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V838 Hércules

V838 Herculis , también conocida como Nova Herculis 1991 , fue una nova que se produjo en la constelación de Hércules en 1991. Fue descubierta por George Alcock de Yaxley, Cambridgeshire , Inglaterra a las 4:35 UT de la mañana del 25 de marzo de 1991. La encontró con binoculares de 10×50, y esa mañana su magnitud visual aparente era 5 (haciéndola visible a simple vista). Las placas de Palomar Sky Survey mostraron que antes del estallido, la estrella tenía una magnitud fotográfica de 20,6 (luz azul) y 18,25 (luz roja). [5]

La curva de luz de V838 Herculis trazada a partir de los datos presentados en Woodward et al. [6] y datos de AAVSO

V838 Herculis disminuyó su brillo máximo muy rápidamente, desvaneciéndose en 2 magnitudes en menos de tres días, lo que la convierte en una de las novas clásicas más rápidas jamás registradas. [7]

Todas las novas son estrellas binarias, con una estrella "donante" orbitando una enana blanca . Las dos estrellas están tan cerca una de la otra que el material se transfiere del donante a la enana blanca. Debido a que la distancia entre las dos estrellas es comparable al radio de la estrella donante, las novas suelen ser binarias eclipsantes , y V838 Herculis muestra tales eclipses. Los eclipses se detectaron por primera vez unas semanas después del estallido de la nova y muestran que el período orbital del sistema fue de 7 horas, 8 minutos y 36 segundos a partir de 1991. La forma de la curva de luz del eclipse sugiere que la propia enana blanca no está siendo eclipsada por el donante, sino que el disco de acreción que rodea a la enana blanca está siendo parcialmente eclipsado. La profundidad de los eclipses fue inicialmente de sólo 0,1 magnitudes, pero creció durante el año siguiente al evento de la nova a 0,7 magnitudes, lo que indica que el disco de acreción se restableció después del estallido de la nova durante ese tiempo. [3] [7]

La enana blanca en el sistema V838 Herculis es una enana blanca de oxígeno, neón y magnesio, [8] con una masa de aproximadamente 1,35 M ☉ , que está cerca del límite de Chandrasekhar para las masas de las enanas blancas. [9] [10] Se cree que la estrella donante es una estrella de la secuencia principal. [11]

Referencias

  1. ^ abcde Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de contenidos y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  2. ^ abc Schaefer, Bradley E. (2018). "Las distancias a Novae vistas por Gaia". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 481 (3): 3033–3051. arXiv : 1809.00180 . Código Bib : 2018MNRAS.481.3033S. doi :10.1093/mnras/sty2388. S2CID  118925493.
  3. ^ ab Leibowitz, Elia M.; Mendelson, Haim; Mashal, Ezra; Prialnik, Dina; Seitter, Waltraut C. (febrero de 1992). "La presencia de un disco de acreción en el sistema binario eclipsante Nova Herculis 1991 tres semanas después del estallido". Cartas de diarios astrofísicos . 385 : L49. Código Bib : 1992ApJ...385L..49L. doi : 10.1086/186275 . Consultado el 3 de enero de 2021 .
  4. ^ "V838 Hércules". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 19 de agosto de 2019 .
  5. ^ "V838 Ella (Nova Herculis 1991)". aavso.org . AAVSO . Consultado el 2 de enero de 2021 .
  6. ^ Woodward, Charles E.; Gehrz, RD; Jones, Terry J.; Lawrence, GF (enero de 1992). "La peculiar y rápida Nova Herculis 1991". Cartas de diarios astrofísicos . 384 : L41. Código Bib : 1992ApJ...384L..41W. doi : 10.1086/186258 .
  7. ^ ab Ingram, Doug; Garnavich, Pedro; Verde, Pablo; Szkody, Paula (junio de 1992). "Fotometría y espectroscopia de Nova Herculis 1991". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 104 : 402. Código bibliográfico : 1992PASP..104..402I. doi : 10.1086/133012 . S2CID  122041406 . Consultado el 3 de enero de 2021 .[ enlace muerto permanente ]
  8. ^ Matheson, Thomas; Filippenko, Alexei V.; Ho, Luis C. (noviembre de 1993). "Nova Herculis 1991: fuga termonuclear en una enorme enana blanca ONeMg". Cartas de diarios astrofísicos . 418 : L29. Código Bib : 1993ApJ...418L..29M. doi : 10.1086/187108 .
  9. ^ Starrfield, S .; Ilíada, C.; Hix, WR (mayo de 2016). "La fuga termonuclear y el estallido de nova clásica". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 128 (963): 051001. arXiv : 1605.04294 . Código Bib : 2016PASP..128e1001S. doi :10.1088/1538-3873/128/963/051001. S2CID  118581319 . Consultado el 3 de enero de 2021 .
  10. ^ Hachisu, Izumi; Kato, Mariko (julio de 2018). "Un análisis de la curva de luz de novas recurrentes y muy rápidas en nuestra galaxia, las nubes de Magallanes y M31". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 237 (1): 4. arXiv : 1805.09932 . Código Bib : 2018ApJS..237....4H. doi : 10.3847/1538-4365/aac833 . S2CID  119184283.
  11. ^ Hachisu, Izumi; Kato, Mariko (junio de 2019). "Un análisis de la curva de luz de 32 novas galácticas recientes: distancias y masas de enanas blancas". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 242 (2): 18. arXiv : 1905.10655 . Código Bib : 2019ApJS..242...18H. doi : 10.3847/1538-4365/ab1b43 . S2CID  166228785.

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