V838 Monocerotis

V838 Monocerotis ( Nova Monocerotis 2002 ) es un sistema estelar binario espectroscópico en la constelación de Monoceros a unos 19.000 años luz (6 kpc ) del Sol . La estrella no observada anteriormente se observó a principios de 2002 experimentando un gran estallido, y fue posiblemente una de las estrellas más grandes conocidas durante un corto período después del estallido. Originalmente se creía 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.. El motivo del estallido aún es incierto, pero se han presentado varias conjeturas, incluida una erupción relacionada con procesos de muerte estelar y una fusión de una estrella o planetas binarios.

V838 Monocerotis
V838 Mon HST.jpg
V838 Monocerotis y su eco de luz captado por el telescopio espacial Hubble el 17 de diciembre de 2002
Crédito : NASA / ESA
Datos de observación Epoch J2000.0       Equinox J2000.0
Constelación Monoceros
Ascensión recta 07 h 04 m 04,85 s [1]
Declinación −03 ° 50 ′ 50,1 ″ [1]
Magnitud aparente  (V) 6,75 (2002), 15,6 [2]
Caracteristicas
Etapa evolutiva Brown-tipo L supergigante [3] [4]
Tipo espectral M7.5I -> M5.5I + B3V [4]
Tipo variable LRN [4]
Astrometria
Movimiento adecuado (μ) REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: −0,536 ± 0,229 [5]  mas / año
Dec .: −0,078 ± 0,174 [5]  mas / año
Paralaje (π)–0,0014 ± 0,1051 [5]  mas
Distancia5.900 ± 400 [6]  pieza
Detalles
Masa5–10 [7]  M ☉
Radio730 [6]  R ☉
Luminosidad15.000 [8]  L ☉
Temperatura3.342 [6] (2.000–2.200) [9]  K
Edad4 [10]  Myr
Otras designaciones
V838  Mon, Nova Monocerotis 2002, GSC 04822-00039
Referencias de la base de datos
SIMBADdatos

La erupción ocurrió en una de las dos estrellas de secuencia principal B3 en una órbita binaria cercana. La estrella en erupción se convirtió en una supergigante muy fría y por un tiempo envolvió a su compañera. Para 2009, la temperatura de la supergigante había aumentado (desde 2005) a 3.270 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 eyección continúa expandiéndose. . [8]

Efecto de luz del V838 Mon según la imagen del 30 de abril de 2002

El 6 de enero de 2002, se vio brillar una estrella desconocida en la constelación de Monoceros , el Unicornio. [1] Al ser una nueva estrella variable, fue designada V838 Monocerotis, la 838ª estrella variable de Monoceros. La curva de luz inicial se parecía a la de una nova , una erupción que se produce cuando se ha acumulado suficiente gas hidrógeno en la superficie de una enana blanca procedente de su compañera binaria cercana . Por lo tanto, también fue designado Nova Monocerotis 2002. V838 Monocerotis alcanzó una magnitud visual máxima de 6.75 el 6 de febrero de 2002, después de lo cual comenzó a atenuarse rápidamente, como se esperaba. Sin embargo, a principios de marzo, la estrella comenzó a brillar nuevamente, especialmente en longitudes de onda infrarrojas . Sin embargo, otro aumento de brillo en el infrarrojo se produjo a principios de abril. En 2003, la estrella había vuelto a estar cerca de su brillo original antes de la erupción (magnitud 15,6), pero ahora como una supergigante roja en lugar de una estrella azul de la secuencia principal . La curva de luz producida por la erupción no se parece a nada visto anteriormente. [2] En 2009 la estrella tenía unos 15.000  L ☉ , [8] 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 se iluminó a aproximadamente un millón de veces la luminosidad solar [11] y una magnitud absoluta de -9,8, [12] asegurando que en el momento del máximo V838 Monocerotis era una de las estrellas más luminosas de la Vía Láctea . El brillo fue causado por una rápida expansión de las capas externas de la estrella. La estrella fue observada usando el Interferómetro Palomar Testbed , que indicó un radio de1.570 ± 400  R ☉ (comparable al radio orbital de Júpiter ), lo que confirma los cálculos indirectos anteriores. [13] A la distancia actualmente aceptada de 6.100  pc , el diámetro angular medido a finales de 2004 (1,83 mas ) correspondía a un radio de1200 ± 150  R ☉ , pero en 2014 se había reducido a750 ± 200  R ☉ , similar a Betelgeuse . [14] La expansión tomó solo un par de meses, lo que significa que su velocidad fue anormal. Las leyes de la termodinámica dictan que los gases en expansión se enfrían. Por lo tanto, la estrella se volvió extremadamente fría y de un rojo intenso. De hecho, algunos astrónomos sostienen que el espectro de la estrella parecía a la de L-tipo enanas marrones . Si ese es el caso, V838 Monocerotis sería la primera supergigante de tipo L conocida . [3] Sin embargo, las estimaciones actuales de la distancia, y por lo tanto del radio, son aproximadamente un 25% más bajas de lo que se supone en esos documentos. [12]

Otros eventos posiblemente similares

Hay un puñado de arrebatos que se parecen a los del V838 Monocerotis. En 1988, se detectó una estrella roja en erupción en la galaxia de Andrómeda . La estrella, designada M31-RV , alcanzó la magnitud bolométrica absoluta de -9,95 como máximo (correspondiente a una luminosidad de 0,75 millones de  L ☉ ) antes de oscurecerse más allá de la detectabilidad. Una erupción similar ocurrió en 1994 en la Vía Láctea ( V4332 Sagittarii ). [15]

Ubicación de V838 Monocerotis dentro de la Vía Láctea .

Sobre la base de una interpretación incorrecta del eco de luz que generó la erupción, la distancia de la estrella se estimó por primera vez en 1.900 a 2.900 años luz. Combinado con la magnitud aparente medida a partir de fotografías previas a la erupción, se pensó que era una enana de tipo F poco luminosa , lo que planteaba un enigma considerable. [dieciséis]

Las 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 tenga una masa de 5 a 10 veces la solar ( M ☉ ). [7] Aparentemente era una estrella B1.5V con una compañera B3V, o una A0.5V con una compañera B4V. En el último caso habría tenido una luminosidad en torno a los 550  L ☉ (siendo 0,43 veces más luminosa que su compañera), y en el primer caso habría sido más luminosa (unas 1,9 veces más luminosa que su compañera). [7] [b] La estrella pudo haber tenido originalmente un radio de aproximadamente 5  R ☉ y su temperatura habría sido la de una estrella de tipo B (más de 10,000K pero menos de 30,000K [7] ). Munari y col. (2005) sugirió que la estrella progenitora era una supergigante muy masiva con una masa inicial de aproximadamente 65  M ☉ , [10] pero esto ha sido cuestionado. [7] Parece haber acuerdo en que el sistema estelar es relativamente joven. Munari y col. Concluimos que el sistema puede 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 el progenitor fuera un poco menos masivo que el compañero y apenas entrara en la secuencia principal. [dieciséis]

Basado en el paralaje fotométrico del compañero, Munari et al. calcule una distancia mayor, 36.000 años luz (10 kpc). [10]

Imágenes que muestran la expansión del eco de luz. Crédito: NASA / ESA .
"> Reproducir medios
La evolución del eco de luz alrededor de V838 Monocerotis [17]
Animación de 11 imágenes de eco de luz del V838 Mon

Se sabe que los objetos que se iluminan 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, algo de luz se refleja en las nubes. Debido al camino más largo, la luz reflejada llega más tarde, produciendo una visión de anillos de luz en expansión alrededor del objeto en erupción. Los anillos parecen viajar más rápido que la velocidad de la luz , pero en realidad no es así. [2] [18]

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 representar una capa esférica de escombros en expansión, en realidad están formadas 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 espectador.

En marzo de 2003, el tamaño del eco de luz en el cielo era el doble del diámetro angular de Júpiter y seguía creciendo. [19] 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 propia estrella. Si ese es el caso, es posible que hayan sido producidos por la estrella en erupciones anteriores, lo que descartaría varios modelos que se basan en eventos catastróficos únicos. [2] Sin embargo, existe una fuerte evidencia de que el sistema V838 Monocerotis es muy joven y aún está incrustado en la nebulosa a partir de la cual se formó. [11]

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

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

Hasta ahora se han publicado varias explicaciones bastante diferentes para la erupción de V838 Monocerotis. [20]

Arrebato atípico de nova

El estallido de V838 Monocerotis puede ser una erupción de nova después de todo, aunque muy inusual. Sin embargo, esto es muy poco probable 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 para provocar la erupción. [15]

Pulso térmico de una estrella moribunda

V838 Monocerotis puede ser una estrella de rama gigante posasintótica , al borde de su muerte. La nebulosidad iluminada por el eco de luz puede ser en realidad capas de polvo que rodean a la estrella, creadas por la estrella durante estallidos similares anteriores. El brillo puede 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 pruebas respaldan el argumento de que el polvo es interestelar en lugar de centrarse en V838 Monocerotis. Una estrella moribunda que ha perdido sus envolturas exteriores estaría apropiadamente caliente, pero la evidencia apunta a una estrella joven en su lugar. [7]

Evento termonuclear dentro de una supergigante masiva

Según algunas pruebas, V838 Monocerotis puede ser una supergigante muy masiva . También en este caso, el estallido pudo 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 asentarse como estrellas Wolf-Rayet extremadamente calientes . Esta teoría también puede explicar las aparentes capas de polvo alrededor de la estrella. V838 Monocerotis se encuentra en la dirección aproximada del anticéntrico galáctico y fuera del disco de la Vía Láctea. El nacimiento estelar es menos activo en las regiones galácticas exteriores, y no está claro cómo se puede formar una estrella tan masiva allí. Sin embargo, hay grupos muy jóvenes como Ruprecht 44 y NGC 1893 de 4 millones de años a una distancia de aproximadamente 7 y 6 kiloparsecs , respectivamente. [10]

Mergeburst

El estallido puede haber sido el resultado de un llamado mergeburst , la fusión de dos estrellas de secuencia principal (o una estrella de secuencia principal de 8  M ☉ y una estrella de secuencia pre-principal de 0,3  M ☉ ). Este modelo se ve reforzado por la aparente juventud del sistema y el hecho de que múltiples sistemas estelares pueden ser inestables. El componente menos masivo puede haber estado en una órbita muy excéntrica o desviado hacia el masivo. Las simulaciones por computadora han demostrado que el modelo de fusión es plausible. Las simulaciones también muestran que la envolvente inflada procedería casi en su totalidad del componente más pequeño. Además, el modelo de fusión explica los múltiples picos en la curva de luz observados durante el estallido. [11] De hecho, basándose en observaciones adicionales de estrellas similares a V838 Monocerotis, como V1309 Scorpii , los astrónomos creen que este es el escenario más probable. [ cita requerida ]

Evento de captura planetaria

Otra posibilidad es que V838 Monocerotis se haya tragado sus planetas gigantes . Si uno de los planetas entrara en la atmósfera de la estrella, la atmósfera estelar habría comenzado a ralentizar el planeta. A medida que el planeta penetrara más profundamente en la atmósfera, la fricción se haría más fuerte y la energía cinética se liberaría en la estrella más rápidamente. La envoltura de la estrella se calentaría lo suficiente para desencadenar la fusión del deuterio , lo que conduciría a una rápida expansión. Los picos posteriores pueden haber ocurrido cuando otros dos planetas entraron en la envoltura expandida. Los autores de este modelo calculan que cada año ocurren alrededor de 0.4 eventos de captura planetaria en estrellas similares al Sol en la galaxia Vía Láctea, mientras que para estrellas masivas como V838 Monocerotis la tasa es de aproximadamente 0.5-2.5 eventos por año. [21]

Evento de envolvente común

Ver envolvente común

  • Evolución estelar

  1. ↑ La magnitud absoluta del soles 4.83, lo que significa que su magnitud aparente sería 4.83 a 10 parsecs, y V838 Mon era 15,000 veces más luminoso que el sol asumiendo que es6.500 parsecs de distancia, por lo que la magnitud aparente de V838 Mon llega a 4.83 - 2.5 × log (15000) + 5 × log (6500/10) ≈ 8.5.
  2. ^ La referencia no da explícitamente la luminosidad en el primer caso.

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Coordenadas : Sky map 07 h 04 m 04.85 s , -03 ° 50 '50,1 "