Tu escorpio

U Scorpii  es una de las 10 novas repetidas conocidas en nuestra Galaxia [5] . Se encuentra en la parte norte de la constelación de Escorpio , a una distancia de 14 kpc de la Tierra [1] . El sistema es espectroscópicamente binario : consta de una subgigante K2 y una enana blanca [1] .

Historia observacional temprana del sistema U Scorpii

La llamarada U Scorpio fue observada por primera vez en 1863 por el astrónomo inglés y entonces director del Observatorio de Madrás en India , N. R. Pogson . Pogson siguió la nova durante su período de visibilidad muy corto y estimó que la amplitud de la llamarada era de 9 m.1 el 20 de mayo . Durante la semana, el brillo de la bengala disminuyó en 12 m .8 y el 10 de junio desapareció de la visibilidad. Luego no fue visible durante más de 80 años, hasta que Helen Thomas la descubrió mientras examinaba placas fotográficas de archivo de Harvard . Resultó que U Scorpio estalló el 12 de mayo de 1906 y el 21 de junio de 1936. Thomas también notó que tanto el aumento como la caída en el brillo de la estrella fueron muy breves; durante el estallido de 1936, la estrella perdió más de una magnitud en menos de nueve horas y luego disminuyó seis magnitudes y media en un mes. El redescubrimiento de U Scorpii y las mediciones de la curva de luz mostraron que la estrella tiene el récord como la nova repetida más rápida conocida [6] .

U Scorpii también tiene el récord de la mayor cantidad de brotes registrados de novas repetidas: estalló en 1863, 1906, 1917, 1936, 1945, 1969, 1979, 1987 y 1999. El intervalo de tiempo entre brotes es, en general, bastante regular, unos 10 años o un múltiplo de este valor: se supone que no se registraron brotes en ese momento. Pero a pesar de su gran número de arrebatos, U Scorpii sigue siendo una de las novas repetidas menos estudiadas. El aumento extremadamente rápido del brillo y la disminución igualmente rápida significan que los observadores tienen poco tiempo para estudiar las propiedades del sistema durante el estallido en sí. Webbink señaló [7] que antes del estallido de 1979, los astrónomos no tenían buenas mediciones de las propiedades espectroscópicas de U Scorpii, y actualmente hay muchas preguntas sobre las propiedades de este sistema [6] .

Entre los 10 nuevos repetidos conocidos, la U de Escorpio, junto con la T de la Brújula , se destacan en una clase separada. Tienen un período orbital relativamente corto : T Pyx tiene el período más corto de todas las novas repetidas con 1,8 horas; y el período orbital de U Sco es de poco más de 1,2 días, mientras que el brillo como resultado de los eclipses varía en el rango de 18 m .5 a 20 m [8] .

Otras novas repetidas, como RS Ophiuchus y T Northern Corona , tienen períodos orbitales de cientos de días, mucho más largos que la mayoría de las variables cataclísmicas , y más como estrellas simbióticas como Z Andromeda (que es el progenitor de toda una clase de estrellas variables y tiene un período orbital de unos 725 días) [6] .

El aumento de brillo desde el estado de reposo de la estrella (V ~ 18 m .5) hasta el pico (V = 7 m .5) dura unas cuatro horas, y la disminución desde el pico en tres magnitudes se produce en 2,6 días. El sistema tiene una velocidad de eyección muy alta (probablemente más de 7.500 km/s, no mucho más baja que en una explosión de supernova ) [6] .

Brote de 1999

El estallido de U Scorpii de 1999 fue detectado por P. Schmeer [9] el 25 de febrero cuando la estrella alcanzó una magnitud de 9m.5 . Después de unas pocas horas, el brillo alcanzó su punto máximo a los 7 m ,6 y luego comenzó a disminuir de manera constante [1] .

Durante el estallido de 1999, se hicieron los primeros intentos para estimar la masa de la enana blanca. Durante el período D+19-20, se registró actividad en el rango de rayos X blandos en el sistema U Sco . El descubrimiento de una fuente de rayos X blandos en un sistema estelar binario indica que la enana blanca debe ser muy masiva (>1,2 ) [1] .

En reposo, el espectro de U Sco está dominado por líneas HeII [10] , las líneas de hidrógeno están ausentes o son muy débiles. El espectro durante la llamarada también está enriquecido en helio. El escenario evolutivo de este sistema asume que la materia se acumula en la enana blanca a una tasa de 10 −6 por año, la enana blanca quema hidrógeno para formar helio en la capa superficial, que se adelgaza parcialmente debido al viento estelar que emana de la enana blanca . enano [1] .

Los espectros obtenidos durante la llamarada (D+11,41 y D+12,35) muestran un aumento del nivel de ionización y potenciación de las líneas He II. Las líneas de otros elementos se han debilitado, así como también se ha reducido su ancho. La línea H mostró que el caparazón se expande a una velocidad de 6875 km/s en D+11,41 ya una velocidad de 6524 km/s en D+12:35. La estimación de la masa de la materia expulsada que creó el caparazón del sistema U Sco fue similar a las estimaciones de los estallidos de 1979 y 1987 y ascendió a 10 −7 [1] .

Brote de 2010

En 2005, Brad Schaefer sugirió [11] que dado que el momento de las erupciones de U Scorpii es bastante regular (alrededor de diez años), U Sco debería volver a encenderse alrededor de 2009 (2009,3 ± 1 año). El 28 de enero de 2010, alrededor de las 6 a. m., hora de la costa este , la astrónoma aficionada Barbara Harris de Florida informó la aparición de una nueva estrella cerca de la octava magnitud en la constelación de Scorpius. Aproximadamente media hora después, el mensaje de Harris fue confirmado por su compatriota Sean Dvorak. Luego, el sol salió sobre los EE . UU. y las observaciones de las estrellas se hicieron imposibles. Sin embargo, gracias a la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables ( AAVSO ), el mensaje dio la vuelta al mundo. La estrella comenzó a ser observada en Nueva Zelanda y Australia , y pronto se sumaron observadores de otros países del mundo [6] .

Por primera vez, los científicos pudieron rastrear en detalle el brillo máximo, en el que la estrella duró solo unas pocas horas, así como el rápido desvanecimiento del brillo. Durante el estallido, el sistema fue estudiado utilizando dos telescopios espaciales: el satélite estadounidense de rayos X RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) y el observatorio de rayos gamma INTEGRAL . Para el período D+11 a D+30, el brillo de U Scorpio se mantuvo casi sin cambios, y luego hubo una caída moderadamente fuerte en el brillo en todos los rangos. La segunda meseta en la curva de luz fue en el período de D+41 a D+57 con un brillo V  = 16 m .8 ± 0 m .2 (eclipses exteriores). Esta meseta terminó con una caída bastante fuerte en el período de D+57 a D+64, donde, fuera del eclipse, el brillo alcanzó su nivel habitual de brillo V  = 18m.0 , es decir, en el día D+64 el bengala terminó. El tiempo desde el pico de brillo hasta el estado de reposo fue de 64 días, lo cual es muy rápido para uno nuevo repetido. Otros repetidos nuevos RS Ophiuchus y T Northern Crown tenían este período igual a 93 días [6] .

Durante la llamarada, el sistema fue observado con estudios espectroscópicos y fotométricos en casi todos los rangos del espectro electromagnético: rayos X , ultravioleta , óptico e infrarrojo [12] . En el sistema U Sco tampoco se detectó actividad en ondas de radio en las bandas gamma , solo hay datos de la actividad del sistema durante varios días en el rango infrarrojo de 3,2 a 33 micras. Esta es la primera nova repetida que se ha observado a lo largo del brote, y para la que se han realizado un gran número de observaciones (22.000 mediciones) de unos 100 observadores en todo el mundo y 9 satélites en el espacio [6] .

Muchas preguntas han surgido de estas observaciones. Por ejemplo, ¿qué causó el pico triple en óptica e IR que duró varios días después del pico? Además, ¿por qué el sistema tenía dos mesetas? También se desconoce por qué en la curva de luz aparecen destellos cortos (alrededor de media hora de duración) con una amplitud de hasta la mitad de la magnitud en los primeros 11 días, es decir, en el momento en que el proyectil expulsado durante la explosión es principalmente visible [6] .

Todos los espectros se están analizando actualmente para obtener una estimación de la masa de la materia expulsada y la distribución de elementos químicos durante la llamarada. Ya existe una distribución de energía espectral para cada día de la llamarada. Este valor es directamente proporcional a la masa de la materia expulsada, lo que proporciona una segunda forma de responder a la pregunta de si las enanas blancas acumulan masa o toda la materia es expulsada durante la explosión [6] .

El próximo brote en el sistema U Scorpii se espera en 2020  ± 2 [6] .

U Scorpii como candidata a supernova de Tipo Ia

Mucho más interesante es otra pregunta: ¿son las novas repetidas precursoras de las supernovas de tipo Ia ? La mayoría de las enanas blancas en acreción no son muy masivas y no ganan mucha masa durante su vida a través de la acreción . Por lo tanto, es poco probable que la mayoría de las novas clásicas alcancen el límite de Chandrasekhar  , la masa en la que una enana blanca colapsa en una estrella de neutrones , que es la causa de la explosión de supernova de tipo Ia. ¿Es posible que las novas repetidas con sus enanas blancas masivas justo por debajo del límite de Chandrasekhar sean candidatas a supernova? Hay evidencia de que RS Ophiuchus [13] y U Scorpio [14] son ​​buenos candidatos para futuras supernovas.

Astrónomos de la Universidad de Southampton y Winchester College han calculado que U Scorpii explotará en los próximos 700.000 años. El equipo de investigación fue el primero en obtener estimaciones de masa rigurosas para una enana blanca en el sistema y confirmar que está al borde de una explosión colosal. Si la explosión del sistema U Scorpius realmente ocurre de acuerdo con el escenario de una supernova, entonces será el objeto más brillante en el cielo nocturno después de la Luna , y durante los primeros días será claramente visible durante el día [15] .

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 G. C. ANUPAMA. EL ESTALLIDO DE 1999 DEL RECURRENTE NOVA U  SCORPII . Archivado desde el original el 13 de diciembre de 2012.
2. ↑ NOVA Sco 1863 -- Nova  . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Archivado desde el original el 13 de diciembre de 2012.
3. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2  (inglés) / Consorcio de análisis y procesamiento de datos , Agencia Espacial Europea - 2018.
4. ↑ Kafka S., Williams R. El espectro de estallido temprano de 2010 de la nova recurrente U Scorpii  // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2011. - Vol. 526.—Pág. 83–83. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201015415 - arXiv:1012.0833
5. ↑ Bradley E. Schaefer Kenyon. Historias de todas las novas recurrentes galácticas conocidas  (inglés)  (enlace no disponible) . arXiv.org (22 de diciembre de 2009). Archivado desde el original el 3 de noviembre de 2019.
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 BSJ. La nova recurrente U Scorpii  (inglés)  (enlace no disponible) . AAVSO (13 de abril de 2010). Archivado desde el original el 13 de diciembre de 2012.
7. ↑ Webbink, Ronald F.; Livio, Mario; Truran, James W.; Oro, Marina. La naturaleza de las novas recurrentes  . Servicio de Resúmenes de Astronomía (marzo de 1987). Archivado desde el original el 13 de diciembre de 2012.
8. ↑ Schaefer, Bradley E.; Ringwald, FA Un Período Orbital Mejorado para la Nova U Scorpii Recurrente  . Servicio de Resúmenes de Astronomía (julio de 1995). Archivado desde el original el 13 de diciembre de 2012.
9. ↑ Schmeer, P.; Waagen, E.; Shaw, L.; Mattiazzo, M.U Scorpii  (inglés) . Servicio de Resúmenes de Astronomía (febrero de 1999). Archivado desde el original el 13 de diciembre de 2012.
10. ↑ Hanes, D.A. La quiescencia posterior al estallido recurrente de nova U Scorpii  . Servicio de Resúmenes de Astronomía (marzo de 1985). Archivado desde el original el 13 de diciembre de 2012.
11. ↑ Schaefer, B.E.U Scorpii: ¿Nova recurrente a punto de estallar?  (Inglés) . Sky & Telescope (29 de abril de 2009). Archivado desde el original el 13 de diciembre de 2012.
12. ↑ Ernesto Guido, Giovanni Sostero. U Scorpii in Outburst  (inglés) (29 de enero de 2010). Archivado desde el original el 13 de diciembre de 2012.
13. ↑ JL Sokoloski, GJM Luna, K. Mukai, Scott J. Kenyon. Onda explosiva emisora ​​de rayos X del Nova RS Ophiuchi recurrente  (inglés)  (enlace no disponible) . arXiv.org (12 de mayo de 2006). Archivado desde el original el 19 de agosto de 2016.
14. ↑ Muy bueno, TD; Dhillon, VS; Littlefair, SP; pantano, TR; Smith, D. A. La masa de la enana blanca en la nova recurrente U Scorpii  . Servicio de Resúmenes de Astronomía (noviembre de 2001). Archivado desde el original el 13 de diciembre de 2012.
15. ↑ Tim Thoroughgood, Vik Dhillon, Stuart Littlefair, Tom Marsh, Deneal Smith. U Scorpii - A Ticking Time Bomb  (inglés)  (enlace no disponible) (30 de julio de 2001). Archivado desde el original el 5 de febrero de 2010.