b Velorum

b Vel: una supergigante amarilla

En esta entrega vamos a hablar de una estrella que si bien no destaca por la amplitud de sus variaciones, es un ejemplo de una etapa evolutiva muy corta: el estadio de supergigante amarilla.

Supergigantes amarillas

Las supergigantes amarillas son una clase de estrellas muy escasa. Esto se debe a dos factores principales:

• 1. Se trata de estrellas masivas, y cuanto más masivas son las estrellas, menor es su número estadísticamente.
• 2. La etapa de supergigante amarilla es una fase muy corta en la evolución de una estrella. Las estrellas en su cambio de fuente de energía nuclear, sólo están de paso brevemente en esta fase, en su camino de supergigantes azules a rojas o viceversa.

Por otro lado, como estas estrellas son muy luminosas, no son tan extrañas en el cielo como su cantidad sugiere. Canopus (alpha Carinae), la segunda estrella más brillante del cielo (V= -0,73), tiene un espectro F0Ib y Wezen (delta Canis Majoris) es una F8Ia (con V= 1,83).

Hay varias clases de variabilidad asociadas a este tipo de estrellas pero la clasificación y lo que sabemos de ellas no es tan claro como en otros casos.

Podemos mencionar a las RCB (ver RY Sagittarii), que se cree son el resultado de la unión de dos enanas blancas que reviven en una supergigante amarilla, a algunas cefeidas clásicas (ver l Carinae) en la zona de menor luminosidad, a las RV Tauri (estrellas muy evolucionadas en las fases previas a convertirse en enanas blancas), incluso a alguna S Doradus (estrellas muy masivas con mucha pérdida de masa y desplazamientos horizontales en el diagrama H-R) en la zona de mayor luminosidad y sobre todo, a las SRd, semirregulares de tipos espectrales F a K.

Semirregulares amarillas (SRd)

Esta clase está pobremente definida e incluye estrellas de diferente naturaleza que probablemente deberían estar agrupadas en clases de variabilidad distintas. Tanto gigantes como supergigantes están incluídas entre las SRd. Tanto estrellas post-AGB como estrellas jóvenes. De hecho, el GCVS (Catálogo General de Estrellas Variables) las clasifica como "variables semirregulares gigantes y supergigantes de tipos espectrales F, G y K, a veces con líneas de emisión en sus espectros. Las amplitudes están en el rango de 0,1 a 4 magnitudes y los períodos van de 30 a 1.100 días".

Sin embargo, la literatura incluye clasificaciones más específicas. A saber:

• Variables tipo UU Herculis: tienen tipo espectral F y muestran dos modos de pulsación y variaciones menores a 1 magnitud. Estas estrellas son pobres en metales y tienen exceso infrarrojo. Sus períodos varían entre 40 y 100 días. BL Telescopii, una de las eclipsantes más interesantes del cielo, pertenece a este grupo.
• Variables 89 Herculis: Supergigantes amarillas de baja masa (objetos post-AGB) que muestran variaciones de pequeña amplitud (0,3 mag.) con períodos entre 40 y 80 días.

Las SRd del GCVS pueden mostrar variaciones erráticas o de muy baja amplitud o variaciones muy regulares, casi comparables a las cefeidas. Dos curvas de luz muy diferentes lo ejemplifican (Fig. 1 y 2).

En este grupo se incluyen estrellas como rho Cassiopeiae, que es una hipergigante altamente variable con episodios de oscurecimiento provocados por eyección de materia (lo cual la hace más parecida a las S Doradus que a las SRd). También estrellas deficientes en hidrógeno como V4152 Sagittarii están catalogadas como SR cuando su variabilidad probablemente constituya una nueva clase (V4152 Sgr será la variable del mes de julio y allí se ampliará esta información). También hay estrellas de tipo RV Tauri mezcladas con las SRd del GCVS. O estrellas únicas como BM Scorpii, que será variable destacada en junio. La extraña V810 Cen (variable de abril) también es SRd en el GCVS y hasta ha sido considerada como cefeida de doble modo y como pseudocefeida (ver AI CMi) en la literatura Como ven, esta clase es completamente heterogénea y hace falta aprender mucho acerca de estas estrellas.

Fig. 1 - Curva de luz de PS Geminorum usando datos de ASAS-3. La curva de luz se repite con asombrosa regularidad.

Fig. 2 - Curva de luz de AX Sagittarii usando datos de ASAS-3. La curva muestra variaciones de escasa periodicidad, superpuestas a un ciclo de muy largo período.

NSV 4199 = b Velorum

b Velorum no ha sido estudiada frecuentemente por lo que su verdadero rango de variabilidad no se conoce con exactitud. El equipo del GCVS la catalogó como NSV 4199 con una variación entre V= 3.80 y 3.91. Estos valores son los extremos registrados en el GCPD (Catálogo General de Datos Fotométricos) en el sistema UBV. Una observación en el sistema uvby registra 3.79 y el paper de Steemers y van Genderen (1986) da un rango de 0.15 mag. en el sistema de Walraven que convertido a V da 3.82 - 3.97, aunque salvo una sola observación en 3.97, el resto se mantiene entre 3.82 y 3.90. Finalmente, Hipparcos es la fuente más importante de monitoreo a largo plazo de la estrella, y la curva de luz preparada con esos datos puede verse en la Fig. 3.

La amplitud es de 0.06 mag. y si las transformación entre Hp y V (Otero, 2003) funciona para este tipo de estrella, el rango medido es 3.76 - 3.82.

Fig. 2 - Curva de luz de b Velorum usando datos de Hipparcos. Durante 1989 y 1993 la amplitud estuvo en el orden de 0,06 magnitudes.

Clasificar a b Velorum con los datos disponibles es imposible. Su curva de luz no ha mostrado una periodicidad definida en los cortos intervalos en que se la ha medido. Es obvio que los cambios de luz no son lo suficientemente periódicos como para clasificarla como SRd, lo cual muestra el vacío taxonómico que hay para estas estrellas. Tanto Canopus como Wezen tienen registradas pequeñas variaciones de pocas centésimas también por lo cual las supergigantes de tipo F pueden constituir una nueva clase de variables irregulares.

b Velorum es una estrella muy luminosa que ha sido considerada incluso como hipergigante en algunos estudios, pero el paper más reciente de Forbes y Short (1994) establece que se trata de una supergigante de tipo espectral F0Ia con una magnitud absoluta de -9.0. Su masa rondaría las 25 masas solares y se encontraría en un estado evolutivo avanzado, ya que diversos estudios han encontrado que está rodeada por un envoltorio gaseoso, probablemente eyectado en la fase de supergigante roja. Actualmente la estrella estaría dirigiéndose a la izquierda en el diagrama H-R y algún día explotará como supernova.

Se cree que b Velorum estaría físicamente relacionada con el cúmulo abierto Pismis 6 (si bien no sería parte de él) y con la asociación Vela OB1 que abarca varios cúmulos abiertos situados a una distancia promedio de 1,7 kiloparsecs (5.540 años luz), por lo tanto se cree que esa sería la distancia a la cual se encuentra de nosotros. Las distancias basadas en el sistema de paralaje (Hipparcos da 3.106 años luz) no dan resultados confiables para estrellas tan lejanas.

Observando b Velorum

Para observar b Velorum contamos con la misma carta que publicamos el mes pasado al referirnos a l Carinae, ya que la estrella se encuentra en un campo cercano. Su observación será una tarea sólo para elegidos ya que sus variaciones son muy pequeñas. Quienes quieran tomar el desafío, la carta está en:

• http://varsao.com.ar/Carta_l_Car.htm

Si bien el rango total histórico de b Velorum es de sólo 0,15 mag. aproximadamente, sabemos tan poco acerca de este tipo de variables que observarla nunca está de más. La amplitud podría aumentar o presentar algún cambio inesperado. Por otro lado, una observación continua sería muy útil ya que la estrella escapa a la detección de estudios sistemáticos que saturan para estrellas tan brillantes y su comportamiento a largo plazo es desconocido.

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

Referencias

• Forbes, D., Short, S., AJ, 108, 594-599 (1994AJ....108.594F)
• 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/)
• Otero, S., 2003, IBVS No. 5482 (http://www.konkoly.hu/pub/ibvs/5401/5482-t2.txt)
• Perryman, M.A.C., y otros, 1997, The Hipparcos and Tycho catalogues (1997ESASP1200.....P)
• Pojmanski G., 2005, ASAS-3, http://www.astrouw.edu.pl/~gp/asas/asas.html
• Steemers, W.J.G., van Genderen, A.M., 1986, A&A, 154, 308 (1986A&A...154..308S)