encuentra inmerso en la nebulosa de la que se formó. [ 14 ]

La erupción inicialmente emitió en longitudes de onda más cortas (es decir, era más azul), lo que se puede observar en el eco de luz: el borde exterior es azulado en las imágenes del Hubble. [ 2 ]

Hipótesis

Dos fotografías tomadas en noviembre de 2005 y septiembre de 2006 que muestran los cambios que se produjeron en el brillante eco de V838 Mon.

Se cree que este y otros eventos de nova roja luminosa son causados ​​por la fusión de dos estrellas. En el caso de V838 Monocerotis, fue la fusión de dos estrellas de la secuencia principal, o una estrella de la secuencia principal de 8 M☉ y una estrella de la presecuencia principal de 0,3 M☉. El modelo de fusión explica los múltiples picos en la curva de luz observados durante el estallido. [ 14 ] Basándose en observaciones adicionales de estrellas similares a V838 Monocerotis, como V1309 Scorpii , los astrónomos han llegado a la conclusión de que este es el escenario más probable. [ 1 ] [ 23 ]  

También se han publicado otras explicaciones para la erupción de V838 Monocerotis. [ 24 ]

Estallido de nova atípico

El estallido de V838 Monocerotis podría ser, después de todo, una erupción de nova, aunque muy inusual. Sin embargo, esto es muy improbable considerando que el sistema incluye una estrella de tipo B, y las estrellas de este tipo son jóvenes y masivas. No ha habido tiempo suficiente para que una posible enana blanca se enfríe y acumule suficiente material como para causar la erupción. [ 19 ]

Pulso térmico de una estrella moribunda

V838 Monocerotis podría ser una estrella de la rama gigante post-asintótica , al borde de convertirse en supernova . La nebulosidad iluminada por el eco de luz podría ser en realidad capas de polvo que rodean la estrella, creadas por ella durante erupciones similares anteriores. El brillo podría haber sido un llamado destello de helio , donde el núcleo de una estrella moribunda de baja masa enciende repentinamente la fusión de helio , interrumpiendo, pero no destruyendo, la estrella. Se sabe que tal evento ocurrió en el Objeto de Sakurai . Sin embargo, varias evidencias respaldan el argumento de que el polvo es interestelar en lugar de estar centrado en V838 Monocerotis. Una estrella moribunda que ha perdido sus envolturas exteriores estaría apropiadamente caliente, pero la evidencia apunta a una estrella joven. [ 7 ]

Evento termonuclear dentro de una supergigante masiva

Según algunas evidencias, V838 Monocerotis podría ser una supergigante muy masiva . También en este caso, el estallido podría haber sido un destello de helio. Las estrellas muy masivas sobreviven a múltiples eventos de este tipo; sin embargo, experimentan una gran pérdida de masa (aproximadamente la mitad de la masa original se pierde mientras están en la secuencia principal ) antes de convertirse en estrellas Wolf-Rayet extremadamente calientes . Esta teoría también podría explicar las aparentes envolturas de polvo alrededor de la estrella. V838 Monocerotis se encuentra aproximadamente en la dirección del anticentro galáctico y fuera del disco de la Vía Láctea. La formación estelar es menos activa en las regiones galácticas exteriores, y no está claro cómo puede formarse allí una estrella tan masiva. Sin embargo, existen cúmulos muy jóvenes como Ruprecht 44 y NGC 1893 , de 4 millones de años, a una distancia de aproximadamente 7 y 6 kiloparsecs , respectivamente. [ 9 ]

Evento de captura planetaria

Otra posibilidad es que V838 Monocerotis haya engullido a sus planetas gigantes . Si uno de los planetas hubiera entrado en la atmósfera de la estrella, esta habría comenzado a frenarlo. A medida que el planeta penetrara más profundamente en la atmósfera, la fricción se intensificaría y la energía cinética se liberaría en la estrella con mayor rapidez. La envoltura estelar se calentaría entonces lo suficiente como para desencadenar la fusión del deuterio , lo que provocaría una rápida expansión. Los picos posteriores podrían haber ocurrido cuando otros dos planetas entraron en la envoltura expandida. Los autores de este modelo calculan que cada año se producen aproximadamente 0,4 eventos de captura planetaria en estrellas similares al Sol en la Vía Láctea, mientras que para estrellas masivas como V838 Monocerotis la tasa es de aproximadamente 0,5 a 2,5 eventos por año. [ 25 ]

evento de sobre común

Ver sobre común

Véase también

Notas

  1. ↑ La magnitud absoluta del sol es 4,83, lo que significa que su magnitud aparente sería 4,83 a 10 pársecs, y V838 Mon era 15.000 veces más luminoso que el sol, suponiendo que esA 6500  pársecs de distancia, la magnitud aparente de V838 Mon llega a 4,83 − 2,5×log(15000) + 5×log(6500/10) ≈ 8,5.
  2. ↑ La referencia no proporciona explícitamente la luminosidad en el primer caso.

Referencias

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