La Superba es una estrella variable semirregular , que varía aproximadamente en una magnitud durante un ciclo de aproximadamente 160 días, pero con una variación más lenta en un rango mayor. Se han sugerido períodos de 194 y 186 días, con resonancia entre los períodos. [12]
Y CVn es una de las estrellas más rojas conocidas y se encuentra entre las más brillantes de las estrellas gigantes rojas de carbono . Es la más brillante de las estrellas J conocidas , que son una categoría muy rara de estrellas de carbono que contienen grandes cantidades de carbono-13 (átomos de carbono con 7 neutrones en lugar de los 6 habituales). El astrónomo del siglo XIX Angelo Secchi , impresionado por su belleza, le dio a la estrella su nombre común, [13] que ahora es aceptado por la Unión Astronómica Internacional . [15]
Propiedades
Curva de luz de Y Canum Venaticorum, incluidas mediciones fotoeléctricas RGB
Se cree que la temperatura de La Superba es de aproximadamente2.760 K , lo que la convierte en una de las estrellas verdaderas más frías conocidas. Es apenas visible a simple vista y el color rojo es muy evidente con binoculares. [13] Cuando se incluye la radiación infrarroja , Y CVn tiene una luminosidad bolométrica varios miles de veces mayor que la del Sol. La masa de este tipo de estrellas es difícil de determinar; Inicialmente habría sido de alrededor de 3 M ☉ y ahora algo menos debido a la pérdida de masa. Una estimación de Jim Kaler le da a la estrella una luminosidad entre 22.000 y 87.000 L ☉ y un radio entre 557 y 1.092 R ☉ basado en una temperatura supuesta de 3.000 K, y luego el autor la clasificó como una estrella supergigante C7 o CN5, aunque su masa es demasiado bajo para ser una verdadera supergigante. [dieciséis]
Las observaciones realizadas por el satélite IRAS en las bandas infrarrojas de 60 y 100 micrones mostraron que Y CVn está rodeado por una capa de polvo de 0,9 pársecs de diámetro. [17] Esta es una de las capas de polvo circunestelar más prominentes detectadas en el estudio de todo el cielo del IRAS.
Después de que las estrellas con una masa de hasta unas pocas veces la masa del Sol hayan terminado de fusionar hidrógeno con helio en su núcleo, comienzan a quemar hidrógeno en una capa fuera de un núcleo de helio degenerado y se expanden dramáticamente hasta el estado de gigante roja . Una vez que el núcleo alcanza una temperatura lo suficientemente alta, se enciende violentamente en el destello de helio , lo que comienza a quemar el núcleo de helio en la rama horizontal . Una vez que incluso el núcleo de helio se agota, queda un núcleo de carbono y oxígeno degenerado. La fusión continúa en las capas de hidrógeno y helio a diferentes profundidades de la estrella, y la estrella aumenta su luminosidad en la rama gigante asintótica (AGB). La Superba es actualmente una estrella de la AGB.
En las estrellas AGB, los productos de fusión se mueven hacia afuera desde el núcleo mediante una fuerte convección profunda conocida como dragado , creando así una abundancia de carbono en la atmósfera exterior donde se forman monóxido de carbono y otros compuestos . Estas moléculas tienden a absorber radiación en longitudes de onda más cortas, lo que da como resultado un espectro con incluso menos azul y violeta en comparación con las gigantes rojas ordinarias, lo que le da a la estrella su distinguido color rojo. [18]
Lo más probable es que La Superba se encuentre en las etapas finales de fusionar el combustible secundario restante (helio) en carbono y perder su masa a un ritmo de aproximadamente un millón de veces la del viento solar del Sol . También está rodeado por una capa de material expulsado previamente, de 2,5 años luz de ancho, lo que implica que en algún momento debió haber estado perdiendo masa hasta 50 veces más rápido que ahora. La Superba parece así casi lista para expulsar sus capas exteriores para formar una nebulosa planetaria , dejando atrás su núcleo en forma de enana blanca . [19]
Notas
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