V838 Monocerotis

De Wikipedia
Saltar a navegación Saltar a la gueta
V838 Monocerotis
V838 Monocerotis
V838 Mon HST.jpg
V838 Monocerotis y la so ecu de lluz representaos pol Telescopiu espacial Hubble el 17 d'avientu de 2002. NASA/ESA
Datos d'observación
(Dómina 2000.0)
Constelación Monoceros
Ascensión reuta (α) 07h 04m 04,85s
Declinación (δ) -03° 50′ 50,1″
Mag. aparente (V) 15,74
Referencies
SIMBAD enllaz
Otres designaciones
Nova Monocerotis 2002, GSC 04822-00039
[editar datos en Wikidata]

V838 Monocerotis, tamién llamada V838 Mon, ye una estrella variable asitiada na constelación de Monoceros, aprosimao a 20.000 años lluz (6 kpc)[1] del Sol. La estrella esibió una esplosión bien importante a empiezos del añu 2002, lo cual primeramente creyer que yera la típica creación d'una nova; sicasí, depués súpose que se trataba de daqué dafechu distintu. El motivu del españíu entá ye inciertu pero ellaboráronse delles teoríes al respeutu, incluyíes la erupción rellacionada colos procesos de muerte estelar y la fusión d'una estrella binaria o planetes.

Españíu[editar | editar la fonte]

El 6 de xineru de 2002, una estrella hasta esi momentu desconocida otorgó más rellumu a la constelación de Monoceros, l'Unicorniu.[2] Por tratase d'una nueva estrella variable, designar col nome de V838 Monocerotis, la 838ª estrella variable de Monoceros. Primeramente, la curva de lluz asemeyaba la d'una nova, esto ye, una erupción qu'asocede cuando s'atropó abonda hidróxenu na superficie d'una nana blanca perteneciente a una estrella binaria cercana. De resultes, tamién-y la designó como Nova Monocerotis 2002. V838 Monocerotis algamó'l so magnitú visual máxima (6,75) el 6 de febreru de 2002, dempués de lo que'l so rellumu empezó a menguar rápido, tal como yera esperable. Sicasí, a principios de marzu la lluminosidá de la estrella volvió crecer, esta vegada en ondes infrarroxes. Un nuevu episodiu de rellumu infrarroxu tuvo llugar a empiezos d'abril, depués del cual la estrella tornó a la so lluminosidá previa a la erupción, qu'algamó una magnitú de 15,6. La curva de lluz producida pola últimu erupción foi daqué nunca vistu con anterioridá.[3]

Monocerotis.svg

El rellumu de la estrella algamó una magnitú averada d'un millón de vegaes la lluminosidá del Sol;[4] esto fixo que naquel momentu V838 Monocerotis fora una de les estrelles más brilloses de la Vía Lláctea. La causa de la so mayor lluminosidá foi la rápida espansión de les capes esternes de la estrella. La mesma foi reparada al traviés del equipu de interferometría del Observatorio Palombar , que señaló un radiu de 1.570 ± 400 vegaes el del Sol (similar al radiu de la órbita de Xúpiter) y confirmó los primeros cálculos fechos en forma indirecta.[5] La espansión realizar en tan solo unos meses, ye dicir que la tasa d'espansión foi súmamente elevada. Les lleis de la termodinámica indiquen que los gases n'espansión esfrécense; poro, la estrella sufrió un gran enfriamientu y adquirió un color coloráu escuru. Ello ye que dalgunos astrónomos argumenten que los espectros de la estrella asemeyar a los de les nanes marrones clase L. Nel supuestu casu de qu'esto fora correctu, V838 Monocerotis sería la primera superxigante clase L de la cual téngase conocencia.[6] Anguaño, l'ecu de lluz entá sigue espandiéndose y espérase qu'asina siga hasta 2010.[7]

Otros sucesos posiblemente similares[editar | editar la fonte]

Esisten rexistros de dellos españíos similares al asocedíu en V838 Monocerotis. En 1988 detectóse la erupción d'una estrella colorada na galaxa de Andrómeda. La estrella, designada M31-RV, algamó una magnitú bolométrica absoluta de −9,95 nel so puntu máximu (equivalente a una lluminosidá de 7,5 millones de vegaes la del Sol) enantes de volver menguar hasta faese indetectable. Una erupción asemeyada asocedió en 1994 na Vía Lláctea (V4332 Sagittarii).[8]

Estrella proxenitora[editar | editar la fonte]

Allugamientu de V838 Monocerotis dientro de la Vía Lláctea.

Nos últimos años surdieron dellos detalles referentes a la naturaleza de la estrella. Basaos nel ecu de lluz xeneráu pola erupción, los primeros cálculos tocantes a la distancia ente V838 Monocerotis y el Sol refundiaron una resultancia de 1.900 a 2.900 años lluz. Esto, xuníu a les midíes de la so magnitú aparente en fotografíes previes a la erupción, faía creer que se trataba d'una estrella nana clase F de baxa lluminosidá, non bien distinta al nuesu Sol, pero que representaba un gran enigma.[9]

Midíes posteriores, muncho más precises, señalaron una distancia mayor, equivalente a 20.000 años lluz (6 kpc). Según paez, V838 Mon tendría una masa y lluminosidá mayores que la nuesa estrella; ye posible que la masa de la estrella sía ente 5 y 10 vegaes la del Sol,[10] y que la so lluminosidá sía ente 550 y 5.000 vegaes mayor. El so radiu podría ser d'unes 5 vegaes la del Sol y la so temperatura de 4.700 a 30.000 K.[1] De más ta dicir que los valores mentaos nun son sinón aproximamientos. Munari et al. (2005) indiquen que, ello ye que la estrella progenitoria ye una superxigante enorme con una masa d'unes 65 vegaes la del Sol; coles mesmes, señalen que'l sistema podría tener tan solo 4 millones d'años.[11]

L'analís del espectru de V838 Monocerotis revela que tien una compañera, una estrella de la secuencia principal azul clase B, que probablemente nun sía bien distinta de la estrella que fixo erupción.[10] Tamién ye posible que la estrella n'erupción tenga una masa un pocu menor que la so compañera y que se tope dientro de la clasificación d'estrelles de la secuencia principal per un pequeñu marxe.[9]

Según el paralax fotométricu de la estrella compañera, Munari et al. calcularon una distancia enforma mayor: 36.000 años lluz (10 kpc).[11]

Ecu de lluz[editar | editar la fonte]

Conxuntu d'imáxenes qu'amuesen la espansión del ecu luminico. NASA/ESA.

Un ecu de lluz ye un fenómenu producíu por oxetos que'l so rellumu amontar rápido, como por casu les novas y supernoves. La lluz emitida directamente pol oxetu llega primero al so destín pero, si esisten nubes de materia interestelar ente la estrella y l'observador, parte de la lluz reflexar dende les nubes. Cuidao que'l so percorríu ye más llargu, la lluz reflexada llega a destín con posterioridá, lo que produz la visión d'unos aníos de lluz n'espansión dende l'oxetu n'erupción. Amás, los aníos paeceríen viaxar a una velocidá mayor a la de la lluz.[3]

Nel casu de V838 Monocerotis, l'ecu llumínicu producíu superó a les escales conocíes y la so evolución tópase documentada al traviés d'imáxenes prindaes pol telescopiu espacial Hubble. Entá nun ta claru si la nebulosa qu'arrodia a la estrella tien dalguna rellación cola mesma, pero de ser asina, podría ser provocada por erupciones anteriores, lo cual refugaría delles teoríes basaes n'eventos castatróficos simples.[3] Sicasí, esisten abondes evidencies p'afirmar que'l sistema de V838 Monocerotis ye bien nuevu y entá taría agospiáu dientro de la nebulosa a partir de la cual formóse.[4]

Un datu interesante ye que la primer erupción tuvo llugar a una frecuencia espectral muncho más curtia (esto ye, más cercana al azul) y que esto puede reparase nel ecu llumínicu: el cantu esterior del ecu apaez azuláu nes fotografíes del Hubble.[3]

Modelos teóricos[editar | editar la fonte]

Hasta'l momentu publicáronse delles esplicaciones distintes sobre la erupción de V838 Monocerotis.

Estallíu nova atípicu[editar | editar la fonte]

L'españíu de V838 Monocerotis podría ser la erupción d'una nova magar les opiniones en contrariu, anque sería una bien inusual. De toes formes, esto ye pocu probable teniendo en cuenta que'l sistema inclúi una estrella clase B y estes son nueves y de gran masa. Nun hubo tiempu abondu por que una posible nana blanca esfreciérase ya incorporara la materia necesario pa provocar la erupción.[8]

Pulsu termal d'una estrella morrebunda[editar | editar la fonte]

V838 Monocerotis podría ser una estrella poscaña asintótica xigante a la llende de la so muerte. La nebulosa allumada pol ecu de lluz podría tratase de capes de polvu qu'arrodien la estrella, creaes por esta mientres españíos anteriores. Ye posible que l'aumentu del so rellumu fuera un flax d'heliu, nel cual el nucleu d'una estrella morrebunda de poca masa produz rápido una fusión de carbonu que trastorna, ensin destruyir, a la estrella (un socesu similar al asocedíu nel Oxetu de Sakurai). Sicasí, ciertes evidencies sostienen la teoría de que'l polvu ye interestelar y nun s'atopa centráu alredor de V838 Monoceros. Una estrella morrebunda que perdiera les sos capes esternes sería caliente, ente que la evidencia apunta a una estrella nueva.[10]

Socesu termonuclear dientro d'una superxigante masiva[editar | editar la fonte]

Acordies con delles evidencies, V838 Monocerotis sería una estrella superxigante bien masiva. De ser asina, l'españíu podría ser un flax de carbonu, un socesu termonuclear onde una capa de heliu de la estrella esplota de secute y empieza a fundir carbonu. Les estrelles de gran masa son capaces de sobrevivir a dichos sucesos, pero sufren una enorme perda de masa (aprosimao la metá de la so masa orixinal dientro de la secuencia principal) enantes d'asitiase como estrelles de Wolf-Rayet desaxeradamente calientes. Esta teoría tamién podría esplicar les nubes de polvu que paecen arrodiar la estrella. V838 Monoceros allúgase cerca del Centru Galácticu y fora del discu de la Vía Lláctea. El nacencia d'estrelles ye menos frecuente nes rexones esteriores de la galaxa y nun ta claro que les estrelles masives d'esi tipu puedan formase ellí. Sicasí, esisten grupos bien nuevos, tales como Ruprecht 44 y NGC 1893 (de 4 millones d'años) a una distancia averada de 7 y 6 kpc, respectivamente.[11]

Fusión[editar | editar la fonte]

L'españíu podría ser la resultancia de la fusión de dos estrelles de la secuencia principal (o una estrella de la secuencia principal de 8 M y una anterior a la secuencia principal de 0,3 M). Esta teoría tópase reforzada pola mocedá aparente del sistema y el fechu de que'l sistema estelar múltiple pueda ser inestable. Ye posible que'l componente menos masivu tuviera una órbita demasiáu escéntrica o s'esviara escontra'l más grande. Les simulaciones por ordenador demostraron que la teoría de la fusión ye posible. Amás, esta teoría esplica la gran cantidá de picos na curva de lluz que se reparó mientres l'españíu.[4]

Socesu de captura planetaria[editar | editar la fonte]

La posibilidá más intrigantes probablemente sía que V838 Monocerotis taramiara a les sos xigantes gaseosos. Si unu d'estos planetes ingresara na atmósfera de la estrella, esta primeramente ralentizaría'l movimientu del planeta; a midida que el xigante gaseosu siguiera enfusando na atmósfera estelar, el resfregón amontaríase y l'enerxía cinética sería absorbida pola estrella más rápido. De siguío, la envoltura estelar caleceríase lo suficiente pa disparar una fusión de deuteriu, lo cual provocaría una rápida espansión. Los últimos picos asocederíen cuando otros dos planetes ingresaron na envoltura espandida. El autores d'esta teoría calculen qu'añalmente se producen 0,4 captures planetaries n'estrelles asemeyaes al Sol, ente que pa estrelles masives como V838 Monocerotis la tasa ye de 0,5 ~a 2,5 socesu per añu.[1]

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. 1,0 1,1 1,2 Retter, A.; Zhang, B.; Siess, L.; Levinson, A. (22 de mayu de 2006). The planets prinde model of V838 Monocerotis: conclusions for the penetration depth of the planet/s. 1. http://arxiv.org/abs/astru-ph/0605552. Consultáu 'l 6 d'ochobre de 2008. 
  2. Brown, N. J. (10 de xineru de 2002). «IAU Circular Non. 7785». Consultáu'l 6 d'ochobre de 2008.
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 Bond; Henden, Arne; Levay, Zoltan G.; Panagia, Nino; Sparks, William B.; Starrfield, Sumner; Wagner, R. Mark; Corradi, R. L. M.; Munari, O. (27 de marzu de 2003). «An energetic stellar outburst accompanied by circumstellar light echoes». Nature 422. doi:10.1038/nature01508. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Natur.422..405B. Consultáu 'l 6 d'ochobre de 2008. 
  4. 4,0 4,1 4,2 Soker, N.; Tylenda, R. (15 de xunu de 2006). Modelling V838 Monocerotis as a Mergeburst Object. 1. http://arxiv.org/abs/astru-ph/0606371. Consultáu 'l 6 d'ochobre de 2008. 
  5. Lane; Retter, A.; Thompson, R. R.; Eisner, J. A. (16 de febreru de 2005). «Interferometric Observations of V838 Monocerotis». The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 622. doi:10.1086/429619. http://arxiv.org/abs/astru-ph/0502293. Consultáu 'l 6 d'ochobre de 2008. 
  6. Evans; Geballe, T. R.; Rushton, M. T.; Smalley, B.; van Loon, J. Th.; Eyres, S. P. S.; Tyne, V. H. (21 de febreru de 2003). «V838 Mon: an L supergiant?». Monthly Notice of the Royal Astronomical Society (Royal Astronomical Society) 343. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06755.x. http://www.blackwell-synergy.com/links/doi/10.1046%2Fj.1365-8711.2003.06755.x. Consultáu 'l 6 d'ochobre de 2008. 
  7. «Hubble watches light echo from mysterious erupting star» (inglés). Axencia Espacial Europea (26 de marzu de 2003). Consultáu'l 6 d'ochobre de 2008.
  8. 8,0 8,1 Boschi; Munari, O. (12 de febreru de 2004). «M 31-RV evolution and its alleged multi-outburst pattern». Astronomy & Astrophysics 418. doi:10.1051/0004-6361:20035716. http://arxiv.org/abs/astru-ph/0402313. Consultáu 'l 6 d'ochobre de 2008. M31-RV - 0402313
  9. 9,0 9,1 Tylenda (4 de xunu de 2005). «Evolution of V838 Monocerotis during and after the 2002 eruption». Astronomy and Astrophysics 436. doi:10.1051/0004-6361:20052800. http://arxiv.org/abs/astru-ph/0502060. Consultáu 'l 6 d'ochobre de 2008. 
  10. 10,0 10,1 10,2 Tylenda; Soker, N.; Szczerba, R. (3 d'ochobre de 2005). «On the proxenitor of V838 Monocerotis». Astronomy and Astrophysics 441. doi:10.1051/0004-6361:20042485. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?astru-ph/0412183. Consultáu 'l 6 d'ochobre de 2008. 
  11. 11,0 11,1 11,2 Munari; Munari, O.; Henden, A.; Vallenari, A.; Bond, H. Y.; Corradi, R. L. M.; Crause, L.; Desidera, S.; Xiru, Y.; Marrese, P. M.; Ragaini, S.; Siviero, A.; Sordu, R.; Starrfield, S.; Tomov, T.; Villanova, S.; Zwitter, T.; Wagner, R. M. (2 de mayu de 2005). «On the distance, reddening and proxenitor of V838 Mon». Astronomy and Astrophysics 434. doi:10.1051/0004-6361:20041751. http://arxiv.org/abs/astru-ph/0501604. Consultáu 'l 6 d'ochobre de 2008. 

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]

Videos