sábado, 24 de marzo de 2012

Una campaña para estudiar CH Cygni, una estrella simbiótica

La categoría de la estrellas simbióticas, o estrellas variables tipo Z Andromedae es ciertamente singular. Más que por un comportamiento característico de su variación luminosa, su característica distintiva es el extraño espectro que presentan al estudiar su distribución energética, imposible de explicar si se piensa en que es un solo objeto el que lo produce. Simultáneamente, en la parte hacia el "azul", la más caliente, presentan un continuo intenso y fuertes líneas de emisión del hidrógeno, a la vez que en la parte "roja", la más fría tiene a su vez un continuo apreciable con lineas de absorción típicas de estrellas frías.

Espectro de Z Andromedae en estado de reposo o aquiescencia, obtenido por Kenyon. Extraido de Kenyon, S.J.,1986, The symbiotic stars, Cambridge University Press.

Se hizo evidente que tal espectro solo se podía explicar por la presencia de dos estrellas muy distintas, una gigante roja de tipo espectral M y una estrella caliente de la secuencia principal, o en ocasiones, una enana blanca. En un sistema tal se pueden dar muchas variantes y fenómenos. A partir del concepto de dos estrellas en un sistema en que interaccionan, se les bautizó como estrellas simbióticas.


Esquema de un sistema binario simbiótico. Formado por una gigante de tipo M y una estrella caliente de la secuencia principal. La distancia entre las componentes posibilita que haya transferencia de materia de la primera a la segunda, lo cual origina un disco de acrección, formación de chorros y nebulosas.

Las estrellas variables Z And se comportan como variables eruptivas, con unas variaciones lentas y episodios de fulguración. Existen sitemas de este tipo que han dado lugar a novas, como PU Vulpeculae. Y a su vez, como binarias pueden actuar como eclipsantes. El componente frío, la gigante roja, puede tener variabilidad y pulsar como una variable tipo Mira o semirregular. Todos estos fenómenos se superponen en la curva de brillo, haciéndola difícil de interpretar.

R Aquarii, sistema simbiótico formado por una gigante roja  y una enana blanca. La expulsión de gas ha terminado formando una extensa nebulosa en su entorno. Imagen de David Malin y el Observatorio Anglo-Australiano.


Las simbióticas tienen variaciones muy lentas, pero la interacción entre el disco de acrección y la materia vertida por la gigante roja  a  través del lóbulo de Roche, así como por la formación de chorros, causan fluctuaciones muy rápidas de baja amplitud que pueden ser desentrañadas con una fotometría precisa.

Curva de brillo de Z Andromedae. Fuente: Base de datos internacional de la AAVSO. Esta curva, que abarca 1600 días, más de 4 años, presenta lentas variaciones al estilo de una variable eruptiva, pero extraordinariamente lenta. Están vinculadas al estado de energía del disco de acrección.

No solo en el espectro visible, las estrellas simbióticas tienen una actividad muy variable en rayos X, especialmente en el rango de los rayos X de baja energía. Cuando el componente más caliente es una estrella enana blanca, se forman chorros o jets polares por la interacción del gas con el campo magnético. A través de estos se expulsa gas que suele quedar en su entorno formando una nebulosa de reflexión.


Nebulosa bipolar formada por la expulsión de gas por un jet rotatorio desde una binaria simbiótica

Los sistemas simbióticos todavía siguen planteando dudas importantes. CH Cygni es un representante de esta clase de estrellas variables; durante muchos años desde su descubrimiento, se clasificó como variable semirregular, por presentar una fluctuación periódica bastante definida con un periodo entre 90 y 100 días. Pero a mediados de la década de los 70 su comportamiento cambió radicalmente.


Curva de brillo de CH Cygni, desde su descubrimiento en 1927, hasta la actualidad. Se observa perfectamente el drástico cambio en su variabilidad hacia 1976. Fuente: base de datos internacional de la AAVSO.

Es cuando la variación comenzó a ser de gran amplitud e irregular, a la vez que los espectros iban mostrando que un componente caliente, que había pasado inadvertido, se iba haciendo predominante en la emisión, mostrándose como un fuerte componente continuo en el azul. Sin lugar a dudas, CH Cyg tenía que ser reclasificada como simbiótica o Z And.


Posiblemente a causa del comienzo de una intensa transferencia de materia, se formó un disco de acrección alrededor de la componente compacta y caliente, o se densificó uno que ya existía. Por un proceso de transferencia de energía cinética al gas del disco, este, en un determinado punto de presión y temperatura se hace transparente a la radiación  y empieza a brillar considerablemente en el visible y ultravioleta, haciéndose el elemento que aporta la mayor parte del brillo total del sistema. En virtud de este proceso, se experimenta una erupción muy prolongada que llega a su máximo brillo en 1983, inferior a magnitud 5.5


CH Cyg en ondas de radio observado por el VLA. La composición, obtenida por interferometría, muestra dos protuberancias simétricas, a un lado y a otro de la estrella, que está en el centro. Se trata de los chorros eyectados desde la componente compacta.


El estallido observado en el visible coincide en el tiempo con un potente chorro observado en ondas de radio, aunque es esta región del espectro electromagnético, la máxima emisión está algo retrasada respecto al óptico. A medida que el sistema va relajando su actividad a partir de la mitad de los años 90, se empezaron a dar condiciones favorables para estudiar el chorro polar


Composición de imagen óptica del campo de CH Cyg (la estrella brillante en el centro) con imagen en infrarrojo del IRAS. En las longitudes de onda más largas se ve claramente la estrella simbiótica como un objeto difuso con dos extensiones simétricas, que son los jets.
La presencia de episodios tan marcados de actividad y de tranquilidad, marcadamente alternados es muy difícil de explicar. Hay tres modelos, basados en un sistema binario, acompañado de un tercer componente:


  • Un sistema binario que interacciona, el que ya conocemos, con un periodo de revolución de 2.07 años, circundado por una tercera componente que sería una estrella fría de baja masa de la secuencia principal, con un periodo de 14 años. Se apoya en medidas de velocidad radial.
  • El mismo sistema binario, circundado por una gigante roja con una órbita de 14 años. Tanto el par más cerrado, como este y el tercer miembro, producen eclipses, que con distinta periodicidad, explican las variaciones periódicas observadas en espectros ultravioletas y ópticos de gran resolución.
  • El sistema binario está acompañado por un tercer miembro que  sería una enana blanca, en una órbita muy inclinada respecto a la del sistema más interior. Esta circunstancia hará que por unas perturbaciones (la llamada resonancia de Kozai), la inclinación y excentricidad de la órbita de las dos estrellas interiores varíe gradualmente. Con una alta excentricidad, el sistema expele gas, que al ser atrapado por la enana blanca más exterior, produce la alta actividad observada.
El poder dar uno de los modelos por válido, y desechar los otros dos requerirá más trabajo de investigación. La posibilidad de observar con una gran resolución, gracias al Telescopio Espacial Hubble (HST), tanto para tomar imágenes como espectros, puede ser decisiva para progresar en el conocimiento de los sistemas simbióticos, y de CH Cygni en particular.


Margarita Karovska, del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, realiza observaciones con el HST y el Chandra (telescopio espacial en Rayos X) de la región central y del chorro que se genera en esta. Durante este mes de marzo se le ha concedido tiempo de observación, pero va a necesitar la ayuda de los astrónomos aficionados.


Carta de observación de CH Cygni. Para hacer fotometría CCD consultar la tabla de fotometría, que se puede generar en el VSP de la AAVSO


El pasado 15 de marzo, la AAVSO informó en el Alert Notice #454, y en el Special Notice #267 de la solicitud de observaciones. Por un lado, se pueden hacer estimaciones visuales con una cadencia de una observación por semana. Y por otro, se necesita fotometría CCD, ya sea de un punto por noche, como, preferiblemente, series de medidas con alta resolución temporal, si es posible al minuto. 

Son validas todas las bandas estándar, desde U o B hasta J, H o K; para los aficionados serán más usuales las bandas B, V, Rc e Ic. Si no se dispone del juego de filtros fotométricos para CCD y se esté pensando la adquisición de uno, se recomienda el V.

Dado que CH Cygni está en una magnitud aproximada de 7.1, no es en absoluto difícil conseguir una relación señal/ruido muy alta que permita una fotometría de bastante precisión. Pero de hecho, la estrella es tan brillante que va a saturar con exposiciones cortas. Por ello se recomienda desenfocar la imagen, hasta que la estrella se pueda exponer sin saturar en aproximadamente 60 segundos, De esta forma obtendremos medidas con mucha precisión evitando que se "queme" la estrella, y a la vez evitando el centelleo.


La ronda de observaciones con el HST tuvo lugar el 18 de marzo, pero las medidas siguen siendo necesarias, puesto que se pretende que sirvan para interpretar los datos obtenidos, para lo cual es necesaria la fotometría, tanto antes, como durante y después. Una vez obtenidas las medidas de brillo estaría bien hacerlas llegar a la AAVSO cuanto antes.


Desde el J30 se intentará hacer una serie fotométrica corta cuando CH Cyg sea visible de madrugada, si el tiempo lo permite. Sería apasionante poder colaborar, siquiera sea mínimamente, en esta campaña.

4 comentarios:

  1. Excelente documentación. Habrá que echarle un ojo a esa estrella. Desde luego estos proyectos de la AAVSO animan a uno a observar.

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  2. Gracias Juan Luis, hubiera sido interesante haber escrito esto antes, pero como sabes estuve un poco liado con otra estrella :-D

    No estaría mal intentarla; es un reto por lo brillante que es, habría que desenfocar seguro. Al final me he dado cuenta de que no la voy a tener a tiro hasta dentro de unso meses, ya que yo miro al W, aun así no me quedaré sin probar a hacer fotometría de CH Cygni.

    Un saludo

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  3. Que posibilidades hay que la evolución de este sistema termine en una supernova o alguna forma que pueda emitir fuertes radiaciones. Si es así que tan lejos pueden llegar estas, y que tan seguros estamos a sólo 800 años luz?
    superhenrex

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  4. Hola Enrique, no se puede negar rotundamente que CH Cyg no pudiese originar una supernova (de tipo Ia), pero ello requeriría que se produjese acrección de materia a un cierto ritmo, que no creo que se dé en todos los sistemas binarios estrechos.

    De todos modos, como aún no tenemos un modelo definitivo de CH Cyg no podemos responder con seguridad a esa cuestión.

    En cuanto a radiaciones fuertes, entendidas como radiaciones de alta energía: rayos X y gamma, no parece que se pueda dar ningún proceso que de lugar a ello.

    Un saludo

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