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U. Monocerotis

U Monocerotis ( U Mon ) es una estrella variable pulsante y un sistema binario espectroscópico en la constelación de Monoceros . La estrella primaria es una variable RV Tauri , una estrella post-AGB luminosa y fría que evoluciona hacia una enana blanca .

Historia

En 1918, el renombrado astrónomo alemán Ernst Hartwig informó que U Mon era variable . [10] Luego, Shapley la incluyó en su lista de variables cefeidas. [11] En la década de 1950, una serie de artículos establecieron los parámetros de observación fundamentales de la estrella, su período, rango de brillo, cambios de color y variación espectral. [4] [12] [13]

En 1970 se descubrió que U Mon tenía un gran exceso de radiación infrarroja. La distribución de energía espectral de doble pico y la polarización son un fuerte indicio de una capa de polvo alrededor de la estrella. [14]

Visibilidad

U Mon se puede ver a menudo a simple vista entre Sirio y Proción , pero cae por debajo de la visibilidad a simple vista en mínimos profundos. Se encuentra a unos dos grados al oeste de α Mon , en cuarta magnitud la estrella más brillante de Monoceros. En su punto más brillante, U Mon puede alcanzar una magnitud de 5,45. En un mínimo superficial cae a aproximadamente una magnitud de 6,0, pero en sus mínimos más profundos está por debajo de la magnitud de 7,5. El período se da como 92,23 días, aunque varía ligeramente de un ciclo a otro. El brillo de las pulsaciones principales varía durante un largo período secundario. Esto lleva alrededor de 2.500 días, más del doble de la duración del período secundario en cualquier otra variable RV Tauri. [15]

Sistema

U Mon es un sistema binario con un anillo de polvo que rodea a ambas estrellas. La compañera no puede observarse directamente ni en el espectro. Su existencia se infiere por los cambios de velocidad radial a medida que orbita cada 2.597 días. Este tiempo es aproximadamente el mismo que el largo período secundario que modula las variaciones de brillo. Un modelo para estas variaciones a largo plazo es un eclipse periódico por un disco de polvo circumbinario. [1]

Propiedades

Las propiedades exactas de U Mon son inciertas. Tiene una paralaje medida, pero con una incertidumbre considerable. Las propiedades se pueden inferir mediante otros métodos, como los perfiles de líneas espectrales y el modelado atmosférico, pero estos métodos también son inciertos para estrellas inusuales como U Mon. Se ha demostrado que las estrellas RV Tauri siguen una relación período-luminosidad, y esto se puede utilizar para confirmar la luminosidad y la distancia. [16]

Las estrellas RV Tauri tienen masas bajas, aunque se ha calculado que U Mon tiene una de las masas más altas conocidas para la clase, aproximadamente 2  M ☉ . A pesar de sus masas bajas, son estrellas frías muy extendidas y de alta luminosidad. U Mon tiene una luminosidad de 5480  L ☉ , aunque esto es variable y muy incierto. La clase de luminosidad espectral es supergigante , lo que indica la naturaleza enrarecida de su atmósfera y la baja gravedad superficial. La gravedad superficial varía durante las pulsaciones, cayendo a valores extremadamente bajos a medida que la estrella pasa por su tamaño más grande. La temperatura varía alrededor de 1000 K, siendo más caliente cuando la estrella está ascendiendo hacia un máximo. [5] Las velocidades radiales integradas indican que durante las pulsaciones más grandes, la ubicación de la capa de inversión en la atmósfera se mueve casi un 90% del radio estelar promedio. [13]

U Mon es una estrella pobre en metales, como se esperaba para un objeto post-AGB de baja masa. Muestra cierto aumento de carbono, pero solo hasta aproximadamente el 80% de la abundancia de oxígeno. No hay indicios de que los elementos del proceso s sean sobreabundantes. Esto es coherente con las abundancias del primer dragado , lo que sugiere que la mayoría de las estrellas RV Tauri no eran lo suficientemente masivas como para experimentar un tercer dragado. [17]

U Mon está rodeada por un disco circunestelar polvoriento , una característica común de las variables RV Tauri. Es probable que se haya creado por la interacción con una compañera binaria. [9]

Evolución

Es probable que U Mon sea una estrella post- Rama Gigante Asintótica (AGB), una estrella de masa baja a intermedia que se encuentra en las etapas finales de su vida justo antes de la expulsión de una nebulosa planetaria y la contracción a una enana blanca . Las variables RV Tauri brindan una idea de las vidas y muertes de estrellas como el Sol . Los modelos de evolución muestran que se necesitan aproximadamente 10 mil millones de años para que una estrella de 1 masa solar (1  M ☉ ) alcance la Rama Gigante Asintótica. [18]

Referencias

  1. ^ ab Pollard, KR; McSaveney, JA; Cottrell, PL (2006). "El fenómeno de largo plazo en U Mon". Memoria de la Sociedad Astronómica Italiana . 77 : 527. Código Bib : 2006MmSAI..77..527P.
  2. ^ abcde Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  3. ^ Watson, C.; Henden, AA; Price, A. (2015). "Índice de estrellas variable internacional AAVSO VSX". Colección de catálogos electrónicos CDS/ADC . 1 .
  4. ^ ab Rosino, L. (1951). "Los espectros de las variables de los tipos RV Tauri y Yellow Semirregular". Astrophysical Journal . 113 : 60. Bibcode :1951ApJ...113...60R. doi : 10.1086/145377 .
  5. ^ abcd Dawson, DW (1979). "Una investigación fotométrica de RV Tauri y variables semirregulares amarillas". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 41 : 97. Bibcode :1979ApJS...41...97D. doi : 10.1086/190610 .
  6. ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+ 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 . Código Bibliográfico :2009yCat....102025S.
  7. ^ Wilson, Ralph Elmer (1953). "Catálogo general de velocidades radiales estelares". Washington : 0. Código Bibliográfico :1953GCRV..C......0W.
  8. ^ abcde Bódi, A.; Beso, LL (2019). "Propiedades físicas de las estrellas galácticas RV Tauri a partir de datos de Gaia DR2". La revista astrofísica . 872 (1): 60. arXiv : 1901.01409 . Código Bib : 2019ApJ...872...60B. doi : 10.3847/1538-4357/aafc24 . S2CID  119099605.
  9. ^ abc Ruyter, S; Winckel; Dominik; Waters; Dejonghe (2005). "Procesamiento de polvo intenso en discos circunestelares alrededor de 6 estrellas RV Tauri. ¿Son todas las estrellas RV Tauri polvorientas sistemas binarios?". Astronomía y Astrofísica . 435 (1): 161–166. arXiv : astro-ph/0503290v1 . Bibcode :2005A&A...435..161D. doi :10.1051/0004-6361:20041989. S2CID  54547984.
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  11. ^ Shapley, H. (1918). "Estudios basados ​​en los colores y magnitudes en cúmulos estelares. VIII. Luminosidades y distancias de 139 variables cefeidas". Astrophysical Journal . 48 : 279. Bibcode :1918ApJ....48..279S. doi :10.1086/142435.
  12. ^ Joy, Alfred H. (1952). "Las estrellas variables semirregulares de RV Tauri y clases relacionadas". Astrophysical Journal . 115 : 25. Bibcode :1952ApJ...115...25J. doi :10.1086/145506.
  13. ^ ab Abt, Helmut A.; Monocerotis, Helmut A. (1955). "Estudios de estrellas RV Tauri. I. U Monocerotis". Revista Astrofísica . 122 : 72. Código bibliográfico : 1955ApJ...122...72A. doi : 10.1086/146056 .
  14. ^ Gehrz, RD; Woolf, NJ (1970). "Estrellas RV Tauri: una nueva clase de objeto infrarrojo". Astrophysical Journal . 161 : L213. Código Bibliográfico :1970ApJ...161L.213G. doi :10.1086/180605.
  15. ^ Percy, John R.; Bakos, Akos (1998). "AC Her y U Mon: estrellas RV Tauri en el programa de fotometría fotoeléctrica de la AASVO". Revista de la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . 26 (2): 112. Código Bibliográfico :1998JAVSO..26..112P.
  16. ^ Alcock, C.; Allsman, RA; Alves, DR; Axelrod, TS; Becker, A.; Bennett, DP; Cook, KH; Freeman, KC; Griest, K.; Lawson, WA; Lehner, MJ; Marshall, SL; Minniti, D.; Peterson, BA; Pollard, Karen R.; Pratt, MR; Quinn, PJ; Rodgers, AW; Sutherland, W.; Tomaney, A.; Welch, DL (1998). "El inventario de estrellas variables LMC del proyecto MACHO. VII. El descubrimiento de estrellas RV Tauri y nuevas cefeidas de tipo II en la Gran Nube de Magallanes". The Astronomical Journal . 115 (5): 1921. arXiv : astro-ph/9708039 . Código Bibliográfico :1998AJ....115.1921A. doi :10.1086/300317. S2CID  3614156.
  17. ^ Giridhar, Sunetra; Lambert, David L.; González, Guillermo (2000). "Análisis de abundancia de estrellas RV Tauri de campo. V. DS Aquarii, UY Arae, TW Camelopardalis, BT Librae, U Monocerotis, TT Ophiuchi, R Scuti y RV Tauri". La revista astrofísica . 531 (1): 521–536. arXiv : astro-ph/9909081 . Código Bib : 2000ApJ...531..521G. doi :10.1086/308451. S2CID  119408774.
  18. ^ Bloecker, T. (1995). "Evolución estelar de estrellas de masa baja e intermedia. II. Evolución post-AGB". Astronomía y Astrofísica . 299 : 755. Bibcode :1995A&A...299..755B.