Tabby's Star (también conocida como Boyajian's Star y WTF Star , y designada KIC 8462852 en el Kepler Input Catalog ) es una estrella de secuencia principal de tipo F en la constelación Cygnus aproximadamente a 1.470 años luz (450 pc) de la Tierra. Los científicos ciudadanos descubrieron fluctuaciones de luz inusuales de la estrella, que incluyen hasta un 22% de atenuación en el brillo, como parte del proyecto Planet Hunters . En septiembre de 2015, astrónomos y científicos ciudadanos asociados con el proyecto publicaron un preimpresode un artículo que describe los datos y las posibles interpretaciones. El descubrimiento se realizó a partir de datos recopilados por el telescopio espacial Kepler , que observó cambios en el brillo de estrellas distantes para detectar exoplanetas .
Estrella de Tabby en infrarrojo (izquierda) y ultravioleta (derecha) | |
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS ) | |
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Constelación | Cygnus |
Ascensión recta | 20 h 06 m 15.4527 s |
Declinación | + 44 ° 27 ′ 24,791 ″ |
Magnitud aparente (V) | +11,705 ± 0,017 |
Caracteristicas | |
KIC 8462852 A | |
Etapa evolutiva | Secuencia principal [1] |
Tipo espectral | F3V |
Índice de color B − V | 0.557 |
Índice de color V-R | 0.349 |
Índice de color R − I | 0.305 |
Índice de color J − H | 0,212 |
Índice de color J − K | 0,264 |
KIC 8462852 B | |
Tipo espectral | M2V [2] |
Astrometria | |
Movimiento adecuado (μ) | REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: −10.422 ± 0.040 mas / año Dec .: −10,288 ± 0,041 mas / año |
Paralaje (π) | 2.2185 ± 0.0243 [3] mas |
Distancia | 1.470 ± 20 ly (451 ± 5 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | 3.08 [1] [4] |
Posición (relativa a la estrella de Boyajian) [2] | |
Componente | Estrella B de Boyajian |
Época de observación | 2019 |
Distancia angular | 1951,88 ± 0,06 mas |
Ángulo de posición | 96,062 ± 0,004 ° |
Separación observada (proyectada) | 880 ± 10 AU |
Detalles | |
KIC 8462852 A | |
Masa | 1,43 [1] M ☉ |
Radio | 1,58 [1] R ☉ |
Luminosidad (bolométrica) | 4,68 [1] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 4.0 ± 0.2 [5] cgs |
Temperatura | 6750 ± 120 [1] K |
Metalicidad | 0,0 ± 0,1 [1] |
Rotación | 0,8797 ± 0,0001 días [1] |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 84 ± 4 [1] km / s |
KIC 8462852 B | |
Masa | 0,44 ± 0,02 [2] M ☉ |
Radio | 0,45 ± 0,02 [2] R ☉ |
Temperatura | 3720 ± 70 [2] K |
Otras designaciones | |
TYC 3162-665-1, Boyajian's Star, WISE J200615.45 + 442724.7, KIC 8462852, NSVS 5711291, Gaia DR2 2081900940499099136, 2MASS J20061546 + 4427248, UCAC4 673-083862 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Se han propuesto varias hipótesis para explicar los grandes cambios irregulares de brillo de la estrella medidos por su curva de luz , pero hasta la fecha ninguna explica completamente todos los aspectos de la curva. Una explicación es que un " anillo desigual de polvo " orbita la estrella de Tabby. [6] [7] [8] [9] [10] [11] En otra explicación, la luminosidad de la estrella está modulada por cambios en la eficiencia del transporte de calor a su fotosfera, por lo que no se requiere oscurecimiento externo. [12] Una tercera hipótesis, basada en la falta de luz infrarroja observada, postula un enjambre de fríos y polvorientos fragmentos de cometas en una órbita muy excéntrica, [13] [14] [15] sin embargo, la noción que perturbó a los cometas de tal La nube podría existir en cantidades lo suficientemente altas como para oscurecer el 22% de la luminosidad observada de la estrella. [16] Otra hipótesis es que un gran número de pequeñas masas en "formación apretada" orbitan alrededor de la estrella. [17] Además, el estudio espectroscópico del sistema no ha encontrado evidencia de material coalescente o polvo cercano caliente o materia circunestelar de un planeta en evaporación o explosión dentro de unas pocas unidades astronómicas de la estrella central madura. [13] [18] También se ha planteado la hipótesis de que los cambios en el brillo podrían ser signos de actividad asociados con la vida extraterrestre inteligente que construye un enjambre de Dyson ; sin embargo, un análisis adicional basado en datos hasta fines de 2017 mostró una atenuación dependiente de la longitud de onda consistente con el polvo, pero no con un objeto opaco como una megaestructura alienígena, que bloquearía todas las longitudes de onda de la luz por igual. [17] [9] [10] [19]
La estrella de Tabby no es la única estrella que tiene grandes atenuaciones irregulares, pero todas [ cita requerida ] otras estrellas de este tipo son objetos estelares jóvenes llamados dippers YSO, que tienen diferentes patrones de atenuación. Un ejemplo de tal objeto es EPIC 204278916 . [20] [21]
Las nuevas fluctuaciones se produjeron desde mediados de mayo de 2017 hasta julio de 2018, asumiendo que continuarán a fines de diciembre de 2017 hasta mediados de febrero de 2018 cuando las oscurezca el sol. [10]
En septiembre de 2019, los astrónomos informaron que las atenuaciones observadas de la estrella de Tabby pueden haber sido producidas por fragmentos resultantes de la interrupción de una exoluna huérfana . [22] [23] [24] Se ha presentado un estudio general de otras estrellas similares . [25] [26] En enero de 2021, se informó sobre un compañero distante de masa estelar, lo que convirtió a Tabby's Star en un sistema estelar binario . [2] [27]
Nomenclatura
Los nombres "Estrella de Tabby" y "Estrella de Boyajian" se refieren a la astrónoma estadounidense Tabetha S. Boyajian , quien fue la autora principal del artículo científico que anunció el descubrimiento de las fluctuaciones irregulares de luz de la estrella en 2015. [28] [29] El apodo "WTF Star" es una referencia al subtítulo del artículo "¿dónde está el flujo?", Que destaca las caídas observadas en el flujo radiativo de la estrella . [30] [31] [32] [33] El apodo es un doble sentido para la expresión coloquial de incredulidad, " qué carajo " o " WTF ". [34] A la estrella también se le ha dado el sobrenombre de "LGM-2", un homenaje al primer púlsar descubierto, PSR B1919 + 21 , al que se le dio el sobrenombre de " LGM -1" cuando se teorizó originalmente que era una transmisión de una civilización extraterrestre . [35] Se han dado designaciones alternativas en varios catálogos de estrellas a Tabby's Star. En el Kepler Input Catalog , una colección de objetos astronómicos catalogados por el telescopio espacial Kepler , la estrella de Tabby se conoce como KIC 8462852 . [1] En el Catálogo Tycho-2 , una colección mejorada de estrellas catalogadas por Hipparcos , la estrella se conoce como TYC 3162-665-1 . [1] En el infrarrojo Two Micron All-Sky Survey (2MASS), la estrella se identifica como 2MASS J20061546 + 4427248 . [1]
Localización
La estrella de Tabby en la constelación de Cygnus se encuentra aproximadamente a medio camino entre las brillantes estrellas Deneb y Delta Cygni como parte de la Cruz del Norte . [37] [38] La estrella de Tabby está situada al sur de 31 Cygni y al noreste del cúmulo de estrellas NGC 6866 . [38] Aunque está a sólo unos minutos de arco del cúmulo, no tiene relación y está más cerca del Sol que del cúmulo de estrellas.
Con una magnitud aparente de 11,7, la estrella no se puede ver a simple vista , pero es visible con un telescopio de 5 pulgadas (130 mm) [39] en un cielo oscuro con poca contaminación lumínica .
Historia de observaciones
La estrella de Tabby se observó ya en el año 1890. [40] [41] [42] La estrella fue catalogada en los catálogos astronómicos Tycho , 2MASS , UCAC4 y WISE [43] (publicados en 1997, 2003, 2009 y 2012 , respectivamente). [44] [45] [46] [47]
La principal fuente de información sobre las fluctuaciones de luminosidad de la estrella de Tabby es el observatorio espacial Kepler . Durante su misión primaria y extendida de 2009 a 2013, monitoreó continuamente las curvas de luz de más de 100,000 estrellas en un parche de cielo en las constelaciones Cygnus y Lyra. [48]
Luminosidad
Las observaciones de la luminosidad de la estrella por el telescopio espacial Kepler muestran caídas de brillo pequeñas, frecuentes y no periódicas, junto con dos grandes caídas de brillo registradas con dos años de diferencia. La amplitud de los cambios en el brillo de la estrella y la aperiodicidad de los cambios hacen que esta estrella sea de especial interés para los astrónomos. [16] Los cambios de brillo de la estrella son consistentes con muchas masas pequeñas que orbitan alrededor de la estrella en "formación apretada". [17]
La primera gran caída, el 5 de marzo de 2011, redujo el brillo de la estrella hasta en un 15%, y los siguientes 726 días después (el 28 de febrero de 2013) hasta en un 22%. (Un tercer oscurecimiento, alrededor del 8%, ocurrió 48 días después). En comparación, un planeta del tamaño de Júpiter solo oscurecería una estrella de este tamaño en un 1%, lo que indica que cualquier cosa que esté bloqueando la luz durante las principales caídas de la estrella no es una planeta, sino algo que cubre hasta la mitad del ancho de la estrella. [16] Debido al fallo de dos de las ruedas de reacción de Kepler , no se registró la caída prevista de 750 días de la estrella alrededor de febrero de 2015. [1] [49] Las caídas de luz no muestran un patrón obvio. [50]
Además de las atenuaciones de un día, un estudio de un siglo de placas fotográficas sugiere que la estrella se ha desvanecido gradualmente en 100 años (desde c. 1890 hasta c. 1990) en aproximadamente un 20%, lo que no tendría precedentes para cualquier F -tipo estrella de secuencia principal. [40] [41] Obtener magnitudes precisas de archivos fotográficos a largo plazo es un procedimiento complejo, sin embargo, que requiere ajustes para cambios de equipo y depende en gran medida de la elección de estrellas de comparación. Otro estudio, que examinó las mismas placas fotográficas, concluyó que la posible atenuación de un siglo probablemente fue un artefacto de datos y no un evento astrofísico real. [42] Otro estudio de placas entre 1895 y 1995 encontró pruebas sólidas de que la estrella no se ha atenuado, pero mantuvo un flujo constante dentro de un pequeño porcentaje, excepto una caída del 8% el 24 de octubre de 1978, lo que resultó en un período de ocultación putativa de 738 días. [51]
Un tercer estudio, que utilizó mediciones de luz del observatorio Kepler durante un período de cuatro años, determinó que la estrella de Tabby se atenuó a aproximadamente un 0,34% por año antes de atenuarse más rápidamente en aproximadamente un 2,5% en 200 días. Luego volvió a su anterior tasa de desvanecimiento lento. La misma técnica se utilizó para estudiar 193 estrellas en su vecindad y 355 estrellas similares en tamaño y composición a la estrella de Tabby. Ninguna de estas estrellas exhibió tal oscurecimiento. [52]
En 2018, se informó una posible periodicidad de 1,574 días (4,31 años) en el oscurecimiento de la estrella. [53]
Compañero estelar
Se confirmó que la compañera estelar enana roja a una separación proyectada de 880 ± 10 AU de la estrella de Tabby se estaba moviendo en 2021. [2]
Hipótesis
Originalmente, y hasta el trabajo de Kohler de 2017, se pensaba que, basándose en el espectro y el tipo estelar de la estrella de Tabby, sus cambios de brillo no podían atribuirse a una variabilidad intrínseca . [1] En consecuencia, se han propuesto algunas hipótesis que involucran material que orbita la estrella y bloquea su luz, aunque ninguna de ellas se ajusta completamente a los datos observados. [54]
Algunas de las explicaciones propuestas involucran polvo interestelar , una serie de planetas gigantes con estructuras de anillos muy grandes, [55] [56] un campo de asteroides capturado recientemente , [1] el sistema sufriendo un bombardeo intenso tardío , [13] [18] y un megaestructura artificial que orbita la estrella. [57]
Para 2018, la hipótesis principal era que el flujo de calor "faltante" involucrado en el oscurecimiento de la estrella podría almacenarse dentro del interior de la estrella. Tales variaciones en la luminosidad podrían surgir de una serie de mecanismos que afectan la eficiencia del transporte de calor dentro de la estrella. [12] [58]
Sin embargo, en septiembre de 2019, los astrónomos informaron que las atenuaciones observadas de la estrella de Tabby pueden haber sido producidas por fragmentos resultantes de la interrupción de una exoluna huérfana . [22] [23]
Anillo de polvo circunestelar
La pistola humeante : los investigadores encontraron menos atenuación en la luz infrarroja de la estrella que en su luz ultravioleta . Cualquier objeto más grande que las partículas de polvo atenuaría todas las longitudes de onda de la luz por igual al pasar frente a la estrella de Tabby.
- NASA , 4 de octubre de 2017 [6] [7] [8]
Meng y col. (2017) sugirieron que, según los datos de observación de la estrella de Tabby de la misión Swift Gamma-Ray Burst , el telescopio espacial Spitzer y el observatorio belga AstroLAB IRIS , solo las "pantallas microscópicas de polvo fino", que se originan a partir de "material circunestelar", pueden para dispersar la luz de las estrellas en la forma detectada en sus mediciones. [6] [7] [8] [59] Con base en estos estudios, el 4 de octubre de 2017, la NASA informó que los eventos de atenuación inusuales de la estrella de Tabby se deben a un "anillo desigual de polvo " que orbita la estrella. [6] Aunque la explicación de una cantidad significativa de partículas pequeñas que orbitan alrededor de la estrella se refiere al "desvanecimiento a largo plazo" como señaló Meng, [7] la explicación también parece consistente con los desvanecimientos de una semana encontrados por el astrónomo aficionado Bruce L. Gary y el equipo Tabby, coordinado por la astrónoma Tabetha S. Boyajian , en eventos de atenuación más recientes . [9] [10] [60] [61] [62] Una explicación relacionada, pero más sofisticada, de los eventos de atenuación, que involucra una " enana marrón " en tránsito en una órbita excéntrica de 1600 días cerca de la estrella de Tabby, una "característica de caída" en penumbra e intervalos previstos de "brillo", se ha propuesto. [63] [64] [65] [66] Los eventos de atenuación y brillo de Tabby's Star continúan siendo monitoreados; Las curvas de luz relacionadas se actualizan y publican con frecuencia. [67] [68]
No obstante, se encontraron datos similares a los observados para la estrella de Tabby, junto con datos de respaldo del Observatorio de rayos X Chandra , con restos de polvo en órbita alrededor de WD 1145 + 017 , una enana blanca que también tiene fluctuaciones inusuales en la curva de luz. [69] Además, se ha encontrado que la estrella altamente variable RZ Piscium , que se ilumina y atenúa erráticamente, emite radiación infrarroja excesiva , lo que sugiere que la estrella está rodeada de grandes cantidades de gas y polvo, posiblemente como resultado de la destrucción de planetas locales . [70] [71]
Una nube de cometas en desintegración.
Una explicación propuesta para la reducción de la luz es que se debe a una nube de cometas en desintegración que orbitan la estrella de forma elíptica. [1] [13] [15] [72] Este escenario supondría que un sistema planetario alrededor de la estrella de Tabby tiene algo similar a la nube de Oort y que la gravedad de una estrella cercana provocó que los cometas de dicha nube cayeran más cerca del sistema, por lo que obstruyendo los espectros de Tabby's Star. La evidencia que apoya esta hipótesis incluye una enana roja tipo M dentro de 132 mil millones de kilómetros (885 UA ) de la estrella de Tabby. [1] Se ha puesto en duda la idea de que los cometas perturbados de tal nube puedan existir en cantidades lo suficientemente altas como para oscurecer el 22% de la luminosidad observada de la estrella. [dieciséis]
Las observaciones de longitud de onda submilimétrica en busca de polvo frío más alejado en un cinturón de asteroides similar al Cinturón de Kuiper del Sol sugieren que es poco probable que exista una explicación distante de una interrupción planetaria "catastrófica"; La posibilidad de que un cinturón de asteroides interrumpido esparza cometas hacia el interior del sistema aún está por determinarse. [73]
Estrella más joven con material coalescente a su alrededor.
El astrónomo Jason T. Wright y otros que han estudiado la estrella de Tabby han sugerido que si la estrella es más joven de lo que sugeriría su posición y velocidad, es posible que todavía tenga material coalescente a su alrededor. [30] [33] [74]
Un estudio espectroscópico de 0.8–4.2 micrómetros del sistema utilizando la Instalación del Telescopio Infrarrojo de la NASA (NASA IRTF) no encontró evidencia de material coalescente dentro de unas pocas unidades astronómicas de la estrella central madura. [13] [18]
Campo de escombros planetarios
También se han realizado observaciones de imagen y espectroscopia de alta resolución , así como análisis de distribución de energía espectral utilizando el telescopio óptico nórdico en España. [1] [55] Un escenario de colisión masiva crearía polvo cálido que brillaría en longitudes de onda infrarrojas , pero no se observa un exceso de energía infrarroja, lo que descarta los escombros masivos de colisión planetaria. [16] Otros investigadores piensan que la explicación del campo de escombros planetarios es poco probable, dada la muy baja probabilidad de que Kepler sea testigo de tal evento debido a la rareza de colisiones de tal tamaño. [1]
Al igual que con la posibilidad de material coalescente alrededor de la estrella, los estudios espectroscópicos utilizando el IRTF de la NASA no encontraron evidencia de polvo cercano caliente o materia circunestelar de un planeta en evaporación o explosión dentro de unas pocas unidades astronómicas de la estrella central. [13] [18] De manera similar, un estudio de datos infrarrojos pasados del Telescopio Espacial Spitzer de la NASA y el Explorador de Encuestas Infrarrojas de Campo Amplio no encontró evidencia de un exceso de emisión infrarroja de la estrella, lo que habría sido un indicador de granos de polvo cálidos que podría provenir de colisiones catastróficas de meteoros o planetas en el sistema. Esta ausencia de emisión apoya la hipótesis de que un enjambre de cometas fríos en una órbita inusualmente excéntrica podría ser responsable de la curva de luz única de la estrella, pero se necesitan más estudios. [13] [5]
Consumo de un planeta
En diciembre de 2016, un equipo de investigadores propuso que la estrella de Tabby se tragó un planeta, provocando un aumento temporal y no observado del brillo debido a la liberación de energía gravitacional. Cuando el planeta cayó en su estrella, podría haber sido destrozado o sus lunas despojadas, dejando nubes de escombros en órbita alrededor de la estrella en órbitas excéntricas. Los escombros planetarios aún en órbita alrededor de la estrella explicarían entonces las caídas de intensidad observadas. [75] Además, los investigadores sugieren que el planeta consumido podría haber causado que la estrella aumentara su brillo hasta hace 10,000 años, y su flujo estelar ahora está regresando al estado normal. [75] [76]
Gran planeta con anillos oscilantes.
Sucerquia et al. (2017) sugirió que un planeta grande con anillos oscilantes puede ayudar a explicar las inusuales atenuaciones asociadas con la estrella de Tabby. [77] [78]
Gran planeta anillado seguido de enjambres de troyanos
Ballesteros et al. (2017) propusieron un gran planeta anillado seguido por un enjambre de asteroides troyanos en su punto lagrangiano L5 , y estimaron una órbita que predice otro evento a principios de 2021 debido a los troyanos líderes seguido de otro tránsito del hipotético planeta en 2023. [ 79] El modelo sugiere un planeta con un radio de 4,7 radios de Júpiter , grande para un planeta (a menos que sea muy joven). Una enana roja temprana de aproximadamente 0.5 R ☉ se vería fácilmente en infrarrojos . Las observaciones de velocidad radial actuales disponibles (cuatro corridas a σ v ≈ 400 m / s) difícilmente restringen el modelo, pero las nuevas mediciones de velocidad radial reducirían en gran medida la incertidumbre. El modelo predice un evento discreto y de corta duración para el episodio de atenuación de mayo de 2017, correspondiente al eclipse secundario del planeta que pasa detrás de KIC 8246852, con una disminución de aproximadamente un 3% en el flujo estelar con un tiempo de tránsito de aproximadamente 2 días. Si esta es la causa del evento de mayo de 2017, el período orbital del planeta se estima con mayor precisión en 12,41 años con un eje semi-mayor de 5,9 AU. [79] [80]
Variaciones intrínsecas de luminosidad
El enrojecimiento observado durante los eventos de atenuación profunda de la estrella de Tabby es consistente con el enfriamiento de su fotosfera. [81] No requiere oscurecimiento por polvo. Dicho enfriamiento podría producirse por una menor eficiencia del transporte de calor causada, por ejemplo, por una menor efectividad de la convección debido a la fuerte rotación diferencial de la estrella, o por cambios en sus modos de transporte de calor si está cerca de la transición entre el transporte de calor radiativo y convectivo. El flujo de calor "faltante" se almacena como un pequeño aumento de energía interna y potencial. [12]
La posible ubicación de esta estrella F temprana cerca del límite entre el transporte radiativo y convectivo parece estar respaldada por el hallazgo de que las variaciones de brillo observadas en la estrella parecen ajustarse a las "estadísticas de avalanchas" que se sabe que ocurren en un sistema cercano a una transición de fase . [82] [83] Las "estadísticas de avalanchas" con un espectro auto-similar o de ley de potencia son una propiedad universal de los sistemas dinámicos complejos que operan cerca de una transición de fase o un punto de bifurcación entre dos tipos diferentes de comportamiento dinámico. A menudo se observa que estos sistemas cercanos a los críticos exhiben un comportamiento intermedio entre el "orden" y el "caos" . Otras tres estrellas en el Catálogo de entrada de Kepler también exhiben "estadísticas de avalanchas" similares en sus variaciones de brillo, y se sabe que las tres son magnéticamente activas . Se ha conjeturado que el magnetismo estelar puede estar involucrado en Tabby's Star. [83]
Una megaestructura artificial
Algunos astrónomos han especulado que los objetos que eclipsan la estrella de Tabby podrían ser partes de una megaestructura hecha por una civilización alienígena , como un enjambre de Dyson , [17] [30] [57] [72] una estructura hipotética alrededor de la cual una civilización avanzada podría construir una estrella para interceptar parte de su luz para sus necesidades energéticas. [84] [85] [86] Según Steinn Sigurðsson, la hipótesis de la megaestructura es inverosímil y desfavorecida por la navaja de Occam y no explica suficientemente el oscurecimiento. Sin embargo, dice que sigue siendo un tema válido para la investigación científica porque es una hipótesis falsable . [82] Debido a la amplia cobertura mediática sobre este asunto, Steve Howell de Kepler ha comparado la estrella de Tabby con KIC 4150611 , [87] otra estrella con una curva de luz extraña que, después de años de investigación, demostró ser parte de un Sistema de cinco estrellas. [88] La probabilidad de que la inteligencia extraterrestre sea la causa del oscurecimiento es muy baja; [62] sin embargo, la estrella sigue siendo un objetivo SETI sobresaliente porque las explicaciones naturales aún tienen que explicar completamente el fenómeno de atenuación. [30] [57] Los últimos resultados han descartado explicaciones que involucren solo objetos opacos como estrellas, planetas, enjambres de asteroides o megaestructuras alienígenas. [89]
Exolunas
Dos artículos publicados en el verano de 2019 ofrecían escenarios científicos plausibles que implicaban que grandes lunas fueran despojadas de sus planetas. Se realizaron simulaciones numéricas de la migración de planetas gigantes gaseosos y sus grandes lunas gaseosas durante los primeros cientos de millones de años después de la formación del sistema planetario. En aproximadamente el 50% de los casos, los resultados producen un escenario en el que la luna se libera de su planeta padre y su órbita evoluciona para producir una curva de luz similar a la de la estrella de Tabby. [23] [24] [90] [91]
Estudios de seguimiento
A partir de 2015[actualizar], numerosos telescopios ópticos estaban monitoreando la estrella de Tabby en anticipación de otro evento de atenuación de varios días, con observaciones de seguimiento planificadas de un evento de atenuación utilizando grandes telescopios equipados con espectrógrafos para determinar si la masa eclipsante es un objeto sólido, o está compuesta de polvo o gas. [92] Observaciones de seguimiento adicionales pueden involucrar el Telescopio Green Bank basado en tierra , el Radiotelescopio Very Large Array , [55] [93] y futuros telescopios orbitales dedicados a la exoplanetología como WFIRST , TESS y PLATO . [57] [86]
En 2016, Tabetha Boyajian, autora principal del estudio inicial sobre la curva de luz anómala de la estrella, dirigió una campaña de recaudación de fondos en Kickstarter . El proyecto propuso utilizar la Red del Telescopio Global del Observatorio Las Cumbres para el monitoreo continuo de la estrella. La campaña recaudó más de US $ 100.000 , suficiente para un año de uso del telescopio. [94] [ necesita actualización ] Además, a partir de 2016, más de cincuenta astrónomos aficionados que trabajaban bajo los auspicios de la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables estaban proporcionando una cobertura total efectiva desde la alerta de AAVSO sobre la estrella en octubre de 2015, [95] a saber, un registro fotométrico casi continuo. [96] En un estudio publicado en enero de 2018, Boyajian et al. informó que lo que sea que esté bloqueando la estrella de Tabby filtra diferentes longitudes de onda de luz de manera diferente, por lo que no puede ser un objeto opaco. Concluyeron que lo más probable es que sea polvo espacial . [9] [10] [11]
En diciembre de 2018, se llevó a cabo una búsqueda de emisiones de luz láser de Tabby's Star utilizando el Buscador Automatizado de Planetas (APF), que es lo suficientemente sensible como para detectar un láser de 24 MW a esta distancia. Aunque se identificaron varios candidatos, un análisis más detallado mostró que provienen de la Tierra y no de la estrella. [97]
Resultados SETI
En octubre de 2015, el Instituto SETI utilizó el Allen Telescope Array para buscar emisiones de radio de una posible vida extraterrestre inteligente en las cercanías de la estrella. [98] [99] Después de una encuesta inicial de dos semanas, el Instituto SETI informó que no encontró evidencia de señales de radio relacionadas con la tecnología del sistema estelar. [100] [101] [102] No se encontraron señales de radio de banda estrecha a un nivel de 180-300 Jy en un canal de 1 Hz , o señales de banda media por encima de 10 Jy en un canal de 100 kHz. [101]
En 2016, el observatorio de rayos gamma VERITAS se utilizó para buscar transitorios ópticos ultrarrápidos de objetos astronómicos, y los astrónomos desarrollaron un método eficiente sensible a pulsos de nanosegundos con flujos tan bajos como aproximadamente un fotón por metro cuadrado. Esta técnica se aplicó en observaciones de archivo de Tabby's Star de 2009 a 2015, pero no se detectaron emisiones. [103] [104]
En mayo de 2017, se informó una búsqueda relacionada, basada en las emisiones de luz láser , sin que se encontraran pruebas de señales relacionadas con la tecnología de Tabby's Star. [105] [106]
En septiembre de 2017, se crearon algunas unidades de trabajo SETI @ Home basadas en una encuesta de RF anterior de la región alrededor de esta estrella. [107] Esto se combinó con la duplicación del tamaño de las unidades de trabajo SETI @ Home, por lo que las unidades de trabajo relacionadas con esta región probablemente serán las primeras en tener menos problemas con el ruido de cuantificación.
EPIC 204278916
Se ha observado una estrella llamada EPIC 204278916 , así como algunos otros objetos estelares jóvenes [ ¿cuándo? ] para exhibir caídas con algunas similitudes con las observadas en Tabby's Star. Sin embargo, difieren en varios aspectos. EPIC 204278916 muestra caídas mucho más profundas que la estrella de Tabby, y se agrupan en un período más corto, mientras que las caídas en la estrella de Tabby se extienden a lo largo de varios años. Además, EPIC 204278916 está rodeada por un disco proto-estelar , mientras que la estrella de Tabby parece ser una estrella de tipo F normal que no muestra evidencia de un disco. [20]
2017 fluctuaciones de luz
El 20 de mayo de 2017, Boyajian y sus colegas informaron, a través del Telegram del astrónomo , sobre un evento de atenuación en curso (llamado "Elsie" [10] [114] ) que posiblemente comenzó el 14 de mayo de 2017. [115] Fue detectado por Las Cumbres Observatory Global Telescope Network , específicamente por su telescopio en Maui (LCO Maui). Esto fue verificado por el Observatorio Fairborn (parte del Consorcio N2K ) en el sur de Arizona (y más tarde por LCO Canary Islands). [116] [117] [118] Se solicitaron con urgencia más espectroscopía y fotometría óptica e infrarroja, dada la corta duración de estos eventos, que pueden medirse en días o semanas. [115] Se coordinaron las observaciones de múltiples observadores a nivel mundial, incluida la polarimetría . [119] Además, los proyectos independientes SETI Breakthrough Listen y Near-InfraRed Optical SETI (NIROSETI), ambos en el Observatorio Lick , continúan monitoreando la estrella. [115] [120] [121] [122] Al final del evento de atenuación de tres días, [123] una docena de observatorios habían tomado espectros, y algunos astrónomos abandonaron sus propios proyectos para proporcionar tiempo y recursos al telescopio. De manera más general, se describió que la comunidad astronómica se había vuelto "ligeramente plácida" por la oportunidad de recopilar datos en tiempo real sobre la estrella única. [124] El evento de caída del 2% se denominó "Elsie" (un homófono de "LC", en referencia a Las Cumbres y la curva de luz). [125]
Los espectros iniciales con FRODOSpec en el Telescopio Liverpool de dos metros no mostraron cambios visibles entre un espectro de referencia y esta caída. [120] [121] [122] Varios observatorios, sin embargo, incluidos los telescopios gemelos Keck ( HIRES ) y numerosos observatorios de ciencia ciudadana, adquirieron espectros de la estrella, [115] [121] [122] mostrando una caída de atenuación que tenía un forma compleja, e inicialmente tenía un patrón similar al de 759,75 días desde el evento de Kepler 2, datos de época 2. Se realizaron observaciones a lo largo del espectro electromagnético .
La evidencia de un segundo evento de atenuación (llamado "Celeste" [114] ) fue observada del 13 al 14 de junio de 2017, que posiblemente comenzó el 11 de junio, por el astrónomo aficionado Bruce L. Gary. [126] Si bien la curva de luz del 14 al 15 de junio indicó una posible recuperación del evento de atenuación, la atenuación continuó aumentando después, [126] y el 16 de junio, Boyajian escribió que el evento se acercaba a una caída del 2% en el brillo. [10] [127]
Un tercer evento prominente de atenuación del 1% (llamado "Skara Brae" [114] ) se detectó a partir del 2 de agosto de 2017 [128] [129] y se recuperó el 17 de agosto. [10] [130]
Un cuarto evento de atenuación prominente (llamado "Angkor" [114] ) comenzó el 5 de septiembre de 2017 [131] y, al 16 de septiembre de 2017, se encuentra entre el 2,3% [109] y el 3% [110] evento de atenuación, lo que lo convierte en el evento de atenuación " inmersión más profunda de este año ". [10] [132]
Otro evento de atenuación, que ascendió a una caída del 0,3%, comenzó alrededor del 21 de septiembre de 2017 y se recuperó por completo el 4 de octubre de 2017. [60]
El 10 de octubre de 2017, Bruce L. Gary del Observatorio Hereford Arizona [63] y Boyajian notaron un aumento de brillo, que duró aproximadamente dos semanas, de la luz de las estrellas de KIC 8462852 . [133] Una posible explicación, que involucra a una enana marrón en tránsito en una órbita excéntrica de 1.600 días cerca de KIC 8462852, una "característica de caída" en la penumbra y los intervalos previstos de brillo, para dar cuenta de los inusuales eventos de luz estelar fluctuante de KIC 8462852, ha sido propuesto. [63] [64] [65]
Aproximadamente el 20 de noviembre de 2017, comenzó un quinto evento de atenuación prominente que se había profundizado hasta una profundidad del 0,44%; A partir del 16 de diciembre de 2017, el evento se recuperó, se estabilizó en el fondo de la caída durante 11 días, se desvaneció nuevamente, a una profundidad de atenuación total actual de 1.25%, y ahora se está recuperando nuevamente. [63] [111]
Los eventos de oscurecimiento y brillo de la estrella continúan siendo monitoreados; Las curvas de luz relacionadas se actualizan y publican con frecuencia. [67] [134]
2018 fluctuaciones de luz
La estrella estuvo demasiado cerca de la posición del Sol en el cielo desde finales de diciembre de 2017 hasta mediados de febrero de 2018 para ser vista. Las observaciones se reanudaron a finales de febrero. [67] [135] Una nueva serie de caídas comenzó el 16 de marzo de 2018. Para el 18 de marzo de 2018, la estrella había bajado más del 1% en la banda g, según Bruce L. Gary , [67] y alrededor del 5% en r-band, lo que la convierte en la inmersión más profunda observada desde la Misión Kepler en 2013, según Tabetha S. Boyajian . [112] [136] [137] Una segunda caída aún más profunda con una profundidad del 5% + comenzó el 24 de marzo de 2018, según lo confirmado por el observador de AAVSO , John Hall. [138] [139] A 27 de marzo de 2018, esa segunda caída se está recuperando. [140]
2019 fluctuaciones de luz
No se han observado caídas significativas desde marzo de 2018, pero el seguimiento continúa. La temporada de observación de 2019 comenzó a mediados de marzo, cuando la estrella reapareció después de su conjunción anual con el Sol. [141]
Las observaciones con el satélite de estudio de exoplanetas en tránsito (TESS) están programadas para algunos períodos del 18 de julio al 11 de septiembre de 2019. Durante ese tiempo, el brillo de la estrella se medirá con gran precisión una vez cada 2 minutos. A partir del 19 de julio de 2019, está en marcha una campaña de observación que incluye tanto a TESS como a observadores terrestres. [142] [143]
Del 3 al 4 de septiembre de 2019, el brillo de la estrella volvió a bajar un 1,4%, como lo vio la nave espacial TESS. [144]
Entre octubre de 2019 y diciembre de 2019, se observaron al menos siete caídas separadas, la más profunda de las cuales tuvo una profundidad del 2%. Al final de la temporada de observación a principios de enero de 2020, la estrella había recuperado nuevamente su brillo. La profundidad combinada total de las caídas en 2019 fue del 11%, comparable a la observada en 2011 y 2013, pero distribuida en un intervalo de tiempo prolongado. [145] Este grupo de caídas se centra aproximadamente en la fecha del 17 de octubre de 2019 predicha por Sacco et al. [53] para una reaparición, dado un período de 1574 días, de material en órbita que comprende la inmersión "D800" original.
Galería de curvas de luz
Parcela consolidada de atenuaciones importantes (> = 1%) (3 de abril de 2021)
Todos los datos de la curva de luz: diciembre de 2009 a mayo de 2013, días de escaneo 0066 a 1587 ( Kepler )
5 de marzo de 2011 - día 792
15% de caída máxima ( Kepler )28 de febrero de 2013 - día 1519
22% de caída máxima ( Kepler )17 de abril de 2013 - día 1568
caída máxima del 8% ( Kepler )Curva luminosa de un año: hasta el 4 de mayo de 2018 ( HAO ) [60] [111] [113]
Curva de luz entre el 10 de octubre de 2019 y el 11 de enero de 2020 (HAO) [145]
Ver también
- Planeta perturbado
- Lista de estrellas que se atenúan extrañamente
- Estrellas con nombres de personas
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Nota: Las profundidades (y formas) de inmersión de las bandas g′ y r′ pueden diferir, siendo la banda g más sensible a la dispersión de la nube de polvo debido a su longitud de onda más corta (0,47 frente a 0,62 micrones). Para una distribución de tamaño de partícula razonable (por ejemplo, Hanson, 0,2 micrones), la relación de la sección transversal de extinción produciría una profundidad en la banda r′ que es de 0,57 × la profundidad en la banda g′. Si la profundidad de la banda g′ es 0.3%, por ejemplo, la profundidad en la banda r′ podría ser 0.17%. Las mediciones del "Equipo Tabby" ( Fig. 3 ) en la banda r′ son compatibles con esa pequeña profundidad de inmersión. Por cierto, ninguna de estas formas se asemeja a los tránsitos de la cola de un exo-cometa (como lo describe Rappaport, S .; et al. (31 de octubre de 2019). "Exocometas en tránsito probables detectados por Kepler" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 474 (2): 1453–1468. arXiv : 1708.06069 . Código bibliográfico : 2018MNRAS.474.1453R . doi : 10.1093 / mnras / stx2735 . PMC 5943639 . PMID 29755143 .); ¡así que el misterio de lo que está produciendo estas caídas en la escala de tiempo de una semana continúa! En realidad, se sabe que las formas ovaladas largas producen caídas en forma de V (piense en anillos con una alta inclinación). - BG
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enlaces externos
- Where's The Flux , página de inicio del proyecto de observación Tabby's Star
- Tabby's Star en WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Hydrogen α , X-Ray , Astrophoto , Sky Map , artículos e imágenes
Bases de datos
- Estrella de Tabby en MAST
- Tabby's Star en SIMBAD
Medios de comunicación
- "La estrella más misteriosa del universo" en YouTube , una charla TED de Tabetha S. Boyajian
- Spectra (6400-6700 Å) del 20 de mayo de 2017 , por FRODOSpec / Liverpool Telescope
- Spectra (8400-8700 Å) del 20 de mayo de 2017 , por FRODOSpec / Liverpool Telescope
- Spectra (3926-3994 Å) del 21 de mayo de 2017 , por el Observatorio Keck
- Video (13:46) - "Tabby's Star" en YouTube , una presentación de Tabetha S. Boyajian (2016)
- Video (31:00) - "Tabby's Star" en YouTube , una presentación de Issac Arthur (2016)
- Video (01:00) - RZ Piscium en YouTube , estrella con inusuales fluctuaciones de luz (2017)
Coordenadas : 20 h 06 m 15,457 s , + 44 ° 27 ′ 24,61 ″