AI Canis Minoris

AI CMi: ¿una nebulosa planetaria en formación?

Este mes nos ocupamos de una estrella que aparentemente se haya en un estado evolutivo muy particular y podría formar parte de una clase de variables no reconocida.

Historia

AI Canis Minoris fue detectada como variable por T. Notni en 1955. A partir de ese momento, su clasificación ha sido ambigua. Debido a la presencia de mínimos relativamente profundos en su curva de luz, fue incluso clasificada como RCB (Ver RY Sagittarii), aunque también como SRd o pseudocefeida.

Veamos las características de cada una de estas clases.

Las SRd son variables semirregulares amarillas, gigantes y supergigantes. No es una clase homogénea y probablemente incluya distintos tipos de variabilidad y parámetros físicos, es decir tanto estrellas masivas de población I como estrellas evolucionadas de población II. Toda variable pulsante gigante o supergigante de tipo espectral F a K que no es cefeida o RV Tauri es considerada SRd.

Las pseudocefeidas fueron propuestas como supergigantes con variaciones de luz más erráticas que las de las cefeidas (Eggen, 1983), aunque AI CMi presenta una amplitud mucho mayor a las demás candidatas y su periodicidad es casi nula. El término "pseudocefeida" no es utilizado actualmente por la comunidad científica.

Finalmente, el GCVS (General Catalogue of Variable Stars, Kholopov y otros, 2008) la clasifica como L:, clase que engloba a variables irregulares rojas poco estudiadas. La mayoría de las variables de tipo L resultan ser semirregulares con pocos datos disponibles para una apropiada clasificación. Además, la L suele aplicarse a estrellas rojas, dejando la letra I para estrellas irregulares jóvenes como las T Tauri.

El espectro de AI CMi es G5Iab (aunque la determinación es difícil debido a la presencia de polvo que afecta los colores), lo cual la sitúa lejos de las típicas variables L.

Naturaleza

Dice el dicho que las apariencias engañan. El mes pasado estudiamos VY CMa, una supergigante envuelta en material expulsado y con apariencia rojiza. Si bien, a primera vista AI CMi podría parecer similar, actualmente se cree que es una estrella de tipo solar en sus últimas etapas evolutivas, más precisamente alcanzando el final de la fase post-AGB, previa a la formación de una nebulosa planetaria. VY CMa es una estrella masiva y, como tal, no pasó por la fase de gigante roja. AI CMi es una estrella de baja masa.

La fase post-AGB es la que sigue a la rama gigante asintótica (AGB), donde la estrella obtiene su energía de la quema de helio e hidrógeno en capas. La gigante roja creada en esta etapa emite fuertes vientos estelares y su núcleo se contrae y calienta gradualmente bajo la presión de la gravedad debido a que en él ya no se producen reacciones nucleares. Al perder masa al medio interestelar y calentarse, su posición en el diagrama H-R se desplaza hacia la izquierda dando lugar a la fase post-AGB, donde las estrellas están rodeadas por la envoltura de gas expulsado. Esta fase evolutiva sólo dura unos pocos miles de años. Cuando el remanente de la estrella alcanza una temperatura crítica (30.000º K en superficie), el gas expulsado en la fase AGB es ionizado por la radiación ultravioleta emitida por la estrella y se ilumina formando la nebulosa planetaria.

Si bien AI CMi es una estrella amarilla, nosotros la vemos con un tono rojizo. Esto se debe a que la estrella está envuelta en gas y polvo y la energía emitida en el visual es absorbida y reemitida en longitudes de onda infrarrojas.

Las posibles causas para la variabilidad de las estrellas post-AGB son enumeradas por Mesler y Henson (2008) como:

• 1. Pulsaciones radiales de la estrella central.
• 2. Eventos de pérdida de masa de pequeña escala.
• 3. Fluctuaciones térmicas en la superficie estelar debido a la presencia de celdas de convección.
• 4. Obscurecimientos intermitentes de la estrella central a causa de la envoltura de gas y polvo expulsado.

Fig. 1 - Curva de luz de AI CMi desde 1980 hasta el presente, incluyendo datos fotométricos de Eggen (1983), Tycho (Perryman y otros, 1997), TASS (Droege, 2003), ASAS-3 (Pojmanski, 2005) y datos visuales del autor. En ella puede apreciarse el rango de la variable en los últimos años.

AI CMi es una de las estrellas de este tipo con mayor amplitud observada. La curva de luz (fig. 1) recuerda a las variables rojas irregulares (lo cual justifica en cierta medida la clasificación en el GCVS). Siguiendo este parecido, la causa 1) parece la más apropiada. Sin embargo, la causa 4) explicaría por qué la estrella ha sido clasificada como RCB en el pasado. No obstante, la curva de luz reciente, si bien presenta mínimos más profundos que otros, no indica ningún fenómeno significativo. Una combinación de todas las características de la fase post-AGB podría ser la responsable de los fenómenos observados.

Una estrella con una curva similar a AI CMi es NSV 8172 (ver curva de ASAS-3), cuyo espectro es exactamente el mismo (G5I) y está clasificada como CEP: (posible cefeida) en el catálogo NSV (New Suspected Variables) del equipo del GCVS. Varía entre V= 9.65 y 11.6 (casi la misma amplitud que AI CMi, ¡estas dos estrellas parecen gemelas!) y es una fuente infrarroja.

Ambas estrellas podrían ser representantes de un nuevo tipo de variable constituído por estrellas supergigantes amarillas con exceso infrarrojo en camino a convertirse en nebulosas planetarias.

Fig. 2 - Curva de luz de AI CMi desde 2000 hasta el presente, en la que pueden verse los ciclos de variación irregulares y la presencia de mínimos más profundos.

Observación

Los extremos de variación históricos de AI CMi son V= 7.76 y 9.54. Es una variable interesante para el observador visual dado su rango y su comportamiento errático, pero más que nada, porque al mirarla estamos mirando una etapa evolutiva que dura muy poco por lo que hay muy pocos ejemplos similares.

En enero de 2009, se encuentra cerca de un máximo en V= 7.9 (ver fig. 2) y bien ubicada durante toda la noche.

Para estimarla, pueden utilizar la siguiente carta:

• http://varsao.com.ar/AI_CMi.gif

Comentarios sobre este artículo o variables en general: Sebastián Otero.

Buenas observaciones.

Referencias

• Droege, T.F., 2003, (http://www.tass-survey.org)
• Eggen, O.J, 1983, AJ, 88, 386 (1983AJ.....88.386E)
• Kholopov, P.N. et al., 2008, The combined table of General Catalogue of Variable Stars volumes I-III, 4th ed. (GCVS4) and Namelists of Variable Stars Nos.67-79 (http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/iii/html/)
• Mesler, R.A., Henson, G.D., 2008, Journal of the Southeastern Association for Research in Astronomy, 2, 10 (2008JSARA...2..10M)
• Perryman, M.A.C., et al., 1997, The Hipparcos and Tycho catalogues (1997ESASP1200.....P)
• Pojmanski G., 2005, ASAS-3, http://www.astrouw.edu.pl/~gp/asas/asas.html