La nova recurrente U Scorpii
Fuente: American Association Variable Star Observer (AAVSO).
Traducción: Dr. Salvador Aguirre.
A mediados del año podemos ver el centro galáctico en una noche oscura y clara, incluyendo los ricos campos de estrellas en las constelaciones de Sagitario y Ofiuco, así como una de las constelaciones más interesantes en el cielo: el Escorpión: el escorpión gigante de la mitología griega. Aunque Sagitario y Ofiuco tiene muchas variables conocidas, el Escorpión tiene también un buen número de variables, incluyendo algunas novas galácticas. Una de las más famosas (y más excitante) Novas de la era moderna está aquí en Escorpión, la nova recurrente U Scorpii. Esta (muy pero muy) rápida Nova fue inicialmente descubierta en 1863 por Pogson y ha recurrido muchas veces desde entonces. Esta temporada, es el objetivo para la campaña más importante en la AAVSO.
U Scorpii: una (muy) rápida historia.
U Sco fue primeramente descubierta durante un estallido en 1863 por el astrónomo Ingles N. R. Pogson, cuando era director del Observatorio Madras en la India. Pogson siguió a la nova durante un periodo corto de visibilidad, encontrándola en una magnitud de 9.1 el día 10 de Mayo de ese año. Dentro de una semana, cayó su magnitud hasta 12.8 y para el día 10 de Junio se había perdido. No se volvió a ver por más de 80 años, cuando fue detectada por Helen Thomas en su estudio de archivos de placas de patrullaje en Harvard. U Sco fue encontrado en estallido en mayo 12 de 1906 y nuevamente en Junio 21 de 1936.
Thomas encontró que tanto los tiempos de incremento y decremento de U Sco fueron muy cortos, durante el estallido de 1936, ya que la estrella disminuyó más de una magnitud en menos de nueve horas, y cayó por 6 y media magnitudes en un mes.
El redescubrimiento de U Scorpii y la medición de la curva de luz han dejado claro que no es el único miembro del exclusivo club de las novas recurrentes, pero si es una de las novas más rápidas y tiene el record de la nova más rápida conocida.
U Sco durante su mínimo típicamente se encuentra en magnitud 18.0 o por debajo de ese nivel.
U Sco ha tenido la más grande cantidad de estallidos registrados de todas las novas recurrentes: con estallidos registrados en 1863, 1906, 1917, 1936, 1945, 1969, 1979, 1987 y 1999. El tiempo entre los estallidos ha sido regular - alrededor de 10 años.
A pesar del gran número de estallidos, U Sco continúa siendo una de las novas recurrentes menos comprendida. La extrema rapidez de su incremento y decremento no ha permitido a los observadores observar su estallido y esto conlleva un precioso tiempo (y muy corto) para estudiar las propiedades del mismo. Webbink et al (1987) notó que no fue hasta el estallido de 1979 que se obtuvieron buenas mediciones de las propiedades espectroscópicas de U Sco.
Nova: enana, clásica o recurrente?
Las variables cataclísmicas son un grupo diverso de estrellas variables binarias compuestas de una primaria enana blanca y una estrella secundaria gigante de la secuencia principal. Las estrellas orbitan cercanamente y permite que una de ellas transfiera masa de la estrella secundaria a la enana blanca. Dado que el proceso de transferencia de masa genera mucha energía, esto es lo que hace la variabilidad. Y la variabilidad puede ser "cataclísmica" y que estas estrellas brillan considerablemente en un corto periodo de tiempo.
La palabra "Nova" es usada para muchas de estas estrellas debido a que su comportamiento es un brillo repentino, algunas veces desde la invisibilidad telescópica a un obvio brillo visible a simple vista. Cuando esto ocurre, durante un corto periodo de tiempo aparece como una "nueva estrella" o (nova stella) en el cielo.
Los tipos más comunes son las novas enanas, las novas clásicas y las novas recurrentes.
Estas clases se diferencias de dos maneras: por el motivo de su incremento en su luminosidad y por la cantidad de su brillo.
Las más comunes son las novas enanas que brillan debido a que la materia fluye de la estrella secundaria hacia la enana blanca (formándose un disco de acrecion que se calienta) a intervalos al azar. Cuando más caliente se pone, su brillo es mayor. Un estallido de enana blanca puede incrementar la luminosidad de los sistemas binarios por un factor de 100 o más en algunos días o semanas, hasta que el disco de acrecion alrededor de la enana blanca se enfría nuevamente.
Esto se repetirá una y otra vez, durante pocos días a pocos años dependiente de la estrella.
Las novas clásicas son más espectaculares: cuando tienen su estallido, brillan por un ¡factor de diez mil o más! Se produce un disco de acrecion de materia similar a las novas enanas, pero en la nova clásica, la materia se apila en la superficie de la enana blanca calentándose y aumentando su densidad con el paso del tiempo hasta que se produce una reacción termonuclear. Estas estrellas son como bombas termonucleares gigantes, durante su estallido temporal puede tener el brillo de más de 10 mil soles. La curva de luz de las novas individuales, típicamente brillan de una invisibilidad telescópica en el curso de muchas horas, a un día o dos y alcanzar su pico, y disminuyen a la invisibilidad telescópica en tiempos que varían de días a varios meses, pero nunca se vuelven a ver, al menos durante nuestras vidas.
La tercera clase, las novas recurrentes, son como U Scorpii.
Novas Recurrentes: Un club exclusivo.
Las novas recurrentes son como las novas clásicas que consisten en una estrella primaria enana blanca que forma un disco de acreción con masa de una estrella secundaria. El material del disco de acreción se acumula en la enana blanca y eventualmente alcanza la temperatura y presión necesaria para iniciar una reacción termonuclear. Cuando esto pasa, la capa del material de acreción sufre la fusión termonuclear, lo que incrementa rápidamente el brillo del sistema y expulsa esta capa de material fuera de la superficie de la enana blanca. La nova recurrente difiere de la nova clásica por su repetición observable en escala de tiempo. Las novas clásicas no repiten por cientos o miles de años, pero las novas recurrentes pueden recurrir en escalas de tiempo de años o décadas.
Las novas recurrentes son un grupo que tiene mayores masas de acreción que el promedio de las novas clásicas. Los tiempos cortos de ocurrencia también sugieren que la enana blanca primaria está más cercana al limite de Chandrasekhar para una nova recurrente, debido a fuerte gravedad en su superficie lo que incrementaría la compresión del hidrógeno y así realizar la fusión termonuclear y aumento de la temperatura seguido por un estallido de la nova.
Lo que es más interesante de las novas recurrentes es su escasez relativa: únicamente hay diez confirmadas como novas recurrentes en la Vía Láctea al tiempo actual. Estas son: T Pyx, IM Nor, CI Aql, V2487 Oph, U Sco, V394 CrA, T CrB, RS Oph, V745 Sco, y V3890 Sgr.
Las novas recurrentes no son todas iguales. La división más obvia entre ellas es el periodo orbital. Por ejemplo T Pyx y U Sco, tienen periodos muy cortos (T Pyx casi 1,8 horas y U Sco cerca de 1,2 días). Otras como RS Oph y T CrB tienen periodos de cientos de días. Las curvas de luz también difieren ya que la de largo periodo de RS Oph muestra una gran variabilidad durante su "quietud", incluyendo largos periodos de tiempo donde brilla por una magnitud o más.
Aunque tienen diferentes periodos orbitales y algunas diferencias en sus curvas de luz, el mecanismo de estallido para ambos grupos de novas recurrentes probablemente sea el mismo, denominado la vía termonuclear de material agregado a la superficie de la enana blanca. Esta reacción continua hasta que el combustible nuclear es consumido o cuando el material de acreción es expulsado fuera de la estrella y se detiene la reacción.
U Scorpii- estará en el cielo cerca de usted?
En 2005, Brad Schaefer propuso que en los sistemas de nova con vía termonuclear, el tiempo de recurrencia debe ser relativamente constante. El propone que dado que el tiempo de recurrencia de U Sco es casi regular (aproximadamente cada 10 años), U Sco debe tener un evento de nova durante el año 2009 (2009.3 +7/- un año). lo que es ahora mismo¡¡¡
En 2007, Brad se acercó a AAVSO con un proyecto para monitorear cercanamente este sistema durante la ventana del estallido propuesto y así ver esta nova veloz en el acto.
Si los telescopios alrededor del mundo y los espaciales son apuntados hacia esta estrella se podría convertir en el mejor estallido de U Sco observado y estudiado en la historia.
La AAVSO actualmente está realizando una campaña de observación de U Sco y se invita a los observadores a monitorear esta estrella. Todas las observaciones -visual e instrumental- son importantes, las observaciones "más débiles que" son tan criticas como las observaciones positivas, particularmente si se detectan estrellas de comparación cercanas al final de la secuencia.
¿Como podemos ayudar?
La vía más importante es chequear a U Sco cada noche al iniciar nuestras observaciones.
El incremento en el mínimo (V-18.5) al pico (V-7.5) toma cerca de 5 horas y la declinación del pico es por tres magnitudes en los primeros 2,6 días. Recordemos que es la nova más rápida.
La AAVSO está actuando como centro de intercambio de información las 24 horas del día, los 7 días de la semana. Las curvas de Luz de AAVSO son mucho mejores que las de los profesionales por su mejor cobertura. Se deberán usar cámaras CCD con filtros standard BVRI.
Brad señala que se ha formado una gran colaboración internacional para seguir de cerca a U Sco durante su erupción con alta resolución, espectroscopia y fotometría a lo largo de todo el espectro electromagnético. He aquí un resumen de los grupos y telescopios que participan:
Rayos X: Swift, Suzaku, Chandra, XMM-Newton
Ultravioleta: Swift
Óptico: CTIO, PROMPT, SALT, Liverpool 2.0-meter, Faulkes-North, Center for Backyard Astrophysics, AAVSO.
Radio: NRAO.
Infrarrojo: CTIO, IRTF, Lick Observatory.
Brad Schaefer continua comentando lo siguiente: "Sin duda, muchos observadores usarán todos los medios imaginables a su alcance, pero lo que todos necesitaremos será una noticia rápida. Tendremos solo un día de observación en el pico máximo. Una noticia tardía estropearía la observación. Por eso debemos chequear U Sco aun con la Luna llena o en el crepúsculo".
"La oportunidad de descubrir una erupción de U Sco son grandes. Pero lo más importante es ver un prototipo único en su máximo y dar la noticia rápida para que se realice ciencia a profundidad".
"realmente los objetivos de la campaña de U Sco es doble. Primero, la detección de la erupción de la nova en si, lo cual ocurrirá durante una ventana de observación de un año, lo que nos hablaría mucho sobre la teoría de la reacción termonuclear para las novas recurrentes! Segundo: la gran cantidad de observaciones que se tendrían durante el estallido detectado.
Sabemos que el sistema tiene una alta velocidad de expulsión de material: 7.500 kilómetros por segundo, no muy por debajo de las Supernovas. La medición precisa de las propiedades espectrales de U Sco en el máximo nos hablaría sobre la composición del materia de acreción. Su velocidad de eyección y como este material es expulsado así como el tiempo que dura la reacción termonuclear.
"de todas estas preguntas, la más grande es si las novas recurrentes son progenitoras de las supernovas Tipo-Ia. Hay evidencias que tanto RS Ophiuchi y U Sco sean buenas candidatas a futuras supernovas, solo el tiempo lo dirá.
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Estado Actual en AAVSO de la observaciones de U Sco.
Fecha: 07 de Julio del 2009 a las 00:58:15 hrs UT correspondiente al día Juliano: 2455019.5405
Número de Observaciones realizadas: 308 (desde el 14 de Mayo del 2006 a las 12:00:00 hrs UT-tiempo universal).
Número de Observadores que reportan: 39.
Países: mas de 21.
Reporte más reciente: JUL 06.6347 (Unfiltered with a V zeropointblock) en magnitud 17.86, (NISSINEN, MARKKU TAPIO, Finlandia).
Visual: JUL 06.4993 magnitud estimada más débil de 11.5 (Matsuyama, Australia).
Reporte Salvador Aguirre (México):
Fecha: MAY 16.1986
Magnitud estimada: más débil de 12.6
Estrellas de comparación: 115 y 126.
Carta estelar AAVSO:1180gvk