Telescopio RR

El Telescopio RR (RR Telescopii)  es una estrella simbiótica en la constelación Telescopio . Entre 1889 y 1944, su magnitud fotográfica varió de 12m.5 a 16m.6 . A finales de 1944 estalló, aumentando su brillo en 6 magnitudes hasta unos 6m.6 . Sin embargo, esta llamarada no se notó hasta julio de 1948 cuando se denominó Nova Telescopium 1948 ( Nova Telescopium 1948 ). Solo un estudio del archivo de placas fotográficas permitió establecer un momento más preciso del brote. Tras el estallido, la estrella redujo lentamente su brillo, mientras se producían cambios significativos en su espectro . A partir de agosto de 2013, su magnitud aparente es de unos 12 m . En el hemisferio norte, la visibilidad comienza en el paralelo 35 norte.

Historial de observación y brote de 1944

El Telescopio RR ha sido observado periódicamente por el programa de investigación en la Estación Sur del Observatorio de la Universidad de Harvard desde 1889, así como por otros observatorios del sur. Williamina Fleming en 1908 informó variaciones en el brillo de la estrella que van desde 9 ma 11 m.5 y sugirió que el Telescopio RR podría ser el mismo tipo de estrella que SS Cygnus [5] . Una revisión de placas posteriores mostró poca variación de brillo irregular en el rango de 12m.5 a 14m , hasta alrededor de 1930 . En ese momento, la estrella comenzó a mostrar lentos cambios periódicos de brillo entre magnitudes 12m y 16m ; [6] . El período de estos cambios de brillo fue de 387 días, y la estrella se caracterizó como una especie de variable semirregular [7] . Antes del estallido de 1944, no había espectros de la estrella, ya que era demasiado débil para incluirla en el catálogo de Henry Draper . A fines de 1944, se produjo una explosión en la superficie de la estrella y el Telescopio RR aumentó su brillo en unas 7 magnitudes durante un período de unos cuatro años: en septiembre-octubre de 1946, su brillo se estimó en 7 m , 4, en marzo de 1948 su brillo era de 7 m , 0, y en julio de 1948  - 6 m ,0 [2] [5] . En julio de 1949, la estrella comenzó a disminuir lentamente en brillo. La estrella se clasificó originalmente como una nueva , pero el astrónomo soviético P. N. Kholopov notó su similitud con FU Orion , cerca de la cual, sin embargo, a diferencia del Telescopio RR, hay una nebulosa oscura [8] . Estudios posteriores demostraron que la estrella no se encuentra en la etapa inicial de evolución, sino en la final.

Las primeras observaciones espectroscópicas se realizaron en junio de 1949 y el espectro resultó ser un espectro de absorción puro característico de las supergigantes amarillas (F5 [8] ). Los siguientes espectros se tomaron en septiembre-octubre del mismo año, y en ese momento la naturaleza del espectro había cambiado a continuo con muchas líneas de emisión , pero sin líneas de absorción perceptibles [9] .

Caída de brillo

En luz visible, el Telescopio RR ha estado disminuyendo constantemente (aunque no a un ritmo constante) en brillo desde 1949 . En 1977 su magnitud era de 10 m .0 [10] , ya mediados de 2013 rondaba los 11 m .8. Su espectro ha conservado su carácter, aunque en él han aparecido nuevas líneas de emisión , incluyendo líneas permitidas y prohibidas de muchos metales. En 1960 se observaron líneas de absorción debidas a la presencia de óxido de titanio (TiO), que es un signo de estrellas del tipo espectral M [10] .

En otras longitudes de onda, el RR del Telescopio comenzó a observarse con el desarrollo de tecnologías apropiadas. Se detectó radiación en el rango de 1 a 20 µm mediante fotometría infrarroja , lo que indica la presencia de polvo circunestelar con una temperatura de varios cientos de Kelvin . Las observaciones en longitudes de onda más cortas fueron incluso más productivas. El RR del telescopio ha sido observado en ultravioleta usando el IUE , el espectrómetro ultravioleta a bordo de la Voyager 1 y el Telescopio Espacial Hubble , y en rayos X usando el Observatorio Einstein , EXOSAT y ROSAT [3] . Las observaciones en el rango ultravioleta , en particular, hicieron posible la detección directa de una enana blanca en el sistema del Telescopio RR, lo que no era posible antes de la llegada de los observatorios espaciales .

Modelo físico del sistema del Telescopio RR

La estrella simbiótica del Telescopio RR está formada por una gigante roja , que se encuentra en la última etapa de su evolución, y una enana blanca que la orbita , con una importante cantidad de gas caliente y polvo alrededor de ambas estrellas. Las gigantes rojas en las etapas finales de la evolución a menudo se denominan míridos , lo que implica la naturaleza pulsante de estas estrellas gigantes. Las observaciones en el rango infrarrojo y los estudios del espectro infrarrojo nos permiten atribuir la estrella al tipo espectral M5III [2] . Las variables pulsantes frías producen grandes cantidades de polvo circunestelar, arrastrado por el lento viento estelar que fluye de tales estrellas. No se encontraron cambios de línea espectral en el espectro , por lo que la distancia entre los componentes es probablemente bastante grande (varias AU ), y el período orbital se estima en varios años o incluso décadas.

En la fase de reposo, que precede a la fase de estallido, la gigante roja pulsa y pierde masa. Estas pulsaciones fueron claramente visibles desde 1930 hasta el estallido de 1944 . Parte de la materia perdida por la gigante roja cae sobre la enana blanca por acreción . Esta sustancia rica en hidrógeno se asienta en su superficie, formando una capa de hidrógeno que se vuelve lo suficientemente densa y caliente para iniciar reacciones de fusión nuclear . La repentina e intensa quema termonuclear de hidrógeno en la superficie de una enana blanca conduce a una explosión.

La capa de material precipitado es lo suficientemente gruesa como para provocar una importante expansión de la superficie y aumentar su temperatura de 5000 K a 10 000 K , lo que dará lugar a la aparición del espectro supergigante amarillo , que fue hasta el verano de 1949 . A medida que continúa la producción de energía, la materia precipitada continúa calentándose, se vuelve más altamente ionizada y menos densa, por lo que cada vez es más difícil que la radiación resultante abandone la superficie de la estrella: el espectro se vuelve similar al de una cuerpo negro , cambiando gradualmente el pico de radiación en el rango de longitudes de onda cada vez más cortas debido al aumento de la temperatura del gas. En la parte visible del espectro, la intensidad de la radiación disminuye, pero el gas caliente ionizado da una rica variedad de líneas de emisión de muchos metales. El brillo del sistema permanece constante, de modo que la radiación observada proviene de una región del espacio alrededor de la enana blanca que disminuye gradualmente pero que aumenta constantemente la temperatura . El análisis de datos en los rangos óptico , ultravioleta y de rayos X a principios de la década de 1990 mostró que la temperatura efectiva de la enana blanca es de aproximadamente 142 000 K , y la luminosidad es de 3500 L ⊙ (bolométrica), la gravedad en su superficie es de aproximadamente 100 veces la del sol, y su masa es M⊙ . También hay una pequeña región de gas con una temperatura de varios millones de K , que es producto de la colisión de vientos estelares de dos estrellas. Las enanas blancas calientes suelen expulsar vientos estelares a velocidades más altas que los vientos de las gigantes rojas : el viento estelar del sistema de enanas blancas del telescopio RR tiene una velocidad de unos 500 km/s y calienta el gas hasta millones de grados [3] .

Notas

1. ↑ 1 2 NOVA Tel 1948 -- Nova , Base de datos de objetos astronómicos SIMBAD , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=RR+Tel > Archivado el 11 de junio de 2015 en Wayback Machine . 
2. ↑ 1 2 3 Robinson, E.L. Curvas de luz previas a la erupción de las novas  //  The Astronomical Journal . — Publicación IOP . — vol. 80 . — Pág. 515 . -doi : 10.1086/ 111774 . - .
3. ↑ 1 2 3 4 5 Jordan, S.; Murset, U.; Werner, K. Un modelo para el espectro de rayos X de la nova simbiótica RR Telescopii  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - EDP Ciencias , 1994. - vol. 283 . - Pág. 475-482 . - .
4. ↑ Skiff BA Catálogo General de Clasificaciones Espectrales Estelares (Versión 2013-Jul) - 2014. - Vol. 1. - S. 2023.
5. ↑ 1 2 de Kock, RP RR Tel. (195656) // Notas mensuales de la Sociedad Astronómica de Sudáfrica. - T. 7 . - art. 74 . - .
6. ↑ Mayall, Margaret W. Variaciones recientes de RR Telescopii // Boletín del Observatorio de Harvard. - 1949. - Febrero. - S. 15-17 . - .
7. ↑ Gaposchkin, Serguéi. Estrellas variables en Milton Field 53 // Harvard Annals. - 1952. - T. 115 . - S. 11-23 . - .
8. ↑ 1 2 Yu. N. Efremov. ZVEZDA CHUGAINOV (HTML)  (enlace inaccesible) . ESTRELLAS VARIABLES INUSUALES . Archivado desde el original el 12 de octubre de 2007. (Ruso)
9. ↑ Thackeray, AD Cinco estrellas del sur con espectros de línea de emisión  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  . - Prensa de la Universidad de Oxford , 1950. - Vol. 110 . — Pág. 45 . - .
10. ↑ 1 2 Thackeray, AD La evolución del espectro nebular de la nova lenta RR Telescopii  //  Memorias de la Royal Astronomical Society: revista. - 1977. - vol. 83 . - P. 1-68 . — .