HR 5171 , también conocida como V766 Centauri , es una hipergigante amarilla en la constelación de Centaurus . Se dice que es una supergigante roja extrema (RSG) o una hipergigante amarilla post-supergigante roja reciente (Post-RSG) , ambas sugieren que es una de las estrellas más grandes conocidas . El diámetro de la estrella es incierto, pero es probable que sea entre 1.100 y 1.600 veces el del Sol. Está a 3,6 kpc (11.700 años luz) de la Tierra.
Una publicación de 2014 planteó la hipótesis de que la estrella era una binaria de contacto , que compartía una envoltura común de material con una supergigante amarilla más pequeña y una estrella secundaria, y que ambas orbitaban entre sí cada 1304 ± 6 días. Una publicación reciente (2019) descarta esta hipótesis, y la distancia de HR 5171 se ha revisado a 5200 ± 1600 años luz y su radio a 3-5 UA (es decir, entre 650 y 1080 veces el del Sol). [9]
Una compañera óptica, HR 5171B, puede o no estar a la misma distancia que la supergigante amarilla. [9]
El sistema HR 5171 contiene al menos tres estrellas. La primaria A es una binaria eclipsante (componentes Aa y Ab, o A y C en el Catálogo de Componentes de Estrellas Dobles y Múltiples ) con dos estrellas amarillas en contacto y orbitando en 1.304 días. La compañera ha sido detectada directamente por interferometría óptica , y tiene aproximadamente un tercio del tamaño de la primaria hipergigante . Las dos estrellas están en la fase de envoltura común donde el material que rodea a ambas estrellas gira sincrónicamente con las propias estrellas.
El componente B, situado a 9,4 segundos de arco de la primaria, es una supergigante azul de tipo espectral B0. [7] Es una estrella masiva muy luminosa en sí misma, pero visualmente tres magnitudes más débil que la hipergigante amarilla. La separación proyectada entre la primaria hipergigante y la supergigante azul es de 35.000 UA, aunque su separación real podría ser mayor. [2]
HR 5171 recibió su nombre por su inclusión en el catálogo revisado de Harvard , publicado posteriormente como Bright Star Catalogue . Fue la entrada número 5171 del catálogo, con una magnitud visual de 6,23 y un tipo espectral de tipo K. [16] HR 5171 fue catalogada como estrella doble en 1927. [17]
En 1956, HR 5171 fue registrada con una magnitud de 6,4, tipo espectral G5p y profundamente enrojecida. [18] En 1966, Corben la registró con una magnitud de 6,51 y un tipo espectral G5p, y la señaló como variable. Un catálogo de 1969 registra una magnitud visual de 5,85 y un tipo espectral de A7V, presumiblemente un caso de identidad errónea. [19] En 1971, HR 5171 A fue identificada como una hipergigante G8, enrojecida por más de tres magnitudes de extinción interestelar y también por media magnitud de extinción de material circunestelar. [12] En 1979 se confirmó que era una de las estrellas más brillantes conocidas con una magnitud visual absoluta (M V ) de −9,2. [11] El tipo espectral G8 se ajustó posteriormente a K0 0-Ia en el sistema MK revisado, cumpliendo los criterios de supergigantes altamente luminosas. [20]
En 1973, HR 5171 fue reconocida formalmente como la estrella variable V766 Centauri, según el catálogo de Corben de 1966. [21] En ese momento se la consideraba una "variable fría S Doradus", una clase que incluye estrellas como Rho Cassiopeiae , que ahora se conocen como hipergigantes amarillas. Estas variables suelen clasificarse como semirregulares (SRd) debido a variaciones que a veces están bien definidas, otras veces casi constantes y pueden mostrar un desvanecimiento impredecible. Un estudio detallado mostró variabilidad tanto en el brillo como en el tipo espectral con posibles períodos que van desde 430 días hasta 494 días. Se calculó que la temperatura de la superficie variaba desde casi 5000 K hasta menos de 4000 K. [22]
En un artículo de 2014, las observaciones del VLTI determinaron directamente un tamaño inesperadamente grande para HR 5171 y revelaron que se trata de una binaria de contacto . También se ha obtenido una imagen directa de una capa de material alrededor de la estrella. [2] En 2016, las observaciones del VLTI mostraron un radio aún mayor y una temperatura inesperadamente fría para una hipergigante K0. [13] Otras imágenes de interferometría permitieron obtener imágenes de la estrella secundaria que transita la primaria. [14]
HR 5171 aparece cerca del centro de la región HII Gum 48d, un anillo de material ionizado muy probablemente por una o ambas estrellas HR 5171 visibles. Las estrellas y la nebulosidad muestran movimientos espaciales similares que las situarían en el brazo espiral de Centaurus a unos 4.000 parsecs (4 kpc) de la Tierra. Aparentemente es parte de un extenso complejo de nubes moleculares con una distancia entre 3,2 kpc y 5,5 kpc de la Tierra. Gum 48d requeriría una o dos estrellas de tipo O para ser ionizadas , presumiblemente una o ambas estrellas HR 5171 hace unos pocos millones de años. Su edad se calcula en 3,5 millones de años, una de las regiones HII más antiguas conocidas. [10]
Los primeros cálculos basados en la luminosidad asumida de HR 5171B dieron una distancia de 3,2 kpc y 3,2 magnitudes de extinción interestelar . La comparación de HR 5171A con estrellas similares en las Nubes de Magallanes implica una distancia de 3,7 kpc. Una distancia promedio basada en todos estos cálculos es 3,6 kpc, [12] que sigue siendo la distancia ampliamente aceptada aunque hay razones para pensar que podría ser más cercana. [7]
Gum 48d también está catalogado como RCW 80, aunque la designación RCW 80 se utiliza a veces para el remanente de supernova más distante G309.2-00.6 que se superpone a él. [7] El cúmulo abierto NGC 5281 se encuentra a 19' de HR 5171, proyectado contra el remanente de supernova pero a sólo unos 1.200 parsecs de la Tierra. [23]
El espectro de HR 5171 se puede separar fácilmente en una estrella amarilla luminosa y una supergigante azul intensa. El tercer componente, HR 5171Ab, no está resuelto y su tipo espectral es incierto. Ambas estrellas muestran un enrojecimiento de 3 a 4 magnitudes debido a la extinción por polvo.
La estrella amarilla ha sido definida como el estándar espectral para las estrellas K0 0-Ia. [20] Muestra las características generales de una supergigante G tardía o K temprana, pero con una serie de peculiaridades. La alta luminosidad está indicada por la fuerza de la ruptura CN de 421,5 nm y la existencia del triplete de oxígeno infrarrojo . También muestra un gran exceso infrarrojo y una absorción de silicato excepcionalmente fuerte , ambos causados por una capa de polvo condensada a partir del material expulsado de la estrella. [12] Un exceso azul inusual cerca de 383,8 nm puede deberse a la luminiscencia de hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP). [7] El espectro está fuertemente influenciado por la atmósfera extendida de la estrella, con fuertes líneas de emisión formadas en el viento estelar y el continuo formándose en una región extendida en lugar de en la superficie nítida de una fotosfera . La estrella tiene efectivamente una pseudofotosfera que oculta la verdadera superficie de la estrella. [2]
La compañera azul ha sido clasificada como B0 Ibp, una supergigante caliente de luminosidad normal, con cierta incertidumbre. El código de peculiaridad espectral indica que sus líneas de absorción son menos nítidas de lo normal para una estrella de su tipo. [12]
HR 5171 muestra cambios erráticos en brillo y color . HR 5171B es aparentemente estable, y los cambios se deben a cambios físicos en la estrella hipergigante, variaciones en la envoltura y eclipses entre las dos compañeras cercanas.
Los mínimos primario y secundario tienen profundidades de 0,21 y 0,14 magnitudes respectivamente en longitudes de onda visibles. La curva de luz muestra una variación casi continua debido a la naturaleza de contacto del sistema, pero hay un fondo plano distintivo en el mínimo secundario donde el secundario pasa por delante del primario. La forma de la curva de luz del eclipse sugiere que la órbita está casi de canto a la Tierra y que el secundario es ligeramente más caliente que el primario.
Los eclipses ocurren en un contexto de variaciones intrínsecas. Estadísticamente, el sistema tiene una magnitud media de 6,54 y variaciones promedio de 0,23 de magnitud durante un período que va desde mediados del siglo XX hasta 2013, pero dentro de este período hay décadas con relativamente poca variación y otras que son mucho más activas. Se han observado tres mínimos profundos, en 1975, 1993 y 2000, con el brillo cayendo por debajo de la séptima magnitud cada vez durante aproximadamente un año. Los cambios de color en estos mínimos sugieren una transferencia de luminosidad del visual al infrarrojo , ya sea como resultado del enfriamiento o del reciclaje por la envoltura circundante. Después de los mínimos profundos, se observan picos de brillo más pequeños. En general, la variabilidad en el brillo ha sido mucho más fuerte desde 2000.
Las variaciones en el brillo infrarrojo en comparación con el brillo visual se corresponden bastante bien con la curva de luz, lo que sugiere que los cambios de brillo están relacionados con cambios de color o extinción, pero ha habido una tendencia secular en el índice de color BV . Desde 1942 hasta 1982, BV aumentó de manera constante de alrededor de 1,8 a 2,6. Desde entonces, ha sido aproximadamente constante. Esto no parece estar relacionado con el enrojecimiento, ya que es independiente de la magnitud visual, por lo que sugiere un cambio en la propia estrella. El cambio más probable es que la hipergigante se haya estado enfriando y aumentando de tamaño.
Las variaciones son erráticas, pero se observó una fuerte periodicidad de 657 días en la fotometría de Hipparcos de HR 5171. Las variaciones más recientes mostraron la periodicidad más fuerte en alrededor de 3300 días, pero también mostraron otros períodos, incluido uno de 648 días. Esta periodicidad persistente a través de todas las demás variaciones se debe a que los eclipses ocurren dos veces cada 1304 días. [2]
Está clasificada en el Catálogo General de Estrellas Variables como una posible variable S Doradus , así como una variable eclipsante. [6]
El diámetro angular de HR 5171A se ha publicado tres veces utilizando mediciones del Very Large Telescope , dos veces con el interferómetro AMBER y una vez con el interferómetro PIONIER . En todos los casos, se encontró un diámetro inesperadamente grande, entre aproximadamente 3,3 y 4,1 mas, muy por encima de 1.000 R ☉ a la distancia aceptada de 3,6 kpc.
La primera interferometría AMBER se realizó en un rango de longitudes de onda infrarrojas en marzo de 2012. El modelo que mejor se ajustó fue un disco uniforme claramente definido con un pequeño punto brillante hacia su borde, todo ello rodeado por una envoltura extendida más tenue. El disco uniforme, tomado como la fotosfera de la estrella más grande, tenía 3,39 mas de diámetro, lo que corresponde a un radio de 1.315 ± 260 radios solares (915.000.000 ± 181.000.000 km ; 6,12 ± 1,21 au ). El tamaño del disco más pequeño, que se supone que es la estrella secundaria, no estaba bien definido. [2] El segundo conjunto de observaciones de AMBER se realizó en la banda K en abril de 2014. Los mejores ajustes para un disco uniforme y el radio de Rosseland de una atmósfera modelo fueron casi idénticos a 3,87 mas y 3,86 mas respectivamente, correspondientes a un radio de 1.492 ± 540 R ☉ (6,94 ± 2,51 au ). [13] Las observaciones de PIONIER se realizaron en seis longitudes de onda infrarrojas diferentes durante 2016 y 2017. Se utilizó la síntesis de apertura para producir una imagen de HR 5171 en tres fases diferentes de la órbita. En dos de las imágenes, la estrella secundaria es visible frente a la primaria, y en la tercera se espera que esté detrás de la primaria y no sea visible. Modelada como una atmósfera estelar de Rosseland rodeada por un disco uniforme extendido, se encontró que la fotosfera estaba entre 3,3 mas y 4,8 mas. En general, se calculó que el radio de la primaria era de 1575 ± 400 R ☉ (7,32 ± 1,86 au ) y de 650 ± 150 R ☉ (450 000 000 ± 100 000 000 km ) para la secundaria. [14] Los radios son estadísticamente consistentes entre sí, pero son más representativos de una supergigante roja extrema que de una hipergigante amarilla . No está claro si esto se debe a la interacción binaria o a una mala interpretación del espectro inusual y altamente enrojecido. [2]
La luminosidad se ha calculado a partir de un ajuste de distribución de energía espectral (SED) en 630.000 L ☉ , asumiendo una distancia de 3,7 kpc y 3,2 magnitudes de extinción interestelar. [11] Esto es considerablemente más luminoso de lo esperado para cualquier supergigante roja y extremo incluso para una hipergigante amarilla. [7] La temperatura efectiva derivada de la coincidencia de espectros infrarrojos es de 5.000 K, [2] mientras que la temperatura calculada a partir de un radio de 1.490 R ☉ y una luminosidad de 630.000 L ☉ es de 4.290 ± 760 K. [13]
La estrella secundaria cercana HR 5171 Ab es una estrella amarilla luminosa con un radio que es aproximadamente un tercio del de la estrella primaria y una temperatura casi idéntica. A juzgar por la forma de la curva de luz del eclipse, es un 12 % más luminosa que la primaria y ligeramente más caliente. Es mucho menos masiva, y se estima que tiene solo una décima parte de la masa de la primaria. Sus propiedades exactas solo se pueden predecir a partir de modelos, ya que apenas se la separa de su compañera de mayor tamaño y no se puede distinguir su espectro. [2]
La compañera caliente HR 5171 B es una supergigante B0, 316.000 veces más luminosa que el Sol según un artículo de 1992. Aunque tiene aproximadamente la mitad de la luminosidad bolométrica de HR 5171A, es tres magnitudes más débil ya que gran parte de su radiación está en el ultravioleta . Su distancia de3,6 kpc está bien determinado y está asociado con la nebulosa y cúmulo Gum 48d, pero no se sabe con certeza si HR 5171A está a la misma distancia o mucho más cerca. [9]
La historia evolutiva de HR 5171A es complicada por sus inciertas e inusuales propiedades físicas y su compañera binaria. Como estrella única con una temperatura de 4290 K, sus propiedades corresponden a una estrella no giratoria con una masa inicial de 32 - 40 M ☉ , o posiblemente una estrella giratoria de masa inicial de 25 M ☉ , que tiene varios millones de años y está cerca de su temperatura más fría y su mayor tamaño. Estas estrellas son demasiado masivas para producir supernovas de tipo II-P en la etapa de supergigante roja y evolucionarán a temperaturas más altas, probablemente produciendo un tipo diferente de explosión de supernova. [13] Con una temperatura de 5000 K, sería una estrella ligeramente más evolucionada, habiendo abandonado la fase de supergigante roja. La estrella primaria probablemente esté experimentando un desbordamiento del lóbulo de Roche por viento (WRLOF) con una parte del material siendo transferido a la secundaria. Este es un posible camino evolutivo hacia un sistema binario Wolf-Rayet de envoltura despojada . La interacción entre el par debería acelerar la rotación primaria a sincrónica , lo que es un camino posible hacia las variables azules luminosas de giro rápido o estrellas B[e] . [2]