HR 5171 , también conocido como V766 Centauri , es un sistema de estrellas triples en la constelación Centaurus , ya sea a 5.000 o 12.000 años luz de la Tierra. Se dice que contiene una supergigante roja extrema (RSG) o una supergigante amarilla (YHG) reciente posterior a la supergigante roja (Post-RSG ), las cuales sugieren que es una de las estrellas más grandes conocidas . El diámetro de la estrella es incierto, pero es probable que sea entre 1.100 y 1.600 veces mayor que el del Sol. Es un binario de contacto, compartiendo una envoltura común de material con una supergigante amarilla más pequeña y una estrella secundaria, las dos orbitando entre sí cada 1.304 ± 6 días. También se dice que hay una tercera estrella orbitando el contacto binario más lejos en el sistema.
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 | |
---|---|
Constelación | Centauro |
A | |
Ascensión recta | 13 h 47 m 10,875 s [1] |
Declinación | −62 ° 35 ′ 23,06 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 6,1 - 7,5 [2] |
B | |
Ascensión recta | 13 h 47 m 10.224 s [1] |
Declinación | −62 ° 35 ′ 17,40 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 9,83 [1] |
Caracteristicas | |
A | |
Tipo espectral | K0 0-Ia [3] |
Índice de color B − V | +2.499 [1] |
Tipo variable | EB + SDOR? [4] |
B | |
Tipo espectral | B0 Ibp [5] |
Índice de color B − V | +0,39 [1] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | −38,20 [6] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | RA: −5,649 [7] mas / año Diciembre: −1,483 [7] mas / año |
Paralaje (π) | 0.3658 ± 0.1239 [7] mas |
Distancia | 4.900 - 11.700 ly (1.500 [8] - 3.600 [2] pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | −9,2 [9] + −5,8 [10] |
Órbita [2] | |
Primario | Automóvil club británico |
Compañero | Ab |
Periodo (P) | 1,304 ± 6 días |
Semieje mayor (a) | 2.028 - 2.195 R ☉ |
Excentricidad (e) | 0 |
Inclinación (i) | > 60 ° |
Detalles | |
Automóvil club británico | |
Masa | 27 - 36 [11] [12] M ☉ |
Radio | 1.060 - 1.160, [8] 1.315 [2] - 1.575 [12] R ☉ |
Luminosidad | 200.000 - 251.000, [8] 630.000+60.000 −55.000[11] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | −0,5 ± 0,6 [11] cgs |
Temperatura | 4.287 ± 760 [11] (3.855 [13] - 5.012 [8] ) K |
Edad | 3,5 [14] Myr |
Ab | |
Masa | 5+15 −3[12] M ☉ |
Radio | 312 - 401, [2] 650 ± 150 [12] R ☉ |
Temperatura | 4.800 - 5.200 [2] K |
B | |
Luminosidad | 160.000 [15] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 3,0 - 3,5 [5] cgs |
Temperatura | 26 000 [5] K |
Edad | 4 [14] Myr |
Otras designaciones | |
V766 Cen, HR 5171, HD 119796, HIP 67261, SAO 252448, CD −61 ° 3988, WDS J13472-6235, AAVSO 1340-62 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Sistema
El sistema HR 5171 contiene al menos tres estrellas. La A primaria es 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 1.304 días. El compañero ha sido detectado directamente por interferometría óptica y tiene aproximadamente un tercio del tamaño del primario hipergigante . Las dos estrellas se encuentran en la fase de envoltura común donde el material que rodea a ambas estrellas gira sincrónicamente con las propias estrellas.
El componente B, ubicado a 9.4 segundos de arco del primario, es una supergigante azul con el tipo espectral B0. [5] 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]
Historia de la observación
HR 5171 fue nombrado por su inclusión en el catálogo Harvard Revised , posteriormente publicado como Bright Star Catalog . Era la entrada 5171th en el catálogo, que aparece con una magnitud visual de 6,23 y de tipo K tipo espectral . [16] HR 5171 fue catalogado como estrella doble en 1927. [17]
En 1956, HR 5171 se registró en magnitud 6.4, tipo espectral G5p, y profundamente enrojecido. [18] En 1966 Corben lo registró como magnitud 6.51 y tipo espectral G5p, y lo señaló como variable. Un catálogo de 1969 registra una magnitud visual de 5,85 y un tipo espectral de A7V, presumiblemente un caso de identidad errónea. [19] En 1971, HR 5171 A fue identificado como un hipergigante G8, enrojecido por más de tres magnitudes de extinción interestelar y también por la mitad de la magnitud de extinción del material circunestelar. [10] En 1979 se confirmó como una de las estrellas más brillantes conocidas con una magnitud visual absoluta (M V ) de -9,2. [9] El tipo espectral G8 se ajustó más tarde a K0 0-Ia en el sistema MK revisado, cumpliendo los criterios de supergigantes altamente luminosos. [20]
En 1973, HR 5171 fue formalmente reconocida como estrella variable V766 Centauri, según el catálogo de Corben de 1966. [21] En ese momento se consideró una "variable S Doradus genial", una clase que incluía estrellas como Rho Cassiopeiae que ahora se conocen como las hipergigantes amarillas. Estas variables generalmente se clasifican como semi-regulares (SRd) debido a variaciones que a veces están bien definidas, en otras ocasiones casi constantes y pueden mostrar un desvanecimiento impredecible. Un estudio detallado mostró variabilidad tanto en el brillo como en el tipo espectral con períodos posibles que se desarrollan desde 430 días a 494 días. Se calculó que la temperatura de la superficie varía de casi 5000 K a menos de 4000 K. [13]
En un artículo de 2014, las observaciones del VLTI determinaron directamente un tamaño inesperadamente grande para HR 5171 y revelaron que es un binario de contacto . También se ha obtenido una imagen directa de una capa 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. [11] La interferometría adicional tomó imágenes de la estrella secundaria en tránsito por la primaria. [12]
Distancia
HR 5171 aparece cerca del centro de la HII Region Gum 48d, un anillo de material ionizado muy probablemente por una o ambas estrellas visibles HR 5171. Las estrellas y la nebulosidad muestran movimientos espaciales similares que los colocarían en el brazo espiral del Centauro a unos 4.000 parsecs (4 kpc) de la Tierra. Aparentemente, es parte de un extenso complejo de nubes moleculares con una distancia de entre 3,2 kpc y 5,5 kpc de la Tierra. Goma 48d requeriría una o dos estrellas de tipo O que se ioniza , presumiblemente uno o ambos de la HR 5171 estrellas hace unos pocos millones de años. Se calcula que su edad es de 3,5 millones de años, una de las regiones HII más antiguas conocidas. [14]
Los primeros cálculos basados en la supuesta luminosidad de HR 5171B dieron una distancia de 3,2 kpc y 3,2 magnitudes de extinción interestelar . La comparación de HR 5171A con estrellas similares en las Nubes de Magallanes implica una distancia de 3,7 kpc. Una distancia promedio basada en todos estos cálculos es de 3.6 kpc, [10] que sigue siendo la distancia ampliamente aceptada, aunque hay razones para pensar que podría estar más cerca. [5]
Gum 48d también se cataloga como RCW 80, aunque la designación RCW 80 se usa a veces para el remanente de supernova más distante G309.2-00.6 que lo superpone. [5] El cúmulo abierto NGC 5281 se encuentra a 19 'de HR 5171, proyectado contra el remanente de supernova, pero solo a unos 1.200 parsecs de la Tierra. [22]
Espectro
El espectro de HR 5171 se separa fácilmente en 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 muestran 3-4 magnitudes de enrojecimiento debido a la extinción del polvo.
La estrella amarilla se ha definido como el estándar espectral para las estrellas K0 0-Ia. [20] Muestra las características generales de una supergigante G tardía o K temprana, pero con una serie de peculiaridades. La alta luminosidad está indicada por la fuerza de la ruptura de CN de 421,5 nm y la existencia del triplete de oxígeno infrarrojo . También muestra un gran exceso de infrarrojos y una absorción de silicato excepcionalmente fuerte , ambos causados por una capa de polvo condensada del material expulsado de la estrella. [10] Un exceso de azul inusual cerca de 383,8 nm puede deberse a la luminiscencia de hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP). [5] 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 pseudo-fotosfera 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 este tipo. [10]
Variabilidad
HR 5171 muestra cambios erráticos en brillo y color . HR 5171B es aparentemente estable, y los cambios se deben a cambios físicos en la estrella hipergigante, variaciones en la envoltura y eclipses entre los dos compañeros cercanos.
Los mínimos primarios y secundarios 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 hay un fondo plano distintivo en el mínimo secundario donde el secundario pasa frente al primario. La forma de la curva de luz del eclipse sugiere que la órbita está casi al borde de la Tierra y que la secundaria es ligeramente más caliente que la primaria.
Los eclipses ocurren en un contexto de variaciones intrínsecas. Estadísticamente, el sistema tiene una magnitud media de 6,54 y variaciones medias de 0,23 de magnitud en un período comprendido entre mediados del siglo XX y 2013, pero dentro de este hay décadas con relativamente poca variación y otras mucho más activas. Se han observado tres mínimos profundos, en 1975, 1993 y 2000, con el brillo cayendo por debajo de la séptima magnitud cada vez durante aproximadamente un año. Los cambios de color en estos mínimos sugieren una transferencia de luminosidad de lo visual a lo infrarrojo , ya sea como resultado del enfriamiento o reciclado por la envoltura circundante. Siguiendo los mínimos profundos, se observan picos de brillo más pequeños. En general, la variabilidad en el brillo ha sido mucho mayor desde 2000.
Las variaciones en el brillo infrarrojo en comparación con el brillo visual corresponden bastante bien a 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, BV aumentó constantemente de alrededor de 1.8 a 2.6. Desde entonces ha sido 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 propia estrella. El cambio más probable es que la hipergigante se haya estado enfriando y aumentando de tamaño.
Las variaciones son erráticas, pero se observó una fuerte periodicidad de 657 días en la fotometría de Hipparcos de HR 5171. Las variaciones más recientes mostraron la periodicidad más fuerte alrededor de los 3.300 días, pero también mostraron otros períodos, incluido uno a los 648 días. Esta periodicidad persistente a través de todas las demás variaciones se debe a los eclipses dos veces cada 1.304 días. [2]
Se clasifica en el Catálogo General de Estrellas Variables como una posible variable S Doradus , así como una variable eclipsante. [4]
Propiedades
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 y 4,1 mas, muy por encima de 1.000 R ☉ a la distancia aceptada de 3,6 kpc.
La primera interferometría AMBER se realizó en un rango de longitudes de onda infrarrojas en marzo de 2012. El modelo de mejor ajuste fue un disco uniforme claramente definido con un pequeño punto brillante hacia su borde, todo rodeado por una envolvente extendida más tenue. El disco uniforme, considerado la fotosfera de la estrella más grande, tenía 3,39 mas de ancho, lo que corresponde a un radio de 1315 ± 260 radios solares (915 000 000 ± 181 000 000 km ; 6,12 ± 1,21 au ). El tamaño del disco más pequeño, que se supone que es la estrella secundaria, no estaba bien definido. [2] El segundo conjunto de observaciones 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 a 3,87 mas y 3,86 mas respectivamente, correspondientes a un radio de 1492 ± 540 R ☉ (6,94 ± 2,51 au ). [11] Las observaciones de PIONIER se realizaron en seis longitudes de onda infrarrojas diferentes durante 2016 y 2017. Se utilizó la 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 frente a la primaria, y en la tercera se espera que esté detrás de la primaria y no sea 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 del primario se calculó en 1.575 ± 400 R ☉ (7.32 ± 1.86 au ) y 650 ± 150 R ☉ (450.000.000 ± 100.000.000 km ) para el secundario. [12] 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 una interacción binaria o una mala interpretación del espectro inusual y muy enrojecido. [2]
La luminosidad se ha calculado a partir de un ajuste de distribución de energía espectral (SED) de 630.000 L ☉ , asumiendo una distancia de 3,7 kpc y 3,2 magnitudes de extinción interestelar. [9] Esto es considerablemente más luminoso de lo esperado para cualquier supergigante roja y extremo incluso para una hipergigante amarilla. [5] La temperatura efectiva derivada de los espectros infrarrojos coincidentes es 5.000 K, [2] mientras que la temperatura calculada a partir de un radio de 1.490 R ☉ y una luminosidad de 630.000 L ☉ es 4.290 ± 760 K. [11]
La HR 5171 Ab secundaria cercana es una estrella amarilla luminosa con un radio de aproximadamente un tercio del de la estrella primaria y una temperatura casi idéntica. Por la forma de la curva de luz del eclipse, es un 12% más luminosa que la primaria y ligeramente más caliente. Es mucho menos masivo, estimado en solo una décima parte de la masa del primario. Sus propiedades exactas solo se pueden predecir a partir de modelos, ya que apenas se resuelve de su compañero más grande y no se puede distinguir su espectro. [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 es 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 .
Evolución
La historia evolutiva de HR 5171A se complica por sus propiedades físicas inciertas e inusuales y su compañero binario. Como una sola estrella con una temperatura de 4.290 K, sus propiedades corresponden a una estrella no giratoria con una masa inicial de 32 - 40 M ☉ , o posiblemente una estrella giratoria de masa inicial de 25 M ☉ , que tiene varios millones de años y cerca de su temperatura más fría y tamaño más grande. Estas 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. [11] Con una temperatura de 5.000 K, sería una estrella ligeramente más evolucionada, habiendo abandonado la fase supergigante roja. La estrella primaria probablemente está sufriendo un desbordamiento del lóbulo roche del viento (WRLOF) y una parte del material se transfiere a la secundaria. Este es un posible camino evolutivo hacia un sistema binario Wolf-Rayet de envoltura reducida . La interacción entre la pareja debe girar la primaria a la rotación síncrona , que es un posible camino a de giro rápido variable luminosa azul o B [e] estrellas . [2]
Referencias
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enlaces externos
- VLTI revisita la hipergigante amarilla más grande jamás descubierta www.eso.org