RR Telescopii es una nova simbiótica en la constelación meridional de Telescopium . Se registró en placas de estudio fotográfico como una estrella variable tenue entre magnitud fotográfica (m pg ) 9 a 16,6 desde 1889 a 1944. A finales de 1944 la estrella comenzó a brillar, aumentando en aproximadamente 7 magnitudes , de m pg ≈ 14 a más brillante que 8. [9] El brillo continuó con una tasa de aumento disminuida después de principios de 1945, pero el estallido general no se notó hasta que se vio la estrella aproximadamente a 6,0, el umbral del brillo a simple vista , en julio de 1948. [10]En ese momento se le dio la designación Nova Telescopii 1948 . Desde mediados de 1949, su brillo ha disminuido lentamente, aunque acompañado de algunos cambios notables en su espectro , y en agosto de 2013 se había desvanecido a una magnitud visual de alrededor de 12.
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
---|---|
Constelación | Telescopio |
Ascensión recta | 20 h 04 m 18.538 s [1] |
Declinación | −55 ° 43 ′ 33,15 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | ≈12 (en 2013) [2] |
Caracteristicas | |
Etapa evolutiva | WN3-6.5 + M3.5-7 [3] |
Tipo variable | Nova simbiótica [4] |
Astrometria | |
Movimiento adecuado (μ) | REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: 3.342 ± 0.305 [1] mas / año Dic .: −3,225 ± 0,280 [1] mas / año |
Distancia | 2700 [5] pieza |
Detalles | |
frio | |
Masa | 0,9 [6] M ☉ |
Radio | 457 [a] –518 [b] R ☉ |
Luminosidad | 7.350 - 9.450 [5] L ☉ |
Temperatura | 2500 [7] K |
caliente | |
Radio | 0.08 [8] R ☉ |
Luminosidad | 3500 - 9000 [5] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 6.0 [8] cgs |
Temperatura | 140 000 [5] K |
Otras designaciones | |
Nova Tel 1948, AAVSO 1956-56, IRAS 20003-5552, 2MASS J20041854-5543331 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Pre-erupción y arrebato
RR Telescopii fue observado periódicamente en un programa de reconocimiento por la estación sur del Observatorio de la Universidad de Harvard a partir de 1889, así como otros observatorios del sur iniciados en fechas posteriores. Willmina Fleming en 1908 informó variaciones en el brillo entre una magnitud aproximada de 9 y 11,5, y sugirió que podría ser el mismo tipo de estrella que SS Cygni . [10] En placas posteriores mostró una modesta variabilidad irregular entre m pg 12,5 y 14, hasta alrededor de 1930. En ese momento comenzó variaciones periódicas lentas en el brillo entre magnitudes 12 y 16; [9] el período de estas variaciones fue de 387 días, y la estrella podría caracterizarse como una peculiar variable semi-regular . [11] No parece que se hayan tomado espectros de la estrella antes del estallido, ya que era demasiado tenue para ser incluida en el Catálogo de Henry Draper y no se distinguió hasta el estallido.
En 1944, las variaciones periódicas se interrumpieron y RR Tel se iluminó en más de 7 magnitudes en el transcurso de unos cuatro años. Comenzando alrededor de m pg 14 a finales de 1944, las placas topográficas lo registraron más brillante que la magnitud 8 a principios de 1945, [9] y la estrella se observó en m pg 7,4 en septiembre-octubre de 1946, 7,0 en marzo de 1948 y 6,0 en julio de 1948. [10] [12] En 1948 se notó y recibió la designación Nova Tel 1948. En julio de 1949 la estrella comenzó a desvanecerse lentamente. Margaret Mayall publicó en febrero de 1949 la información sobre el comportamiento previo al estallido de RR Tel, como se ve en las placas de la encuesta de Harvard , [9] y la ya larga duración del estallido, años en lugar de días o semanas, dejó en claro que RR Tel tenía que ser muy diferente de las novas que se habían observado anteriormente; se le llamó una nova lenta en reconocimiento de esa diferencia no comprendida.
Las primeras observaciones espectroscópicas se hicieron en junio de 1949 antes de que comenzara la decoloración, cuando el espectro mostró un puro espectro de absorción se asemeja a la de un supergigante de tipo F . Los siguientes espectros se tomaron en septiembre-octubre de ese año, momento en el que el carácter del espectro había cambiado a un continuo con muchas líneas de emisión pero sin líneas de absorción discernibles. [13]
Disminución
En luz visible, RR Tel se ha desvanecido de manera constante (aunque no a un ritmo constante) desde 1949. Tenía una magnitud visual de 10,0 en 1977 [14] y una magnitud de 11,8 a mediados de 2013. [2] Su espectro visible ha mantenido el mismo carácter general, aunque ha evolucionado para incluir líneas de emisión de excitación progresivamente más alta, incluyendo tanto las líneas permitidas como las prohibidas de muchos elementos. Las características de absorción debidas al TiO (el sello distintivo de las estrellas M ) se observaron en el espectro de RR Tel a partir de la década de 1960. [14]
A medida que otras longitudes de onda se volvieron observables con instrumentos resultantes de la tecnología avanzada, estas herramientas se utilizaron RR Tel. La fotometría infrarroja encontró un exceso de radiación de 1 a 20 µm , lo que indica la presencia de polvo circunestelar con una temperatura de unos pocos cientos de kelvin . La observación en longitudes de onda más cortas ha sido muy productiva. RR Tel se observó en ultravioleta con IUE , el espectrómetro ultravioleta a bordo de la Voyager 1 y el Telescopio Espacial Hubble , y en rayos X con el Observatorio Einstein , EXOSAT y ROSAT . [6] La observación en el ultravioleta en particular permite la detección directa del componente enana blanca del sistema, lo que era imposible antes de la llegada de los observatorios espaciales .
Modelo físico
Como estrella simbiótica, RR Tel consiste en una estrella gigante roja de tipo tardío en órbita mutua con una enana blanca, con cantidades sustanciales de gas caliente y polvo caliente alrededor de las dos estrellas. La gigante roja se conoce con frecuencia como Mira , aunque el único intento real de caracterización del sistema anterior al estallido dio un tipo diferente de estrella gigante pulsante de tipo tardío. Los colores infrarrojos observados y las características de los espectros visible e infrarrojo pueden ser igualados por una estrella de tipo espectral M5III . [12] Se sabe que estas estrellas variables pulsantes frías producen polvo circunestelar en los lentos vientos estelares que fluyen de tales estrellas. No se han detectado cambios de velocidad orbital, por lo que la separación orbital es probablemente grande (varias UA ) y el período orbital es de años o décadas.
En el "estado bajo" (refiriéndose a la fase previa al estallido), el gigante M pulsa y pierde masa, y la pulsación fue aparente en la parte de 1930-1944 de la curva de luz visible previa al estallido. Parte de la materia perdida por el gigante M se acumula en la enana blanca. [15] Esta materia acumulada es rica en hidrógeno, es decir, tiene una composición estelar normal. Cuando esta capa acumulada rica en hidrógeno se vuelve lo suficientemente gruesa y lo suficientemente caliente, las reacciones de fusión nuclear comienzan en la parte inferior, la parte más densa y caliente de este material. La repentina e intensa generación de energía en este material acumulado cerca de la superficie de la enana blanca da lugar al estallido.
Al principio, la materia acumulada es lo suficientemente gruesa como para expandirse enormemente y su superficie alcanza una temperatura de 5000 a 10000 K , dando lugar al espectro de absorción "F supergigante" visto en RR Tel en el verano de 1949. A medida que continúa la producción de energía , la materia acumulada continúa siendo calentada por la liberación de energía nuclear debajo, por lo que se vuelve más caliente, más ionizada y menos densa, de modo que la radiación emergente se vuelve más dura: su espectro de cuerpo negro alcanza su punto máximo en longitudes de onda progresivamente más cortas debido al aumento de gas temperaturas a medida que avanza el tiempo. En la parte visible del espectro, el espectro de cuerpo negro produce muy poca luz, pero el gas caliente, delgado y cada vez más ionizado muestra una rica variedad de líneas de emisión de muchas especies. La luminosidad del sistema permanece constante, de modo que la radiación observada proviene de un volumen de espacio progresivamente más pequeño pero más caliente más cercano a la enana blanca. El análisis de los datos ópticos, ultravioleta y de rayos X a principios de la década de 1990 indicó una estrella enana blanca con una temperatura efectiva de aproximadamente 142,000 K, una luminosidad de 3500 L ☉ y una gravedad superficial aproximadamente 100 veces mayor que la del Sol, lo que indica una masa de aproximadamente 0,9 M ☉ . También hay un pequeño volumen de gas con una temperatura de varios millones de K, que es el producto de la colisión entre los vientos de las dos estrellas. Las estrellas enanas blancas calientes a menudo tienen vientos estelares con velocidades más altas que los vientos de las gigantes rojas; un viento de la enana blanca de RR Tel con una velocidad de unos 500 km · s −1 podría producir el gas de un millón de grados. [6]
Notas
- ^ Aplicando la ley de Stefan-Boltzmann con una temperatura solar efectiva nominalde 5.772 K :
- ^ Aplicando la ley de Stefan-Boltzmann con una temperatura solar efectiva nominalde 5.772 K :
Referencias
- ^ a b c d Marrón, AGA; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). " Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta" . Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A & A ... 616A ... 1G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 . Registro de Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
- ^ a b AAVSO. "Generador de curva de luz AAVSO" . Consultado el 5 de septiembre de 2013 .
- ^ Skiff, BA (2014). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo de clasificaciones espectrales estelares (Skiff, 2009-)". Catálogo de datos en línea de VizieR . Código bibliográfico : 2014yCat .... 1.2023S .
- ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus + 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B / GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat .... 102025S . 1 : B / gcvs. Código Bibliográfico : 2009yCat .... 102025S .
- ^ a b c d Jurkic, T .; Kotnik-Karuza, D. (2012). "Modelado de polvo alrededor del simbiótico Mira RR Telescopii durante épocas de oscurecimiento" . Astronomía y Astrofísica . 544 : A35. Bibcode : 2012A & A ... 544A..35J . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201218776 .
- ^ a b c Jordan, S .; Mürset, U .; Werner, K. (1994). "Un modelo para el espectro de rayos X de la nova simbiótica RR Telescopii". Astronomía y Astrofísica . 283 : 475–482. Bibcode : 1994A y A ... 283..475J .
- ^ Jurkic, T .; Kotnik-Karuza, D. (2007). "Modelado de polvo alrededor de RR Tel". Astronomía báltica . 16 : 76. Código Bibliográfico : 2007BaltA..16 ... 76J .
- ^ a b González-Riestra, R .; Cassatella, A .; Selvelli, P. (2012). "Choque de gas en RR Telescopii". Memorie della Societa Astronomica Italiana . 83 : 806. Código Bibliográfico : 2012MmSAI..83..806G .
- ^ a b c d Mayall, Margaret W. (febrero de 1949). "Variaciones recientes de RR Telescopii". Boletín del Observatorio de Harvard . 919 (919): 15-17. Código Bibliográfico : 1949BHarO.919 ... 15M .
- ^ a b c de Kock, RP (1948). "RR Tel. (195656)". Notas mensuales de la Sociedad Astronómica de Sudáfrica . 7 : 74–75. Código Bibliográfico : 1948MNSSA ... 7 ... 74D .
- ^ Gaposchkin, Sergei (1952). "Estrellas variables en Milton Field 53". Harvard Annals . 115 : 11-23. Código Bibliográfico : 1952AnHar.115 ... 11G .
- ^ a b Robinson, EL (1975). "Curvas de luz de las novas antes de la erupción". Revista astronómica . 80 (7): 515. Bibcode : 1975AJ ..... 80..515R . doi : 10.1086 / 111774 .
- ^ Thackeray, AD (1950). "Cinco estrellas del sur con espectros de líneas de emisión" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 110 : 45–48. Código bibliográfico : 1950MNRAS.110 ... 45T . doi : 10.1093 / mnras / 110.1.45 .
- ^ a b Thackeray, AD (1977). "La evolución del espectro nebular de la nova lenta RR Telescopii". Memorias de la Royal Astronomical Society . 83 : 1-68. Bibcode : 1977MmRAS..83 .... 1T .
- ^ Hans Krimm (6 de noviembre de 2000). "Discos de acreción" . NASA . Consultado el 25 de octubre de 2013 .
enlaces externos
- Generador de curva de luz de AAVSO