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Z Andrómeda

Z Andromedae es un sistema estelar binario formado por una gigante roja y una enana blanca . Es el prototipo de un tipo de estrella variable cataclísmica conocida como estrellas variables simbióticas o simplemente variables Z Andromedae. El brillo de estas estrellas varía con el tiempo, mostrando una fase inactiva , más estable, y luego una fase activa con una variabilidad más pronunciada y un brillo y/o oscurecimiento más fuertes. [11]

Sistema binario

Z Andromedae es un sistema estelar binario . Los dos componentes tienen una órbita circular que tarda 759 días en completarse. [6] La gigante roja tiene alrededor del doble de masa que el Sol y 880 veces su luminosidad , pero su temperatura efectiva es de solo 2800 K. La enana blanca tiene alrededor de mil veces la luminosidad del Sol durante la fase de reposo, pero hasta 10 veces más luminosa durante las fases activas. Su temperatura es tan alta como 150 000 K cuando está en reposo, pero cae por debajo de 100 000 K cuando está activa. [9] También gira alrededor de su eje de rotación cada 1682 segundos y muestra un fuerte campo magnético. [10]

La estrella gigante roja evolucionada pierde masa, ya que la presión de la radiación supera la baja gravedad en la superficie. El flujo de materia que sale es capturado por el campo gravitatorio de la enana blanca y finalmente cae sobre su superficie. Al menos durante la fase activa se forma un disco de acreción alrededor de la enana blanca. [12]

Variabilidad

Curva de luz de Z Andromedae, que muestra un estallido típico en 1986 y el período activo anormalmente largo a partir de 2000

La variabilidad de Z Andromedae fue descubierta por Williamina Paton Stevens Fleming y anunciada en 1901. [13]

Durante la fase de reposo , la mayor parte de la luminosidad de la enana blanca proviene de la combustión estable del hidrógeno en su superficie, y los fotones emitidos de esta manera ionizan el viento de la gigante roja, lo que provoca la emisión nebular. La estrella gigante, sin embargo, sigue un ciclo de actividad cuasiperiódico (similar al ciclo solar ) aproximadamente cada 7.550 días; cuando la actividad de la estrella aumenta, el viento estelar se vuelve más fuerte y, en respuesta, la enana blanca aumenta de tamaño y se enfría, lo que desencadena la fase activa . [7]

En la fase de reposo, el brillo de Z Andromedae está modulado por el período orbital del sistema, y ​​puede alcanzar una magnitud de m v = 11,3 como mínimo. Durante la fase activa, Z Andromedae produce explosiones de luminosidad y puede aumentar su brillo hasta una magnitud de m v = 7,7. Los eclipses de la gigante roja aún son visibles en esta fase. Durante esta fase, se observa una periodicidad más corta de 685 días; esto podría ser un período de batido entre el período de rotación desconocido de la estrella gigante y el período orbital, que surgen del flujo no esférico de salida de materia de la atmósfera de la estrella gigante. [8] [2] [7]

Z Andromedae inició una fase activa inusualmente larga en septiembre de 2000, aumentando su brillo varias magnitudes varias veces a lo largo de al menos una década. Durante las explosiones, se observaron variaciones irregulares de brillo (hasta 0,065 magnitudes) en escalas de tiempo más cortas que un día, interpretadas como deformaciones en el disco de acreción. Si los modelos para esta fuente son correctos, debería entrar en una fase de reposo nuevamente en 2020. [12]

Espectro

Óptico

El espectro de Z Andromedae ha sido reconocido como extremadamente peculiar desde principios del siglo XX. Los espectros tempranos durante un período brillante, que mostraban solo líneas de emisión contra un continuo rojo, se interpretaron como una estrella incrustada en una densa nebulosidad. [14] A medida que el brillo de la estrella se desvanecía, el espectro perdió las líneas "nebulares" de alta excitación y desarrolló líneas de absorción con perfiles P Cygni . Estos espectros se identificaron fácilmente como debidos a una estrella caliente similar a una nova con una compañera fría. [15] Las líneas de emisión identificadas incluían estados de baja ionización de hidrógeno y helio con estados de alta ionización de oxígeno y hierro . [9]

La clasificación espectral MK es típica de una gigante fría, por ejemplo M4.5. [3] Se ha demostrado que el tipo espectral exacto varía, por ejemplo entre M5 en 1987 y M3.5 en 1989. [16] Las observaciones infrarrojas dieron un tipo espectral combinado de M2III + B1eq. Aquí la clase de luminosidad de III es para una estrella gigante normal, y los códigos de peculiaridad eq indican líneas de emisión con perfiles P Cygni. [3]

Ultravioleta

Z Andromedae también muestra una fuerte emisión ultravioleta, que sigue el comportamiento óptico; las líneas de absorción identificadas durante la fase de reposo se convierten en líneas de emisión durante las explosiones. Los elementos identificados en esta región del espectro son carbono , nitrógeno , fósforo y silicio en sus estados ionizados. [9]

Radio

El flujo de radio de Z Andromedae al comienzo de las explosiones es inferior al nivel de reposo habitual y alcanza un máximo después del nivel óptico. Después de las explosiones, se pueden ver chorros de radio que fluyen desde este sistema en una dirección perpendicular al plano orbital. [9]

radiografía

Z Andromedae es mucho más débil en rayos X y no ha sido detectada en la fase de reposo. Durante las explosiones, la emisión de rayos X proviene del plasma calentado por choque, donde la energía cinética del material que fluye se convierte en radiación de rayos X. Esta emisión "imita" una radiación de cuerpo negro con una temperatura diferente a la de la enana blanca, pero su naturaleza real puede identificarse porque muestra bordes de absorción (que también muestran la presencia de neón ) y un exceso a altas frecuencias. [9]

Chorros bipolares

Tras el estallido de 2006, las líneas de emisión de Balmer del hidrógeno incluyeron alas débiles a una velocidad de ±1.150 km/s. Dado que previamente se habían observado extensas emisiones de radio durante los largos estallidos de 2000-2002, los chorros colimados a lo largo del eje del sistema eran la explicación más probable para este fenómeno. Se cree que los chorros solo están presentes durante los estallidos brillantes. [17] Los chorros se observaron nuevamente durante los estallidos posteriores; su velocidad es muy variable al principio, pero se establece en una velocidad constante después de aproximadamente un mes. También puede ocurrir un solo chorro. Los chorros podrían formarse por material que no puede acrecentarse en la enana blanca que alcanza el límite de Eddington . [12]

Referencias

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  2. ^ abc 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.
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