MN112 – ¿Una nueva Variable Luminosa Azul descubierta por su nebulosa? - principal


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Las Variables Luminosas Azules (Luminous Blue Variables, LBVs) son una rara clase de estrellas muy masivas que se tambalean al borde de la estabilidad

La más famosa de esta clase de estrellas es Eta Carinae, muy estudiada. Al igual que muchas otras LBVs, Eta Carinae está envuelta en una nebulosa de su propia creación.

La inestabilidad de la estrella la hace deshacerse de grandes cantidades de masa, incluso durante la breve vida en la secuencia principal. Qué hace tan inestables a estas estrellas es una cuestión abierta que ha sido difícil de responder debido a la escasez de LBVs conocidas. Teniendo en cuenta que la función inicial de masa predice que estrellas masivas así deben ser poco frecuentes, esto no es una sorpresa, pero la identificación de estas estrellas a menudo se hace aún más difícil debido al enrojecimiento que causan sus nebulosas.

Sin embargo, un equipo internacional de Rusia y Sudáfrica propone que la nebulosa en sí puede servir para ayudar a identificar a los posibles candidatas de ser LBVs. Para probar su hipótesis, ellos exploraron los archivos de imagen del Spitzer de nebulosas con características similares a las de LBVs conocidas. La característica que distingue a las potenciales nebulosas LBV de otras nebulosas fue la emisión sólo en las imágenes de 24 μm (probablemente debido al hecho de que las nebulosas no funcionan como modelo de cuerpo negro a esas longitudes de onda, sino que emiten más fuertemente en longitudes específicas de onda debido a la fluorescencia).

En su revisión de las nebulosas potenciales, ellos identificaron una conocida como MN112. Para explorar la posibilidad, el equipo tomó espectros de alta resolución de la estrella central. Determinaron que la estrella central tenía muchas semejanzas con la conocida LBV P Cygni. Más notable, la candidata a ser LBV mostró líneas de emisión muy fuerte para el hidrógeno y helio I justo al lado de las líneas de absorción de los mismos elementos. Esto es causado por las regiones de alta presión, ya sea en la atmósfera de la estrella o cuando el viento más rápido de la estrella interactúa con la nebulosa, de movimiento más lento, que la rodea. La región de alta presión se vuelve más densa y aporta líneas de emisión. Debido a que se mueve hacia el exterior, está ligeramente desplazada al azul y, por lo tanto, no aparece directamente en la parte superior de la línea de absorción causada por la atmósfera, relativamente menos densa. Esta característica se conoce como perfil de P Cygni.

Otra característica para la identificación de las Variables Luminosas Azules es que son variables (¡sorpresa!), tanto como 1 a 2 magnitudes. El equipo tenía registros de las estrellas a partir de placas fotográficas que datan desde 1965, así como más recientes mediciones con CCD, y descubrieron que no se había visto a la estrella variar significativamente desde una aparente magnitud azul (mB) de 17. Sin embargo, en la región de infrarrojos ellos determinaron (utilizando sus propias observaciones fotométricas) que la estrella ha brillado en 0,4 magnitudes en los últimos 19 años. Aunque esto queda corto para la variabilidad esperada para una LBV, ellos sugieren que “es muy posible que una fracción significativa de las LBVs (si no todas) pasa a través de los largos períodos de reposo (de siglos o más aún, por ejemplo Lamers 1986) de modo que la rápida variabilidad (en escalas de tiempo de años a décadas) observada en la gran mayoría de las LBVs clásicas podría ser simplemente debido al efecto de selección”..

Los autores declaran su intención de continuar la observación de esta LBV candidata con la esperanza de que se presenten novedades en el futuro.

Fuente: Universe Today. Aportado por Eduardo J. Carletti

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