V838 Monocerotis

V838 Monocerotis (Nova Monocerotis 2002) es un sistema estelar binario espectroscópico en la constelación Monoceros a unos 19 000 años luz (6 kpc) del Sol. La estrella que no se había destacado anteriormente se observó a principios de 2002 experimentando un gran estallido y fue una de las estrellas más grandes conocidas durante un breve 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. La razón del estallido aún es incierta, pero se cree que fue una fusión de dos estrellas dentro de un sistema triple.

La erupción ocurrió en una de las dos estrellas de secuencia principal B3 en una órbita binaria cercana. La estrella en erupción apareció como una supergigante inusualmente fría y durante un tiempo envolvió a su compañera. Para 2009, la temperatura de la supergigante había aumentado (desde 2005) a 3270 K y su luminosidad era 15 000 veces solar (L☉), pero su radio había disminuido a 380 veces el del Sol (R☉), aunque la eyección continúa expandiéndose..

Estallido

Las curvas visuales (puntos azules) y de la banda K infrarrojos (puntos rojos) de la erupción 2002 de la Monocerotis V838, adaptadas desde Starrfield et al., 2004

Espiritu de luz de V838 Mon como imagen 30 de abril de 2002

El 6 de enero de 2002, se vio brillar una estrella desconocida en la constelación de Monoceros, el Unicornio. Al ser una nueva estrella variable, fue designada V838 Monocerotis, la estrella variable número 838 de Monoceros. La curva de luz inicial se parecía a la de una nova, una erupción que ocurre cuando se acumula suficiente gas hidrógeno en la superficie de una enana blanca de su compañera binaria cercana. Por lo tanto, el objeto 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 oscurecerse rápidamente, como se esperaba. Sin embargo, a principios de marzo, la estrella volvió a brillar, especialmente en longitudes de onda infrarrojas. Otro brillo en el infrarrojo ocurrió a principios de abril. En 2003, la estrella volvió a tener casi su brillo original antes de la erupción (magnitud 15,6), pero como una supergigante roja en lugar de una estrella azul de la secuencia principal. La curva de luz producida por la erupción no se parecía a nada visto anteriormente. En 2009, la estrella tenía unos 15 000 L_☉, lo que, en ausencia de extinción, correspondería a una magnitud aparente de 8,5.

Comparación entre el tamaño de V838 Monocerotis y el Sistema Solar Interior.

La estrella brilló hasta aproximadamente un millón de veces la luminosidad solar y una magnitud absoluta de -9,8, lo que garantiza que, en el momento del máximo, era una de las estrellas más luminosas de la galaxia, la Vía Láctea. Su brillo fue causado por una rápida expansión de sus capas exteriores.

V838 Monocerotis se observó mediante el uso del interferómetro Palomar Testbed, que indicó un radio de 1570±400 R_☉ (comparable a Júpiter' s radio orbital), lo que confirma los cálculos indirectos anteriores. A la distancia actualmente aceptada de 6100 pc, el diámetro angular medido a finales de 2004 (1,83 mas) correspondía a un radio de 1200±150 R_☉, pero en 2014, se redujo a 750±200 R_☉, similar a Betelgeuse. La expansión tomó solo un par de meses, lo que significa que su velocidad fue anormal. Debido a que las leyes de la termodinámica dictan que los gases en expansión se enfrían, la estrella se volvió extremadamente fría y de un rojo intenso. De hecho, algunos astrónomos argumentan que el espectro de la estrella se parecía al de las enanas marrones de tipo L. Si ese es el caso, V838 Monocerotis sería la primera supergigante de tipo L conocida. Sin embargo, las estimaciones actuales de la distancia y, por lo tanto, del radio, son aproximadamente un 25% inferiores a las supuestas en esos documentos.

Otros eventos posiblemente similares

Hay un puñado de arrebatos que se asemejan a los de V838 Monocerotis. En 1988, se detectó una estrella roja en erupción en la galaxia de Andrómeda. La estrella, denominada M31-RV, alcanzó la magnitud bolométrica absoluta de −9,95 como máximo (que corresponde a una luminosidad de 0,75 millones L_☉) antes de atenuarse más allá de la detectabilidad. Una erupción similar, V4332 Sagittarii, ocurrió en 1994 en la Vía Láctea.

Estrella progenitora

Ubicación del V838 Monocerotis dentro de la Vía Láctea.

Basado en una interpretación incorrecta del eco de luz generado por la erupción, la distancia de la estrella se estimó primero en 1900 a 2900 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.

Medidas más precisas arrojaron 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 la solar (M☉). Aparentemente era una estrella B1.5V con un compañero B3V o un A0.5V con un compañero B4V. En este 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 (alrededor de 1,9 veces más luminoso que su compañero). 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 10 000 K pero menos de 30 000 K). Munari et al. (2005) sugirieron que la estrella progenitora era una supergigante muy masiva con una masa inicial de aproximadamente 65 M_☉, pero esto ha sido cuestionado. Parece haber acuerdo en que el star system es relativamente joven. Munari et al. concluir que el sistema puede tener sólo unos 4 millones de años.

El espectro de V838 Monocerotis revela una compañera, una estrella de secuencia principal de tipo B de color azul intenso, probablemente no muy diferente de la estrella progenitora. También es posible que el progenitor fuera un poco menos masivo que el compañero y solo entrara en la secuencia principal.

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

Eco de luz

Imágenes mostrando la expansión del eco de la luz. Crédito: NASA/ESA.

Animación de 11 imágenes de eco de luz de 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, las nubes reflejan algo de luz. 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.

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. 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, pueden haber sido producidos por la estrella en erupciones anteriores, lo que descartaría varios modelos que se basan en eventos catastróficos únicos. 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.

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

Hipótesis

Dos fotos tomadas en noviembre de 2005 y septiembre de 2006 mostrando los cambios que ocurrieron al eco brillante de V838 Mon.

Se cree que este y otros eventos de novas rojas luminosas son causados por la fusión de dos estrellas. En el caso de V838 Monocerotis, fue la fusión de dos estrellas de secuencia principal, o una estrella de secuencia principal de 8 M_☉ y una estrella de 0,3 M _☉ estrella previa a la secuencia principal. El modelo de fusión explica los múltiples picos en la curva de luz observados durante el estallido. Sobre la base de más observaciones de estrellas similares a V838 Monocerotis, como V1309 Scorpii, los astrónomos han llegado a la conclusión de que este es el escenario más probable.

También se han publicado otras explicaciones para la erupción de V838 Monocerotis.

Estallido de nova atípica

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 suficiente tiempo para que una posible enana blanca se enfríe y acumule suficiente material para causar la erupción.

Pulso térmico de una estrella moribunda

V838 Monocerotis puede ser una estrella de rama gigante post-asintótica, 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 el llamado destello de helio, donde el núcleo de una estrella moribunda de baja masa de repente enciende 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 estar centrado 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.

Evento termonuclear dentro de una supergigante masiva

Según algunas pruebas, V838 Monocerotis podría 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 anticentro 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 allí una estrella tan masiva. Sin embargo, hay cúmulos muy jóvenes como Ruprecht 44 y NGC 1893, de 4 millones de años, a una distancia de unos 7 y 6 kiloparsecs, respectivamente.

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 al 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. La envoltura de la estrella se calentaría lo suficiente como para desencadenar la fusión de 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 se producen 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 a 2,5 eventos por año.

Evento de sobre común

Ver sobre común