Sur Astronómico

Jueves 21 de noviembre de 2024 09:54 UT - Día Juliano 2460636

V810 Centauri

V810 Centauri: un sistema binario luminoso con una componente pulsante

En esta entrega vamos a hablar de otra supergigante amarilla pero esta vez acompañando a una gigante azul en un sistema binario. V810 Cen ha sido clasificada como cefeida de largo período e incluso como cefeida de doble modo pero los cambios de amplitud de su curva nos dejan con una clasificación de SRd como la mejor opción.

V810 Centauri - Imagen: Enzo De Bernardini

Historia: cefeida más por ganas que por hechos...

En 1963, antes de descubrirse su variabilidad fotométrica, la supergigante de tipo espectral G0Ia V810 Cen (por entonces sólo HR 4511) ya se mencionaba como una posible variable espectroscópica (Bidelman y otros, 1963) debido a cambios en su velocidad radial detectados al comparar observaciones tomadas desde Bosque Alegre (Córdoba) con datos anteriores de la literatura.

Fernie (1976) fue quien descubrió la variabilidad de su luz como consecuencia de su investigación de estrellas similares a las cefeidas en la faja de inestabilidad. A partir de ese momento diferentes grupos comenzaron a estudiar la estrella y a intentar determinar su período.

En 1977, Fernie propuso que se trataba de una cefeida de largo período desestimando la posibilidad de que los cambios de velocidad radial se debiesen a duplicidad. Luego sabríamos que tanto pulsaciones como movimiento orbital eran los responsables de los cambios.

En 1978, Eichendorf y Reipurth derivaron un período de 125 d. para la estrella que, entonces, se consideraba parte del cúmulo abierto Stock 14, luego su pertenencia fue descartada.

En aquel paper, los autores postulaban a V810 Cen como una cefeida clásica de muy largo período y comentaban: "Estas cefeidas son muy difíciles de encontrar y hasta hoy no se conoce en nuestra galaxia ninguna cefeida con un período tan largo. También debido a su pertenencia a un cúmulo, HR 4511 puede ser de gran importancia en el estudio de cefeidas".

Uno de los motivos por los cuales la posibilidad de que V810 Cen fuese una cefeida clásica de tan largo período entusiasmó tanto a los astrónomos fue la ausencia de este tipo de estrellas en la Vía Láctea, cuando muchas de ellas se conocían en las Nubes de Magallanes. Las Nubes de Magallanes albergan, de hecho, una cantidad importante de variables que son escasas en nuestra galaxia o no se conocen, como por ejemplo, las cefeidas anómalas, las de doble modo (en especial aquellas que pulsan en los sobretonos en vez de en el modo fundamental) y las DPV (Variables de Doble Período, sistemas binarios con una primaria B que presentan intercambio de masa y la formación y disipación de un disco que implica que la curva de luz muestre las variaciones orbitales mezcladas con las variaciones del disco). La explicación más probable para este fenómeno es la diferente abundancia de metales (deficiencia en las Nubes de Magallanes) en cada una de las galaxias, lo cual da lugar a diferentes fenómenos físicos, o mejor dicho, diferentes manifestaciones de los fenómenos conocidos. También es posible que, debido a un efecto de perspectiva, veamos sin oscurecimiento interestelar a los bichos raros de las galaxias externas pero esas mismas estrellas queden ocultas en los brazos y el centro de nuestra propia galaxia tapadas por gas y polvo.

En 1980 van Genderen volvió a mencionar la posibilidad de que la estrella tuviese una compañera caliente debido a sus colores atípicos (en especial en el ultravioleta), lo cual se confirmó además con un espectro tomado por el satélite IUE (International Ultraviolet Explorer). Este autor belga también descartó la clasificación de cefeida de nuestra variable y sugirió que es posible que se trate de otro tipo de variabilidad no estudiado de supergigantes (el cual en 1982, Eggen llamó "pseudocefeida", algo que hemos comentado en ediciones anteriores), concluyendo que es probable que no haya ninguna cefeida con período tan largo en nuestra galaxia, ya que culpar a un efecto de selección por el hecho de no haber descubierto ninguna cuando se conocían unas 30.000 cefeidas, sonaba como algo no realista.

ASAS-3 y las cefeidas de período muy largo

La posibilidad de estudiar millones de curvas de luz con centenares de observaciones cada una con una cobertura temporal de años, ha hecho que nuevos tipos de variables fueran descubiertos o que se encontrasen esos ejemplares que se creían ajenos a nuestra galaxia. ASAS-3 ha sido fundamental en ese sentido en el extremo brillante del espectro visual. OGLE, SDSS y otros han extendido esa posibilidad a estrellas más débiles aunque aún en zonas selectas del cielo.

La identificación de cefeidas de largo período en ASAS-3 ha permitido conocer que, si bien existen algunas con períodos mayores a 50 días, la ausencia de períodos largos en la Vía Láctea es real.

Repasemos cuáles son las cefeidas de período más largo conocidas hoy en día.

Ya en 1998, Berdnikov y Turner confirmaban que II Carinae era una cefeida clásica con un período de 64,96 d. Datos de ASAS-3 dan un período de 64,90 d. para esta estrella.

Entre las nuevas candidatas:

Y, finalmente, como única cefeida de período superior a 100 d. tenemos a

  • ASAS 050008-6827.0, que tiene un período de 133,4 d. Pero, ¿es esta una cefeida clásica o un ejemplar de la clase CWA/RVA? (Wils y Otero, 2008)
  • BI Eridani parece ser una cefeida clásica (DCEP) con P= 136,6 d. y cambios abruptos de período, pero dada esta irregularidad, es preferible no considerarla como cefeida segura.

Es posible que no existan cefeidas con períodos mayores a 75-80 d. en nuestra galaxia.

En vista de lo anterior, la clasificación de V810 Cen como cefeida se torna aún más dudosa.

En 1981, Parsons estudió más profundamente los espectros del IUE y estableció el tipo espectral de la compañera en B0 ó B1. En un principio se pensó que era una supergigante pero Turner (1982) determinó una magnitud absoluta de -4.7, lo cual la situaba entre las gigantes.

¿Cefeida de doble modo?

En 1994, Burki publicó un paper analizando 16 años de datos fotométricos y de velocidad radial tomados desde La Silla (Chile). Lo que sorprende en este paper es que, a diferencia de los casos anteriores, el autor se refiere a V810 Cen como "la cefeida galáctica de período más largo", es decir, como si su pertenencia a la clase de las cefeidas fuese un hecho confirmado. Más aún, la clasifica como una cefeida de doble modo pulsando en el modo fundamental con un período de 153,19 d. y en el primer sobretono con un período de 104,46 d. Asimismo, el autor describe un período mayor a 4.000 d. posiblemente causado por el movimiento orbital. La curva de luz histórica (fig. 1), incluyendo datos visuales del autor para los últimos años, no parece sugerir nada de eso, salvo cambios de amplitud típicos de variables semirregulares.

V810 Centauri

Fig. 1 - Curva de luz histórica de V810 Centauri utilizando los datos de todas las referencias y datos visuales del autor.

Burki fundamenta su clasificación de cefeida de doble modo en la relación entre ambos períodos que es 0,68, mientras que las cefeidas de doble modo (CEP(B)) galácticas tienen relaciones (P1/P0) entre 0,697 y 0,711. Sin embargo, las 22 CEP(B) conocidas en la galaxia que pulsan en el modo fundamental y primer sobretono tienen todas períodos entre 2,1 y 6,3 días, lo cual hace poco probable la existencia de una estrella de esa clase tan fuera de rango. Asimismo, la amplitud total de las mismas es constante a través de los años, mientras que V810 Cen presenta cambios más allá de los resultantes del batido de dos períodos.

Una semirregular multiperiódica

En 1998, el mismo Burki acompañó a Kienzle, Burnet y Meynet en el estudio más reciente de la estrella, en el cual se refuta lo publicado en 1994 aduciendo que el período de 107 d. (en vez de 104,46) es demasiado largo para corresponder al primer sobretono y correspondería a pulsaciones no radiales (es decir, diferentes áreas de la estrella pulsan en diferentes direcciones, deformándola). Asimismo, el período del modo fundamental se da como 156 d. en vez de 153,19 y se lo asocia a pulsaciones radiales, y se agrega un período aproximado de 187 d. (180-225 d., también de pulsaciones no radiales) al combo de variaciones de V810 Cen. Los valores y amplitudes de los tres períodos son variables.

El período dominante en los primeros años de observaciones (principios de los '80) era el de 107 d. y en épocas más recientes (principios de los '90) pasó a ser el de 156 d. Sin embargo, el análisis de los datos visuales de los últimos 8 años indica que nuevamente el período más corto es el más evidente (ver fig. 2), en este caso, cercano a 99 días. La dispersión de las observaciones es grande debido a la escasa amplitud y a la presencia de los demás modos, por lo que el valor del período hay que tomarlo con precaución.

V810 Centauri

Fig. 2 - Curva de luz en fase de V810 Centauri utilizando los datos visuales del autor que muestran que en los últimos años el período dominante volvió a ser el más corto.

El paper de 1998 también descartó la pertenencia del sistema al cúmulo abierto Stock 14 basándose en las diferencias de velocidad radial. V810 se encontraría más lejos (más de 2.000 años luz) que el cúmulo, a 11.000 años luz de distancia, y sus componentes presentarían las siguientes características:

  • A= Tipo espectral = F8Ia; Mv= -8,4; Radio= 420 RSol; Temperatura= 5.970 K
  • B = Tipo espectral = B0III; Mv= -5,1; Radio= 14 RSol; Temperatura= 29.000 K

La masa inicial de la supergigante sería de 25 masas solares y actualmente se encontraría evolucionando hacia la izquierda en el diagrama H-R con una masa de 20 MSol. La compañera sería levemente menos masiva.

Observando V810 Centauri

La curva visual de la estrella ha demostrado ser de utilidad para determinar la evolución de los modos de pulsación de este fascinante sistema doble masivo. Sin embargo, hay que tener en cuenta que la amplitud es bastante pequeña, apenas superando 0,3 magnitudes en total, y generalmente en el orden de 0,1-0,2 mag. de ciclo a ciclo.

Para observarla pueden utilizar la siguiente carta:

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

Buenos cielos.

Referencias

Oscar Ferreyra - Mendoza,Argentina. · 04/08/2014 00:24 UT
Hola!. Muy lindo el informe. ¿Me podrían enviar el mail o el facebook de Sebastián Otero?. Siempre que él, lo autorice.Soy aficionado principiante a la astronomia de Mendoza. Un saludo.
Fernando - Rosario · 20/09/2009 17:49 UT
Fascinante historia, gracias por compartirla.saludos