(Redirigido desde V766 Centauri )
  | |
| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Centauro |
| UNA | |
| Ascensión recta | 13 h 47 m 10.875 s [1] |
| Declinación | −62 ° 35 ′ 23.06 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 6.1 - 7.5 [2] |
| segundo | |
| Ascensión recta | 13 h 47 m 10.224 s [1] |
| Declinación | −62 ° 35 ′ 17.40 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 9,83 [1] |
| Caracteristicas | |
| UNA | |
| Tipo espectral | K0 0-Ia [3] |
| Índice de color B − V | +2.499 [1] |
| Variable type | EB + SDOR?[4] |
| B | |
| Spectral type | B0 Ibp[5] |
| B−V color index | +0.39[1] |
| Astrometry | |
| Radial velocity (Rv) | −38.20[6] km/s |
| Proper motion (μ) | RA: −5.649[7] mas/yr Dec.: −1.483[7] mas/yr |
| Parallax (π) | 0.3658 ± 0.1239[7] mas |
| Distance | 11,700 ly (3,600[2] pc) |
| Absolute magnitude (MV) | −9.2[8] + −5.8[9] |
| Orbit[2] | |
| Primary | Aa |
| Companion | Ab |
| Period (P) | 1,304 ± 6 days |
| Semi-major axis (a) | 2,028–2,195 R☉ |
| Eccentricity (e) | 0 |
| Inclination (i) | >60° |
| Details | |
| Aa | |
| Mass | 27 - 36[10][11] M☉ |
| Radius | 1,315 ± 260[2], 1,575 ± 400[11] R☉ |
| Luminosity | 630,000+60,000 −55,000[10] L☉ |
| Surface gravity (log g) | −0.5 ± 0.6[10] cgs |
| Temperature | 4,287 ± 760[10] (3,855 - 4,850)[12] K |
| Ab | |
| Mass | 5+15 −3[11] M☉ |
| Radius | 312 - 401,[2] 650 ± 150[11] R☉ |
| Temperature | 4,800 - 5,200[2] K |
| Age | 3.5[13] Myr |
| B | |
| Luminosity | 316,000[12] L☉ |
| Surface gravity (log g) | 3.0 - 3.5[5] cgs |
| Temperature | 26,000[5] K |
| Age | 4[13] Myr |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
HR 5171 , también conocido como V766 Centauri , es un sistema estelar triple en la constelación Centaurus , a unos 12,000 años luz de la Tierra. Es una supergigante roja o una hipergigante amarilla supergigante post-roja reciente , y una de las estrellas más grandes conocidas . Su diámetro es incierto, pero es probable que sea alrededor de 1300 o 1500 veces el del Sol. Es un binario de contacto , que comparte una envoltura común de material con una estrella amarilla más pequeña, las dos orbitando entre sí cada 1.304 ± 6 días.
Sistema [ editar ]
El sistema HR 5171 contiene al menos tres estrellas. El A primario es un binario 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 en órbita en 1,304 días. El compañero ha sido detectado directamente por interferometría óptica, y es aproximadamente un tercio del tamaño del hipergigante primario. Las dos estrellas están en la fase de envoltura común donde el material que rodea a ambas estrellas gira sincrónicamente con las estrellas mismas.
El componente B, a 9.4 "de distancia, es una supergigante B0. Es una estrella masiva altamente luminosa en sí misma pero visualmente 3 magnitudes más débiles que la hipergigante amarilla. A 3.6 kpc, esta es una separación proyectada de 35,000 UA aunque la separación real podría ser mayor . [2]
Historia observacional [ editar ]
HR 5171 fue nombrado por su inclusión en el Harvard Revised Catalog, publicado más tarde como Bright Star Catalog . Era la entrada n. ° 5171, que figuraba en la magnitud 6.23 y el tipo espectral K. [14] HR 5171 fue catalogada como una estrella doble en 1927. [15]
En 1956, el HR 5171 se registró en magnitud 6.4, tipo espectral G5p, y se enrojeció profundamente. [16] En 1966 Corben lo registró como magnitud 6.51 y tipo espectral G5p, y lo notó como variable. Un catálogo de 1969 registra una magnitud visual de 5.85 y un tipo espectral de A7V, presumiblemente un caso de identidad equivocada. [17] 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. [9] En 1979 se confirmó como una de las estrellas más brillantes conocidas con una magnitud visual absoluta (M V ) de −9,2. [8]El tipo espectral G8 se ajustó más tarde a K0 0-Ia en el sistema MK revisado, cumpliendo los criterios de supergigantes altamente luminosos. [18]
En 1973, el HR 5171 fue reconocido formalmente como estrella variable V766 Centauri, basado en el catálogo de Corben de 1966. [19] En ese momento se consideraba una "variable S Doradus genial", una clase que incluye estrellas como Rho Cassiopeiae que ahora se conocen como hipergigantes amarillas. Estas variables generalmente se clasifican como semi-regulares (SRd) debido a variaciones que a veces están bien definidas, otras veces casi constantes, y pueden mostrar desvanecimientos impredecibles. Un estudio detallado mostró variabilidad tanto en el brillo como en el tipo espectral con posibles períodos que se desarrollan desde 430 días hasta 494 días. La temperatura de la superficie se calculó para variar de casi 5,000 K a menos de 4,000 K. [12]
En un artículo de 2014, las observaciones de VLTI determinaron directamente un tamaño inesperadamente grande para HR 5171 y revelaron que es un binario de contacto . También se ha captado directamente una imagen de un caparazón de material alrededor de la estrella. [2] En 2016, las observaciones de VLTI mostraron un radio aún mayor y una temperatura inesperadamente fría para un hipergigante K0. [10] La interferometría adicional tomó imágenes de la estrella secundaria en tránsito por la primaria. [11]
Distancia [ editar ]
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 de HR 5171. Las estrellas y la nebulosidad muestran movimientos espaciales similares que los colocarían en el brazo espiral Centaurus a unos 4 kpc de distancia. Aparentemente es parte de un extenso complejo de nubes moleculares entre 3.2 kpc y 5.5 kpc de nosotros. Gum 48d requeriría una o dos estrellas de clase O para ionizarse, presumiblemente una o ambas estrellas HR 5171 hace unos millones de años. Se calcula que su antigüedad es de 3,5 millones de años, una de las regiones HII más antiguas conocidas. [13]
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 3.6 kpc, [9] que sigue siendo la distancia ampliamente aceptada, aunque hay razones para pensar que podría estar más cerca. [5]
Gum 48d también está catalogado como RCW 80, aunque la designación RCW 80 a veces se usa para el remanente de supernova más distante G309.2-00.6 que se 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. [20]
Espectro [ editar ]
El espectro de HR 5171 se separa fácilmente en una estrella amarilla luminosa y una supergigante azul caliente. El tercer componente, HR 5171Ab, no está resuelto 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. [18] Muestra las características generales de una supergigante tardía G o K temprana, pero con una serie de peculiaridades. La alta luminosidad está indicada por la fuerza de la ruptura 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. [9] Un exceso 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 afilada de una fotosfera . La estrella efectivamente tiene una pseudo-fotosfera que oculta la verdadera superficie de la estrella. [2]
El compañero azul ha sido clasificado 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 su tipo. [9]
Variabilidad [ editar ]
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 distinto al mínimo secundario donde el secundario pasa por delante del 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 promedio de magnitud 0.23 durante un período desde mediados del siglo XX hasta 2013, pero dentro de esto hay décadas con relativamente poca variación y otras que son mucho más activas. Se han observado tres mínimos profundos, en 1975, 1993 y 2000, con el brillo cayendo por debajo de la 7ma 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 reciclaje 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 más fuerte 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 los 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 estrella misma. El cambio más probable es que el hipergigante se enfría y aumenta 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]
Está clasificada en el Catálogo general de estrellas variables como una posible variable S Doradus , así como una variable eclipsante. [4]
Propiedades [ editar ]
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, más de 1,000 R ☉ a la distancia aceptada de 3,6 kpc.
La primera interferometría AMBER se encontraba en un rango de longitudes de onda infrarrojas en marzo de 2012. El modelo que mejor se ajustaba era un disco uniforme bien definido con un pequeño punto brillante hacia su borde, todo rodeado por una envoltura extendida más débil. El disco uniforme, tomado como la fotosfera de la estrella más grande, tenía 3.39 mas de diámetro, correspondiente a un radio de 1,315 ± 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 Ken 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, lo que corresponde a un radio de 1,492 ± 540 R ☉ (6,94 ± 2,51 au ). [10] Las observaciones de PIONIER se realizaron en seis longitudes de onda infrarrojas diferentes durante 2016 y 2017. Síntesis de aperturase utilizó 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 era visible. Modelada como una atmósfera estelar de Rosseland rodeada por un disco uniforme extendido, se descubrió que la fotosfera tenía entre 3,3 y 4,8 mas. En general, el radio del primario se calculó en 1,575 ± 400 R 7.3 (7.32 ± 1.86 au ) y 650 ± 150 R ☉ (450,000,000 ± 100,000,000 km ) para el secundario. [11] Los radios son estadísticamente consistentes entre sí, pero más representativos de una supergigante roja extremaen lugar de un hipergigante amarillo . No está claro si esto se debe a la interacción binaria o la mala interpretación del espectro inusual y altamente enrojecido. [2]
La luminosidad se ha calculado a partir del ajuste de la distribución de energía espectral (SED) en 630,000 L ☉ , suponiendo una distancia de 3.7 kpc y 3.2 magnitudes de extinción interestelar. [8] Esto es considerablemente más luminoso de lo esperado para cualquier supergigante rojo y extremo, incluso para un hipergigante amarillo. [5] La temperatura efectiva derivada de los espectros infrarrojos coincidentes es de 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 de 4,290 ± 760 K. [10]
La secundaria HR 5171 Ab 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 12% tan luminosa como 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 su espectro no se puede distinguir. [2]
El caliente compañero HR 5171 B es un supergigante B0, 316,000 veces más luminoso que el sol. Aunque es aproximadamente la mitad de la luminosidad bolométrica de HR 5171A, tiene tres magnitudes más débiles ya que gran parte de su radiación está en el ultravioleta .
Evolución [ editar ]
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 fresca y de mayor tamaño. Dichas estrellas son demasiado masivas para producir supernovas tipo II-P en la etapa de supergigante roja y evolucionarán a temperaturas más altas, probablemente produciendo un tipo diferente de explosión de supernova. [10] Con una temperatura de 5,000 K, sería una estrella ligeramente más evolucionada, después de haber dejado la fase supergigante roja. La estrella primaria probablemente está experimentando un desbordamiento del lóbulo de la raíz del viento (WRLOF) con una parte del material que se transfiere a la secundaria. Este es un posible camino evolutivo hacia un sistema binario Wolf-Rayet de envoltura despojada . La interacción entre el par debería hacer girar la rotación primaria a síncrona , que es un posible camino hacia las variables luminosas azules de giro rápido o estrellas B [e] .
No hay comentarios:
Publicar un comentario