Contexto

Continuando con la presentación de diferentes tipos de variables en nuestra sección, el mes de agosto es una buena oportunidad para hablar sobre una de las dos estrellas más brillantes de la clase RCB. Esta clase de variables, llamada así en honor a su prototipo norteña, R Coronae Borealis, es una de las favoritas de los aficionados, y con mucha razón, ya que sus miembros pueden pasar de verse con binoculares a apenas percibirse con grandes telescopios, es decir que sus cambios de brillo pueden alcanzar las 8 magnitudes o más. Y esto en cuestión de días, por lo que donde vimos una estrella hoy, en nuestra próxima sesión de observación puede, en apariencia, no haber nada (!!)

 

Origen

Las variables RCB son estrellas de carbono, pero su origen parece ser mucho más peculiar que el de las gigantes rojas de carbono (ver la variable del mes de mayo V Hydrae), que son simplemente estrellas viejas en las cuales el carbono creado en el interior ha viajado hacia la superficie por convección. Las RCB son supergigantes amarillas (tipos espectrales F y G) con una marcada deficiencia (o ausencia total) de hidrógeno y con una masa inferior a la del Sol. Si bien las RCB son un clase de estrellas variables, se han descubierto estrellas con características espectrales parecidas pero que no muestran una variabilidad de luz tan conspicua, son las HdC, las estrellas de carbono deficientes en hidrógeno, y las EHe, las estrellas extremas de helio. Las EHe son mas calientes y pueden ser constantes mientras que las HdC parecen ser una especie de RCB dormidas, presentando los espectros y variaciones de luz típicas de las RCB cuando se hayan en su máximo brillo.

Hasta ahora dos teorías se han disputado la solución al enigma del origen de estas particulares estrellas.

· La primera es la "teoría del último pulso termal", que dice que cuando una estrella moribunda se haya en camino a su etapa de enana blanca, una última reserva de helio cerca de la superficie puede experimentar un último encendido que hace que la estrella vuelva a recuperar luminosidad por una corta y última vez. Si bien esta teoría parece no ser la correcta en el caso de las RCB, hay que remarcar que como en todas las clases de variables, hay cierta heterogeneidad en el grupo que podría explicarse adjudicando distintos orígenes a diferentes miembros de la clase. Por ejemplo, las estrellas como FG Sge y V4334 Sgr pueden pertenecer a este grupo ya que muestran una variabilidad más extrema y en una escala temporal mucho más rápida.

· La segunda teoría parece ser la correcta y se basa en la unión de dos enanas blancas. Aunque suena catastrófico, hay que aclarar que "unión" aquí significa un proceso en el cual la masa de una estrella es traspasada hacia la otra a través de un proceso de acreción. Según esta teoría, cuando dos enanas blancas se encuentran en un sistema binario, eventualmente la radiación gravitacional va a ir acercándolas hasta que la menos masiva sea destruída por las fuerzas de marea y su materia comience a ser ganada por la estrella principal. Las HdC, EHe y RCB son probablemente el resultado de la unión de una enana blanca de helio con una enana blanca de carbono.

Esta segunda teoría parece confirmarse por el hecho de que no se conoce ninguna HdC, EHe o RCB que sea parte de un sistema binario. Las enanas blancas de Helio son las menos masivas, ya que la masa inicial de estas estrellas no fue suficiente para generar la combustión del helio y producir el carbono. Una enana blanca de helio de unas 0.3 masas solares al unirse a una enana blanca de carbono de unas 0.6 masas solares generaría una flash de helio lo suficientemente potente y duradero como para convertir a la nueva estrella resultante en una supergigante amarilla. Su posición en el diagrama H-R la sitúa en la faja de inestabilidad, por lo que además de variar como RCB, la gran mayoría de estas estrellas muestra pulsaciones bastante regulares con períodos de 20 a 100 días.

 

RY Sagittarii, la más brillante del sur

RY Sgr es la que presenta la pulsación más notable, tanto por amplitud (hasta 0.5 magnitudes) como por su persistente regularidad. Su período es de 39 días. Es también la segunda estrella más brillante de la clase, variando entre magnitudes 6 y 7 en el máximo.

 

 

La variabilidad de RY Sgr fue descubierta por Kapteyn en 1895 y confirmada posteriormente por Markwick y Fleming. RY Sgr no es de las más activas de su clase, el último mínimo profundo se produjo en 1999. Pueden verlo en la curva de luz, como así también las variaciones periódicas. V854 Centauri, por ejemplo es la estrella más activa de la clase (y tercera en brillo, con magnitud 7.0 - 7.5) y presenta abruptas caídas cada dos años aproximadamente. Los episodios de oscurecimiento se deben a la eyección de partículas de carbón desde la superficie estelar. Las estrellas quedan sumergidas en su propio material literalmente desapareciendo hasta que el material se disipa. Esto explica las caídas rápidas y las recuperaciones lentas de brillo. La eyección parece estar relacionada con la pulsación.

Se conocen menos de 50 estrellas RCB, esto se debe a la poca duración del fenómeno, que se ve demostrada estadísticamente.

 

Observación

Si bien RY Sagittarii cae dentro del nuevo rango de magnitudes observadas por el sistema ASAS-3 desde el cerro Las Campanas (Chile), no deja de ser interesante la detección de la variación de una estrella tan compleja. Registrar el próximo evento de eyección de carbón es siempre un interesante ejercicio. Pueden intentarlo con las cartas disponibles en:

· Carta para el máximo
· Carta para el mínimo

Para saber más sobre técnicas de observación, pueden consultar el Manual de técnicas de observación.

Para saber más acerca de cómo estimar el brillo de una estrella variable, ir a:

http://astrosurf.com/astronosur/variables.htm

Comentarios sobre este artículo o variables en general: Sebastián Otero.

 

Referencias

AAVSO Variable Star of the Month, August, 2001: RY Sagittarii.

Saio, H., Jeffery, C.S., 2002, MNRAS, 333, 121.