IRC +10216

CW Leo o IRC +10216 es la estrella de carbono más estudiada , ubicada a 650 años luz de la Tierra en la constelación de Leo . A pesar de sus gigantescas dimensiones (su radio es más de tres veces la distancia de la Tierra al Sol), en el rango óptico brilla muy tenuemente y por lo tanto sólo es visible en grandes telescopios . La estrella está rodeada por una gruesa capa de polvo. Como resultado, la principal energía emitida está en el rango infrarrojo : IRC +10216 es el objeto más brillante en el cielo en una longitud de onda de 10 micras [5] .

Hace unos mil millones de años, esta estrella se quedó sin su combustible de hidrógeno, abandonó la secuencia principal de Hertzsprung-Russell y se convirtió en una gigante roja . Con el tiempo, en su núcleo de helio comprimido y, por lo tanto, fuertemente calentado, comenzó la síntesis de carbono y oxígeno , que ahora ha llegado a su fin. En un futuro próximo (dentro de 10.000-30.000 años), tendrá que desprenderse de sus capas exteriores y dar lugar a una nebulosa planetaria , que en unas decenas de miles de años se enfriará, apagará y disipará en el espacio. De la estrella sólo quedará una enana blanca de oxígeno y carbono [5] .

IRC +10216 ya está cerca de su etapa final, como lo demuestra tanto la alta intensidad de las emisiones de su materia al espacio circundante (la estrella pierde anualmente 4⋅10 22 toneladas , lo que corresponde a dos milésimas de un por ciento de la masa de el Sol ), y fuertes pulsaciones de su superficie. Esto es lo que nos permite afirmar que IRC +10216 ha llegado a la etapa final del ciclo de vida de las estrellas con masas de 0,6 a 8 masas solares. En el diagrama de Hertzsprung-Russell, esta etapa corresponde a un segmento conocido como la rama gigante asintótica , AGB [5] .

Las observaciones realizadas en el rango submilimétrico por el satélite SWAS ( en: Submillimeter Wave Astronomy Satellite ) revelaron un intenso resplandor en las líneas espectrales correspondientes a la emisión de vapor de agua , cuya cantidad, según estimaciones preliminares, era cercana a cuatro masas terrestres . El carbono forma fácilmente enlaces químicos, por lo que se han descubierto más de 70 compuestos de este elemento en la atmósfera del IRC +10216. Por otro lado, las moléculas de agua en una concentración notable no deberían estar allí, ya que el agua necesita oxígeno, que está presente principalmente en estado ligado en la composición de las moléculas de monóxido de carbono CO (tienen una alta energía de ligadura igual a 11 eV , y por lo tanto son muy estables). En consecuencia, para otros óxidos, incluida el agua, prácticamente no queda oxígeno en la estrella. Inmediatamente apareció una hipótesis de que la actividad de la estrella central evapora el agua de una nube de cometas que rodean a la estrella, similar al cinturón de cometas de Kuiper que rodea a nuestro Sol , a pesar de que no hay datos observacionales sobre la presencia de tal cinturón (o , otra opción posible, un análogo de la nube de Oort del cometa casi solar ) había. Sin embargo, esta hipótesis fue apoyada por el hecho de que la presencia de moléculas de H 2 O se reveló debido a la observación de una sola línea espectral correspondiente a la transición entre dos niveles electrónicos de baja energía de estas moléculas, que se llenan bien a bajas temperaturas. . Esto dio motivos para creer que en la atmósfera del IRC +10216 solo hay vapor de agua fría, que de hecho podría surgir de la evaporación del hielo cometario [6] .

Sin embargo, el Observatorio Espacial Europeo Herschel , lanzado el 14 de mayo de 2009, ha detectado decenas de líneas espectrales de moléculas de vapor de agua. Muchas de estas líneas resultaron ser líneas de radiación producidas durante la transición entre estados altamente excitados de estas moléculas. Si, lo que es bastante natural suponer, esta excitación es de naturaleza térmica, entonces la temperatura del vapor de agua en la atmósfera de la estrella IRC +10216 alcanza los 1000 K. Dicho vapor solo se puede encontrar en las profundidades de la atmósfera estelar. , donde es casi imposible que penetren los cometas . Según los autores del artículo [7] , la materia prima de oxígeno para la formación de moléculas de agua es suministrada por la disociación de algunos óxidos por cuantos de radiación ultravioleta - principalmente monóxido del isótopo de carbono pesado 13 CO y monóxido de silicio SiO (carbono con un peso atómico de 12 es difícil de fotodisociar ). Los átomos de oxígeno liberados entran en las reacciones O + H 2 → OH + H y OH + H 2 → H 2 O + H, que conducen al nacimiento de moléculas de agua. Tales reacciones ocurren a un ritmo notable solo a temperaturas muy superiores a 300 K, es decir, solo en las capas profundas de la atmósfera estelar. Los cálculos realizados indican que tales procesos explican la intensidad observada de las líneas espectrales de vapor de agua caliente [7] .

Sin embargo, esta hipótesis plantea la cuestión de la fuente de radiación ultravioleta. Según los autores de [7] , es abastecido por el espacio interestelar . Y aunque la atmósfera estelar absorbe fuertemente la radiación ultravioleta, impidiendo que entre en sus zonas internas, los científicos sugieren que la atmósfera en sí es muy heterogénea, y regularmente aparecen en ella regiones con densidad reducida (probablemente debido a pulsaciones), más o menos abiertas a la luz. Radiación ultravioleta. Sus cálculos muestran que no hay tanto vapor caliente en la atmósfera de una estrella, del orden de décimas de porcentaje de la masa de la Tierra [5] .

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 CW Leonis . Jumk.de Webprojekte & Publicationen . Archivado desde el original el 8 de julio de 2012.  (indefinido) (Inglés)
2. ↑ 1 2 Matthews L. D., Reid M. J., Menten K. M. , Akiyama K. Las radiofotosferas en evolución de estrellas variables de período largo  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2018. - Vol. 156, edición. 1.- Pág. 15.- ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/1538-3881/AAC491 - arXiv:1805.05428
3. ↑ 1 2 V* CW Leo -- Estrella variable de tipo Mira Cet . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Archivado desde el original el 8 de julio de 2012.  (indefinido) (Inglés)
4. ↑ Sozzetti A., Smart RL, Drimmel R., Giacobbe P., Lattanzi MG Evidencia del movimiento orbital de CW Leonis a partir de astrometría terrestre  // Lun . No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2017. - Vol. 471.—Pág. 1–5. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRASL/SLX082 - arXiv:1706.04391
5. ↑ 1 2 3 4 Alexey Levin. El vapor de agua en la atmósfera de una estrella de carbono es producido por la luz ultravioleta . elementy.ru Archivado desde el original el 8 de julio de 2012. (indefinido)
6. ↑ Agua encontrada alrededor de una de las estrellas cercanas de CW Leonis . AKD en astronet.ru . Astronet . Fecha de acceso: 27 de diciembre de 2010. Archivado desde el original el 12 de marzo de 2012. (indefinido)
7. ↑ 1 2 3 Receta para el agua: solo agrega la luz de las estrellas . ESA . Archivado desde el original el 8 de julio de 2012. (indefinido)

Enlaces

• NUEVO TESTAMENTO. Ashimbaev. Detección de vapor de agua caliente en el caparazón de una estrella de carbono . Astronet (8 de septiembre de 2010). (indefinido)