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| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | León |
| Ascensión recta | 09 h 47 m 57.406 s [1] |
| Declinación | + 13 ° 16 ′ 43.56 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 10.96 - 14.80 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | C9,5e [3] |
| Magnitud aparente (R) | 10,96 [1] |
| Magnitud aparente (J) | 7.34 [1] |
| Magnitud aparente (H) | 4.04[1] |
| Apparent magnitude (K) | 1.19[1] |
| Variable type | Mira[2] |
| Astrometry | |
| Proper motion (μ) | RA: 35 ± 1 mas/yr Dec.: 12 ± 1[4] mas/yr |
| Parallax (π) | 10.56 ± 2.02[5] mas |
| Distance | approx. 310 ly (approx. 90 pc) |
| Details | |
| Mass | 0.7 - 0.9[4] M☉ |
| Radius | 390 - 500[6], 700[7] - 826[8] R☉ |
| Luminosity | 6,250 - 15,800[9] L☉ |
| Temperature | 2,200[4] (1,915 - 2,105)[10] K |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
IRC +10216 o CW Leonis es una estrella de carbono bien estudiada que está incrustada en una envoltura de polvo grueso. Fue descubierto por primera vez en 1969 por un grupo de astrónomos dirigido por Eric Becklin , basado en observaciones infrarrojas realizadas con el telescopio infrarrojo Caltech de 62 pulgadas (1,6 m) en el Observatorio Mount Wilson . Su energía se emite principalmente en longitudes de onda infrarrojas. A una longitud de onda de 5 μm , se encontró que tenía el flujo más alto de cualquier objeto fuera del Sistema Solar .
Propiedades [ editar ]
Se cree que CW Leonis se encuentra en una etapa tardía de su vida, soplando su propia atmósfera de hollín para formar una enana blanca en un futuro lejano. Según las proporciones de isótopos de magnesio , la masa inicial de esta estrella se ha visto limitada entre 3 y 5 masas solares . La masa del núcleo de la estrella, y la masa final de la estrella una vez que se convierte en una enana blanca, es de aproximadamente 0.7-0.9 masas solares. [13] Su luminosidad bolométrica varía en el transcurso de un ciclo de pulsación de 649 días, que varía desde un mínimo de aproximadamente 6,250 veces la luminosidad del Sol hasta un pico de alrededor de 15,800 veces. La producción total de la estrella se representa mejor con una luminosidad de 11.300 L ☉ . [9]
La envoltura gaseosa rica en carbono que rodea a esta estrella tiene al menos 69,000 años y la estrella está perdiendo alrededor de (1–4) × 10 −5 masas solares por año. [9] La envoltura extendida contiene al menos 1,4 masas de material solar . [14] Las observaciones moteadas de 1999 muestran una estructura compleja de esta envoltura de polvo , que incluye arcos parciales y conchas sin terminar. Esta acumulación puede ser causada por un ciclo magnético en la estrella que es comparable al ciclo solar en el Sol y resulta en aumentos periódicos en la pérdida de masa. [15]
Se han detectado varios elementos químicos y alrededor de 50 moléculas en los flujos de salida de CW Leonis, entre otros nitrógeno , oxígeno y agua , silicio y hierro . Una teoría era que la estrella una vez estuvo rodeada de cometas que se derritieron una vez que la estrella comenzó a expandirse, [16] pero ahora se cree que el agua se forma naturalmente en las atmósferas de todas las estrellas de carbono. [17]
Distancia [ editar ]
Si se supone que la distancia a esta estrella está en el extremo inferior del rango estimado, 120 pc, entonces la astrosfera que rodea a la estrella abarca un radio de aproximadamente 84,000 UA . La estrella y su envoltura circundante avanzan a una velocidad de más de 91 km / s a través del medio interestelar circundante . [14] Se mueve con una velocidad espacial de [U, V, W] = [ 21.6 ± 3.9 , 12.6 ± 3.5 , 1.8 ± 3.3 ] km s −1 . [13]
Compañero [ editar ]
Varios documentos han sugerido que CW Leonis tiene un compañero binario cercano . ALMA y las mediciones astrométricas pueden mostrar movimiento orbital. Las mediciones astrométricas, combinadas con un modelo que incluye al acompañante, proporcionan una medición de paralaje que muestra que CW Leonis es la estrella de carbono más cercana a la Tierra.
 V838 Monocerotis y su eco de luz según la imagen del telescopio espacial Hubble el 17 de diciembre de 2002. Crédito: NASA / ESA | |
| Datos de observación Epoch 2000.0 Equinox 2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Monoceros |
| Ascensión recta | 07 h 04 m 04.85 s [1] |
| Declinación | −03 ° 50 ′ 50.1 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 6.75 - 15.6 [2] |
| Astrometria | |
| Distancia | 6.100 [3] pc |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M6.3I [4] |
| Detalles | |
| Radio | 380 ± 90 [4] (2009), 1,570 ± 400 [5] (2005) R ☉ |
| Luminosidad | 15,000 [4] (Nota: Estos datos son de 2009.) L ☉ |
| Temperatura | 3,270 [4] K |
| Años | 4 [6] Myr |
| Otras designaciones | |
Nova Monocerotis 2002, GSC 04822-00039
| |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
V838 Monocerotis (V838 Mon) es una estrella roja en la constelación de Monoceros a unos 20,000 años luz (6 kpc ) del Sol . [7] La estrella previamente desconocida se observó a principios de 2002 experimentando un gran estallido, y posiblemente fue una de las estrellas más grandes conocidas durante un corto período después del estallido. Originalmente se creía que era una erupción típica de nova , luego se identificó como algo completamente diferente. La razón del estallido aún es incierta, pero se han presentado varias conjeturas, incluida una erupción relacionada con procesos de muerte estelar y la fusión de una estrella o planetas binarios.
El remanente está evolucionando rápidamente. En 2009, su temperatura había aumentado un poco (desde 2005) a 3.270 K y su luminosidad era 15.000 veces solar, pero su radio había disminuido a 380 veces la del Sol, aunque la eyección continúa expandiéndose. [4] La nube opaca de polvo expulsado ha envuelto por completo a un compañero de tipo B.
Arrebato [ editar ]
El 6 de enero de 2002, se vio que una estrella desconocida se iluminaba en la constelación de Monoceros , el Unicornio. [8] Siendo 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 ocurre cuando se ha acumulado suficiente gas hidrógeno en la superficie de una enana blanca de su compañero binario cercano . Por lo tanto, también se designó Nova Monocerotis 2002 . V838 Monocerotis alcanzó la máxima magnitud visualde 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 las longitudes de onda infrarrojas . Sin embargo, a principios de abril se produjo otro brillo en el infrarrojo. En 2003, la estrella había vuelto a su brillo original antes de la erupción (magnitud 15,6) pero ahora como una supergigante roja en lugar de una estrella azul de secuencia principal . La curva de luz producida por la erupción es diferente a todo lo visto anteriormente. [2] En 2009, la estrella era aproximadamente 15,000 veces más luminosa que el sol, [4] que en ausencia de extinción correspondería a una magnitud aparente de 8.5 [9]
La estrella se iluminó a aproximadamente un millón de veces la luminosidad solar [10] y una magnitud absoluta de −9.8, [3] asegurando que en el momento del máximo V838 Monocerotis era una de las estrellas más luminosas en la galaxia 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 de 1,570 ± 400 radios solares (comparable al radio orbital de Júpiter ), confirmando los cálculos indirectos anteriores. [5] A la distancia actualmente aceptada de 6,100 pc, el diámetro angular medido a fines de 2004 (1.83 mas ) correspondía a un radio de 1,200 ± 150 radios solares , pero en 2014 se había reducido a 750 ± 200 radios solares, similar a Betelgeuse . [11] La expansión tomó solo un par de meses, lo que significa que su velocidad era anormal. Las leyes de la termodinámica dictan que los gases en expansión se enfríen. Por lo tanto, la estrella se volvió extremadamente fría y de color rojo intenso. De hecho, algunos astrónomos sostienen que el espectro de la estrella parecía a la de tipo L enanas marrones . Si ese es el caso, V838 Monocerotis sería la primera supergigante de tipo L conocida . [12] 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. [3]
Otros eventos posiblemente similares [ editar ]
Hay un puñado de arrebatos que se asemejan al de 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 veces solar) antes de oscurecerse más allá de la detectabilidad. Una erupción similar ocurrió en 1994 en la Vía Láctea ( V4332 Sagittarii ). [13]
Estrella progenitora [ editar ]
Están surgiendo algunos detalles sobre la naturaleza de la estrella que experimentó el estallido. Basado en una interpretación incorrecta del eco de la luz que generó la erupción, la distancia de la estrella se estimó en primer lugar entre 1.900 y 2.900 años luz. Combinado con la magnitud aparente medida a partir de fotografías previas a la erupción, se pensó que era un enano de tipo F poco luminoso , lo que representaba un enigma considerable. [14]
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 tiene una masa de 5 a 10 veces solar. [15] 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 alrededor de 550 veces la del sol (siendo 0,43 veces más luminosa que su compañera), y en el primer caso habría sido más luminosa (aproximadamente 1,9 veces más luminosa que su compañera). [15] [16] La estrella pudo haber tenido originalmente un radio de aproximadamente 5 veces solar y su temperatura hubiera sido la de una estrella de tipo B (más de 10,000K pero menos de 30,000K[15] ). Munari y col. (2005) sugirieron que la estrella progenitora era una supergigante muy masiva con una masa de aproximadamente 65 veces solar [6], pero esto ha sido cuestionado. [15] Parece haber acuerdo en que el sistema estelar es relativamente joven. Munari y col. Concluimos que el sistema puede tener solo 4 millones de años.
El espectro de V838 Monocerotis revela un compañero, una estrella de secuencia principal de tipo B azul intenso , probablemente no muy diferente de la estrella progenitora. [15] También es posible que el progenitor fuera un poco menos masivo que el compañero y solo ingresara a la secuencia principal. [14]
Basado en el paralaje fotométrico del compañero, Munari et al. calcular una distancia mayor, 36,000 años luz (10 kpc). [6]
Eco de luz [ editar ]
Se sabe que los objetos que brillan 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, parte de la luz se refleja desde 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 lo hacen. [2] [18]
En el caso de V838 Monocerotis, el eco de luz producido no tiene 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 realmente cóncavas hacia el espectador.
Para marzo de 2003, el tamaño del eco de la 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 .
Todavía no está claro si la nebulosidad circundante está asociada con la estrella misma. Si ese es el caso, pueden haber 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 todavía está incrustado en la nebulosa a partir de la cual se formó. [10]
La erupción emitida inicialmente a longitudes de onda más cortas (es decir, era más azul), que se puede ver en el eco de la luz: el borde exterior es azulado en las imágenes del Hubble. [2]
Hipótesis [ editar ]
Hasta ahora se han publicado varias explicaciones bastante diferentes para la erupción de V838 Monocerotis. [20]
Arrebato atípico de nova [ editar ]
El estallido de V838 Monocerotis puede ser una erupción de nova después de todo, aunque muy inusual. Sin embargo, esto es muy poco probable teniendo en cuenta que el sistema incluye una estrella de tipo B, y las estrellas de este tipo son jóvenes y masivas. No ha habido suficiente tiempo para que una posible enana blanca se enfríe y acumule suficiente material para causar la erupción. [13]
Pulso térmico de una estrella moribunda [ editar ]
V838 Monocerotis puede ser una estrella de rama gigante posasintótica , al borde de su muerte. La nebulosidad iluminada por el eco de la luz puede ser en realidad capas de polvo que rodean la estrella, creada por la estrella durante explosiones similares anteriores. El brillo puede haber sido un llamado flash de helio , donde el núcleo de una estrella moribunda de baja masa repentinamente enciende la fusión de helio que interrumpe, pero no destruye, 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 externas estaría apropiadamente caliente, pero la evidencia apunta a una estrella joven.[15]
Evento termonuclear dentro de una supergigante masiva [ editar ]
Según algunas pruebas, V838 Monocerotis puede ser una supergigante muy masiva . También en este caso, la explosión puede 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 en la secuencia principal ) antes de establecerse como estrellas Wolf-Rayet extremadamente calientes . Esta teoría también puede explicar la aparente capa de polvo alrededor de la estrella. V838 Monocerotis se encuentra en la dirección aproximada del anticentro galáctico y fuera del disco de la Vía Láctea. El nacimiento estelar es menos activo en las regiones galácticas externas, y no está claro cómo se puede formar una estrella tan masiva allí. Sin embargo, hay grupos muy jóvenes comoRuprecht 44 y el NGC 1893 de 4 millones de años a una distancia de aproximadamente 7 y 6 kiloparsecs , respectivamente. [6]
Estallido de Merge [ editar ]
El estallido puede haber sido el resultado de una llamada mergeburst , la fusión de dos estrellas de secuencia principal (o un 8 M ☉ estrella de secuencia principal y un 0,3 M ☉ pre-estrella de secuencia principal). Este modelo se ve fortalecido 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 la masiva. Las simulaciones por computadora han demostrado que el modelo de fusión es plausible. Las simulaciones también muestran que la envoltura inflada habría venido casi por completo del componente más pequeño. Además, el modelo de fusión explica los múltiples picos en la curva de luz observados durante la explosión. [10] De hecho, en base a otras observaciones 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 [ editar ]
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 desacelerar el planeta. A medida que el planeta penetrara más profundamente en la atmósfera, la fricción se volvería más fuerte y la energía cinética se liberaría en la estrella más rápidamente. El sobre de la estrella se calentaría lo suficiente como para provocar deuteriofusión, lo que llevaría 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 de la Vía Láctea, mientras que para estrellas masivas como V838 Monocerotis, la tasa es de aproximadamente 0.5-2.5 eventos por año.
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