miércoles, 6 de enero de 2010

Posible compañera para P Cygni

Tal y como se ha indicado en la noticia anterior, P Cygni es una variable azul luminosa utilizada para comparaciones con otros astros de este tipo. P Cygni es conocida desde el 8 de agosto de 1600, momento en el que aumentó su brillo hasta alcanzar la 3ª magnitud. Para fechas anteriores no tenemos ningún registro que confirme su observación por parte de los astrónomos de la época. Hasta el año 1700 hay datos que recogieron los cambios de luminosidad de este astro.
La nueva investigación llevada a cabo por Amit Kashi, del Instituto de Tecnología de Israel, sugiere que esta serie de erupciones pueden ser debidas a la presencia de una segunda estrella en órbita alrededor de P Cygni. También se sospecha que otras variables luminosas azules , como Eta Carinae, tienen sistemas binarios. Sin embargo, el intenso brillo de las estrellas LBVs hace difícil detectar directamente estrellas que de otra forma serían consideradas brillantes. Kashi sugiere que todas las grandes erupciones de las LBVs son provocadas por compañeras estelares. En este escenario, apunta a que la compañera más pequeña del sistema entró en su aproximación más cercana (periastro) a zonas próximas a las capas externas de la LBV, que ya son inestables de por sí y que se encuentran débilmente ligadas debido al tamaño de la estrella,y que las alteró debido a las fuerzas de marea atrayéndolas hacia sí. La energía gravitacional generada por el tránsito, se conviertió en energía térmica por lo que aumentó el brillo general del astro produciéndose la transferencia de masa que reduciría el tamaño de la órbita de la compañera y que daría lugar a la explosión. Este proceso se repite hasta que la inestabilidad en la LBV se detiene. A partir de ese punto el período orbital se mantendría aproximadamente estable, cambiando muy poco debido a la pérdida de masa de la LBV, y de las fuerzas de mareas.
Para probar su hipótesis, Kashi elaboró un modelo de un sistema con una estrella LBV de masa similar a la estimada para P Cygni y añadió 3 estrellas de masa solar en una órbita muy excéntrica. Con estos simples parámetros de partida, Kashi demostró que era posible producir una situación en la que la aparición de erupciones fuera similar al enfoque del periastro. Sin embargo, existen algunas incertidumbres debido a la falta de registros durante el período de tiempo que indica el verdadero comienzo de las erupciones en cuestión. Además, Kashi examinado de nuevo su modelo de con compañeros de 6 masas solares demostró la similitud entre su teoría y las observaciones documentadas.
Lamentablemente la demostración observacional de estos modelos es difícil. Como ya se mencionó, la detección directa de una compañera se vería obstaculizada por el brillo de la LBV. Incluso la detección de una compañera espectroscópicamente sería difícil si no imposible. La razón es que el viento de P Cygni causa que las líneas de absorción en su espectro se amplíen y el desplazamiento Doppler de la compañera no sea lo suficientemente grande como para cambiar las líneas más de lo que lo haría la detección del cambio en la velocidad radial . La probabilidad de detectar la velocidad radial, debido al movimiento orbital de las líneas espectrales es pequeño para la mayoría de las órbitas, pero podría ser posible cada 7 años, si el ángulo de inclinación es bastante grande. Por lo tanto, este modelo predice que un estudio continuo de 7 años de observación de las líneas pronunciadas puede revelar una pequeña variación de frecuencia Doppler, cerca del paso de periastro.

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