Esperando la estrella ardiente

Hay estrellas que explotan pero no mueren: las novas recurrentes. Se conocen apenas 10 en toda la Vía Láctea, y una de ellas está a punto de hacerlo de nuevo. Es la estrella T Coronae Borealis, que permanece a magnitud 10 durante 80 años, completamente invisible sin instrumentos, pero de golpe salta a la segunda magnitud, aumentando su brillo varios miles de veces y volviéndose visible a simple vista, lo que le valió el nombre de "estrella ardiente":

T CrB hizo esto por última vez en 1946, y la vez anterior en 1866. Estas son las erupciones mejor documentadas, pero hay evidencia informal de que ocurrió muchas veces antes, al menos desde el siglo XIII. Los registros de 1946 muestran que, algunos meses antes de la erupción, tuvo una bajadita de brillo, que se ve así en los datos de la AAVSO:

Algo parecido se vio en 2023, y por estar ya cerca del período aproximado de recurrencia, se predice que volverá a explotar este mes, o el próximo. Noten de paso cómo, antes que la estrella, "explotó" el número de aficionados que registraron sus observaciones en la AAVSO:

¿Ocurrirá tal como está previsto? Ya veremos. Mientras tanto, para tener algo con qué comparar, hice unas imágenes de Corona Borealis, una constelación que no se eleva mucho sobre el horizonte del norte, vista desde Bariloche. Primero una de 12 grados de ancho, abarcando entera la pequeña constelación:

Y aquí una aproximación, con otra lente:

Como se ve, por ahora T CrB está allí, lo más pancha a magnitud 10, seguro que invisible si leés el blog en el celu, cosa que nunca hay que hacer porque no se ve nada. Marqué otra estrella variable, R CrB, también notable. Ésta no explota, sino que se apaga de manera misteriosamente irregular, parecida a la más misteriosa de todas, la estrella WTF de Boyajian.

¿Qué es lo que le pasa a T CrB? Es una estrella binaria, formada por una gigante roja y una enana blanca en órbita una alrededor de la otra (un poco más cerca que Venus del Sol). Hay un viento constante, más bien un chorro, de materia de la gigante hacia la enana. Parte de ese gas queda en órbita de la enana blanca, formando un anillo llamado disco de acreción. Y parte llueve sobre la enana, acumulándose sobre la superficie de materia degenerada súper caliente. Cuando hay suficiente hidrógeno, suficientemente caliente (unos 10 millones de grados), se desencadena una explosión termonuclear en esa atmósfera recalentada. 

Esta explosión en un sistema binario gigante-enana blanca se llama nova, y son bastante comunes. Se descubren unas 10 por año en la Vía Láctea, y muchas más en M 31 y las nubes de Magallanes. Los astrónomos sospechan que casi todas (si no todas) las novas son recurrentes, sólo que unas pocas tienen períodos cortos y hemos visto la repetición. También puede ocurrir que la enana blanca vaya ganando masa con el aporte de la gigante (ya sea con explosión o sin ella), y que finalmente alcance el umbral que hace detonar la fusión nuclear de su propio material (carbono y oxígeno, principalmente). Esto sí la destroza por completo en una explosión millones de veces más grande, tan brillante que se pueden ver a través de todo el universo, llamada supernova de tipo Ia (uno-a). Si bien la enana blanca de T CrB es bastante pesada (1.35 masas solares), le falta todavía para llegar al umbral de 1.4 masas solares. Así que veremos sólo una nova.

¿Dónde hay que mirar? Desde el hemisferio sur, hacia el norte al comienzo de la noche. Sirve usar como referencia la estrella Arcturus, una de las más brillantes del cielo, en la vecina constelación del Boyero. Izar (ε Boo) y Alphecca (α CrB) pueden usarse para navegar hasta la posición de T CrB, que se encuentra un poquito por fuera del arco de la Corona:

Como se ve en el gráfico de las observaciones de 1946, la subida parece durar un par de días, y la bajada varias semanas. Así que hay que estar atentos. Cuando explote, la nova será (con suerte) una estrella de segunda magnitud, comparable a Alphecca. No esperen algo hollywoodesco en el cielo, como algunos titulares sensacionalistas sugieren. Hay 170 estrellas más brillantes que magnitud 3 en el cielo, la magnitud que T CrB alcanzó en 1946. Pero no dejará de ser algo lindo de ver, una estrella nueva, una explosión termonuclear en el cielo que cada 80 años marca el abrazo de dos estrellas ancianas. 

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Las fotos son mías, los gráficos están hechos con la herramienta de la AAVSO, y los mapitas con Stellarium. La ilustración del sistema binario creo que es del ESO.

En inglés le dicen a T CrB "blaze star", que traduje libremente como "estrella ardiente". No sé si alguien la llama así en castellano, pero podríamos hacerlo.

RS Ophiuchi: la estrella zombie

Aprovechando que mañana es Halloween vamos a hablar de una estrella zombie que regresa una y otra vez del más allá estelar. 

Se trata de RS Ophiuchi, un sistema formado por dos estrellas cerca de la región más gruesa de la Vía Láctea (pero en una de las franjas oscuras que la cruzan). Una de las estrellas es una gigante roja (como Arturo, o como Gamma Crucis), y la otra es una enana blanca, es decir una estrella muerta. Estrictamente, una enana blanca no es una estrella, ya que no produce fusión; brilla sólo porque está muy caliente. Están tan cerca una de la otra que parte de la atmósfera de la gigante se extiende hacia la enana y cae sobre ella. Este flujo le aporta hidrógeno, que se acumula en la superficie. Cuando la densidad y la temperatura son suficientes se desata una reacción termonuclear que llamamos nova. Esto le pasó a RS Oph en agosto pasado.

RS Oph está bastante lejos. El valor canónico es 4500 años luz de nosotros, pero en Gaia EDR3 ¡aparece como a 7800! Su luz viene viajando desde el final del Neolítico, algo antes de la Edad de Bronce... La nova alcanzó una magnitud entre 4 y 5, suficiente para verla a simple vista desde un lugar oscuro. Yo no alcancé a identificarla desde Bariloche (sí con binoculares), pero mi visión ya no es la de antes. El evento fue detectado de manera muy temprana por uno de los observadores de la AAVSO, como vemos en esta curva de luz:

La explosión es tremenda, con una subida casi vertical del brillo en el transcurso de pocas horas. Una vez consumido el hidrógeno, la estrella vuelve a enfriarse de manera exponencial. Hoy ya está casi de nuevo en la magnitud 11 de base. 

Lo curioso es que no es la primera vez que RS Oph hace esto. Es una nova recurrente, de las cuales se conocen sólo diez en toda la Vía Láctea. La erupción anterior de RS Oph fue en 2006, y reincide de manera irregular cada 20 años más o menos. Los astrónomos creen que casi todas las novas deben ser recurrentes, mientras dure el aporte de material de la estrella compañera. Sólo que en algunos casos la recurrencia es relativamente rápida, de algunos años, mientras que en otros podría ser de cientos o miles de años, y las hemos visto explotar sólo una vez. El tiempo de recurrencia parece estar relacionado con la masa de la enana blanca. Las más rápidas, como RS Oph, son las más pesadas. De hecho, la enana blanca de RS Oph es muy pesada, casi tan pesada como puede llegar a ser uno de estos rescoldos estelares. Como ya contamos, están compuestas casi enteramente de carbono y oxígeno muy densos, cuyo peso está sostenido por un fenómeno cuántico llamado degeneración electrónica. A falta de una fuente central de radiación que la sostenga, si la masa supera lo que esta fuerza cuántica puede soportar, la enana colapsa, se recalienta, los electrones se meten en los núcleos, y todo vuela por el aire en forma de supernova de tipo Ia. Todo parece indicar que esto le pasará a RS Oph: es una precursora de supernova Ia, y explotará de una buena vez y para siempre dentro de... entre 10 mil y 10 millones de años. 

La explosión de 2006 produjo una correspondiente explosión de papers sobre esta peculiar estrella. Es de esperar que en los próximos años veamos algo similar, y seguramente mejorarán las estimaciones de su masa, de su aumento y de su destino final.

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La primera foto es una animación que compara una imagen mía, obtenida con una lente de 270 mm en el cielo urbano de Bariloche (escala de grises), con una imagen de referencia del survey DSS (banda R). Marqué una de las estrellas cercanas de magnitud similar para referencia.

La curva de luz es de la AAVSO.

La imagen final muestra el caótico disco de acreción de materia alrededor de la enana blanca, en una simulación hidrodinámica: Walder et al., Recurrent Novae: Progenitors of SN Ia? Proceedings of ASTRONUM-2008,  ASP Conference Series, Vol. 406 (2009). Es muuuy distinto de los que muestran las ilustraciones artísticas.

Observaciones de Swift en 2006 muestran una emisión de 3E-5 masas solares a 4000 km/s, lo cual da una energía cinética de 4.8E38 J, equivalente a 3.6 millonésimos de supernova, o 40 veces la energía emitida por el Sol en un milenio. Guau.

Nota para argentinos: se pronuncia jalouín, acentuado en la última sílaba. ¡No en la primera!

Nova Carinae 2018

Hace un año observé esta estrella, Nova Carinae 2018. A través del telescopio la vi así, con las estrellas de comparación para medir su magnitud:

Una estrella, en medio de un mar de estrellas. ¿Qué tiene de especial? Que no siempre estuvo allí, por eso se llama nova:

Nova Carinae 2018 no es una estrella "nueva", sino una estrella que explotó, y tuve la suerte de observarla casi en su brillo máximo. No es casualidad que tenga una foto de unos meses antes del mismo sitio para comparar: se trata de una de las regiones más fotogénicas del cielo, donde está la Gran Nebulosa de Carina. Así que hice, además de la imagen telescópica para registrar la magnitud, una foto de campo ancho para mostrar el contexto:

No es una graaaan foto, pero ahí está, desde el balcón no se puede hacer mucho mejor. Y tenemos la nova junto a nuestras lejanas conocidas x Carinae y η (eta) Carinae.

Los astrónomos pudieron identificar a la precursora de la estrella que explotó como una estrella de magnitud 20 en el catálogo Gaia DR2. Así que aumentó 14 magnitudes su brillo, unas 400 mil veces. Su paralaje es de apenas 0.15 milisegundos de arco, lo cual da una distancia de 21 mil años luz.* ¿Decíamos que equis y eta eran lejanas? ¡Tomá mate! A magnitud 6, Nova Car 2018 se convirtió durante algunos días en la estrella más lejana visible a simple vista.

* El catálogo de Bailer-Jones da una distancia estimada de 11 mil años luz, ya que la incerteza en la paralaje es bastante grande. 

¿Qué pasó tras la explosión? Como toda nova, la estrella fue perdiendo brillo. Curiosamente, en el año transcurrido no ha desaparecido de todo, y se mantiene 10 mil veces por encima de su brillo anterior.

La explosión parece que tiene un doble pico, ¿no? ¿Por qué? ¿Tuvo "llamaradas", como las novas lentas? (Mi observación está ahí en medio, señalada con una florcita de cuatro hojas anaranjada.) Además, ¿por qué no volvió a magnitud 20? ¿Será una especie de nova permanente? De hecho, las observaciones espectroscópicas de los primeros días la señalan como una nova de un tipo raro, el tipo P Cygni (¡la otra vieja conocida súper lejana!), a diferencia de las novas clásicas. Estas estrellas, de las que se sabe poco porque son muy raras, parecen ser similares a eta Carinae, estrellas muy masivas, muy inestables, con erupciones tipo nova muy brillante, con abundante emisión de materia, antes de su final definitivo en forma de supernova.

Nova Car 2018 todavía está allí, y pude identificarla en esta foto reciente plagada de estrellas, que muestra la Vía Láctea austral alzándose tras la peculiar silueta del Valle Encantado del río Limay.

Gran foto, eh.

Ahora que la estrella vuelve a estar alta en el cielo, tal vez valga la pena seguir registrando su brillo y reportar a la AAVSO.

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Las fotos son mías. La curva de luz está hecha con la herramienta on-line de la AAVSO.

Si buscás en la web información sobre esta estrella, poné "nova carinae 2018" o su nombre de descubrimiento "asassn-18fv", porque si ponés "nova car 2018" te aparecen resultados así:

Muerte y resurrección de la estrella

La semana pasada apareció una estrella nueva en el cielo, una "nova stella", una nova.  La descubrió un aficionado japonés, Koichi Itagaki, cuando brillaba con magnitud 6 (el límite de lo que puede verse a simple vista desde un lugar oscuro). Yo pude verla desde el balcón de casa recién en su tercer día, cuando se despejó el cielo. Ya brillaba con magnitud 5, todavía invisible a simple vista desde el centro de Bariloche, especialmente con la niebla que se estaba formando. En esta foto de campo ancho se la puede ver, pero sólo si la descargan y miran la imagen al 100%, porque reducida dentro del blogspot no creo que la puedan discernir.

La nova es fácil de encontrar en el cielo, usando como referencia las constelaciones del Delfín y la Flecha. Ambas son constelaciones de estrellas tenues, pero sus siluetas son fáciles de identificar con binoculares. La nova se encuentra en un campo sin otras estrellas brillantes, así que no hay problema en identificarla. Esta segunda foto, tomada la noche siguiente con una exposición más prolongada (1 minuto) muestra muchas más estrellas, y hasta la verde nebulosa planetaria Messier 27:

¿Cómo sabemos que es una estrella nueva? Bueno, por suerte siempre hay alguien que sacó una foto del mismo lugar del cielo antes de la aparición de la nova. Fíjense esta impresionante animación.

¿Y qué es una nova? ¿Son realmente estrellas nuevas? No. Son estrellas resucitadas. Casi todas las estrellas nacen en grupos más o menos grandes, que pueden tener entre una docena hasta miles de estrellas. Con el tiempo se dispersan, pero algunas quedan ligadas de a dos, girando una alrededor de otra. Hay muchas estrellas binarias de este tipo. En general una es más grande, más masiva que la otra. Y por esa razón quema su combustible más rápido, lo agota y empieza a extinguirse. Se convierte en gigante, se despoja de la mayor parte de su masa y expone al universo su núcleo moribundo, ya con poco hidrógeno para fusionar, enfriándose de a poco. Una enana blanca. (En la foto de arriba se ve casualmente la nebulosa M27, que es la parte expulsada de una estrella de este tipo.)

Pero, con el tiempo, a su compañera más liviana le empieza a pasar lo mismo: se convierte en gigante. Si la enana blanca está suficientemente cerca, parte de las capas exteriores (casi puro hidrógeno) de la gigante puede pasar a la enana, acumulándose de a poco en su superficie. Y, cuando se acumula una cantidad suficiente se produce una nueva (y breve) etapa de fusión de hidrógeno. Sólo que, en lugar de ocurrir en lo profundo del núcleo de una estrella, contenida por el peso de la inmensa masa de hidrógeno, ocurre en la superficie. Lo vemos como una explosión, un cataclismo termonuclear que hace aumentar el brillo de la estrella decenas de miles de veces en un santiamén. Después, a lo largo de semanas o meses, vuelve a extinguirse.

La explosión no destruye a la enana ni a la compañera, y el fenómeno puede repetirse a los pocos años. Se estima que en la Vía Láctea se producen varias decenas de novas por año, pero no se las ve a todas, naturalmente. En años recientes, con los instrumentos más modernos, se vienen descubriendo unas 10 por año. Pero la aparición de una tan brillante que pueda verse a simple vista es un fenómeno bastante inusual. En Wikipedia hay una lista con las más notables, 66 desde fines del siglo XIX. Son un puñado por década, y Nova Delphini 2013 está en lugar 19 por magnitud. Ojo, que la historia de Nova Del 2013 no está terminada. Durante las próximas semanas o meses novas como ésta (novas "lentas") pueden dar sorpresas. Ver esta nota en la AAVSO.

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La imagen animada es de Ernesto Guido, Nello Ruocco y Nick Howes.