VY CMa una supergigante oculta en su propio gas

En la reapertura de la sección de la variable destacada, este mes presentamos una estrella cuya apariencia en el telescopio ya nos sugiere que algo fuera de lo normal está sucediendo en su entorno.

Historia

VY CMa se halla situada a unos 5.000 años luz, cerca del campo del joven cúmulo abierto NGC 2362.

Los registros históricos de su variabilidad muestran que a principios del siglo XIX su brillo medio era más brillante que el actual, llegando a magnitud V= 6.5. Sin embargo, hay que tener en cuenta que los sistemas fotométricos han cambiado con el tiempo, por lo cual esas mediciones sólo pueden ser consideradas aproximadas.

Fig. 1 - Curva de luz reciente (1995 en adelante) de VY CMa
con datos fotométricos de ASAS-3 y AAVSO y visuales de Otero.

Actualmente la estrella varía entre magnitudes 7.6 y 9 (ver fig.1), pero ha llegado a estar tan débil como V= 9.6 (fig. 2).

No es extraño que, tratándose de una supergigante roja, varíe, pero VY CMa no es una supergigante roja cualquiera.

Fig. 2 - Curva de luz de VY CMa desde 1958 mostrando los datos anteriores más los datos visuales de AAVSO
(cortesía Henden, 2008). Los mismos han sido corregidos restando 0.3 magnitudes para ser similares a la magnitud V de la estrella.

A través de un telescopio, VY CMa recuerda a eta Carinae, ya que no es un objeto puntual sino que se lo ve claramente rodeado de nebulosidad. Casualmente tanto el Homunculus de eta Car como la nebulosidad de VY CMa fueron descubiertos desde el Observatorio de Córdoba, Argentina. El primero por Enrique Gaviola en 1950 y el segundo por Luis Guerin en 1917.

Durante mucho tiempo se creyó que diferentes puntos luminosos detectados alrededor de la fuente central eran componentes de un sistema múltiple, pero con telescopios mayores y en especial por la variabilidad de esos componentes, se hizo evidente que eran condensaciones de gas que se movían y cambiaban su brillo alrededor de la estrella. Se trata de eyecciones de materia que han tenido lugar en diferentes épocas, que no son simétricas y forman "grumos". Esto ocurre porque la variable se haya en una fase evolutiva avanzada (dirigiéndose a la izquierda en el diagrama H-R desde la zona de las supergigantes rojas hacia la zona de las supegigantes amarillas) en la cual el ritmo de pérdida de masa es muy grande, y más aún al tratarse de una estrella masiva.

¿Cómo se explican sus variaciones?

Probablemente sea una variable de largo período SRc o Lc cuyas variaciones se ocultan bajo la densa capa de gas. La nebulosa de gas también varía dispersando luz de la fuente central por lo que eso puede afectar también la curva de luz.

El GCVS la clasifica como única en su clase y con un tipo espectral M5eIbp(C6,3), que denota la presencia de carbono, si bien mediciones más actualizadas la sitúan entre los tipos espectrales M2.5I y M5I, dependiendo de las líneas utilizadas para la determinación.

La luminosidad de la estrella ha sido objeto de debate recientemente. Se llegó a clasificar como una hipergigante al límite posible de luminosidad y con un tamaño 2800 veces el solar (Humphreys y otros, 2005), pero posteriores mediciones parecen indicar que no es tan fría como se pensaba (3600 K en vez de 2900) y por ende su tamaño sería de unos 600 radios solares (Massey y otros, 2006) y estaríamos ante una supergigante normal de unas 15 masas solares.

Máser

VY CMa es una de las fuentes máser más importantes del cielo.

La palabra máser viene del inglés Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation, que significa Amplificación de Microondas por Emisión Estimulada de Radiación. Cuando la atmósfera de estas estrellas evolucionadas y frías (lo cual permite la presencia de moléculas) con gran pérdida de masa es expuesta a la radiación proveniente de la superficie, se produce este fenómeno. En el caso de VY CMa se han detectado líneas máser de agua y de todos los isótopos de monóxido de silicio.

Observando VY CMa

Pueden observar esta difícil estrella (siempre es más difícil obtener una magnitud standard de un objeto nebuloso y además rojizo) utilizando dos cartas:

• Con binoculares para cuando está en el máximo brillo: http://varsao.com.ar/Carta_VY_CMa.htm
• Y para cuando está en el mínimo (con telescopios o binoculares potentes): http://varsao.com.ar/Carta_VY_CMa_telesc.htm

Recuerden que siempre se debe utilizar el menor aumento posible que permita ver claramente a la variable.

Si VY CMa está en magnitud 8.0 y la magnitud límite de sus binoculares es 9, no la observen con telescopio.

Esto se aplica a toda observación, por ejemplo, si una estrella llega a verse a simple vista no utilicen ningún instrumento para estimar su brillo.

Buenas observaciones.

Referencias

• Henden, A.A., 2008, Observations from the AAVSO International Database, private communication
• Humphreys, R.M., Davidson, K., Ruch, G., Wallerstein, G., 2005, AJ, 129, 492 (2005AJ....129.492H)
• Massey, P., Levesque, E.M., Plez, B., 2006, AJ, 646, 1203 (2006ApJ...646.1203M)
• Pojmanski G., 2005, ASAS-3, http://www.astrouw.edu.pl/~gp/asas/asas.html
• Price, A., AAVSO: VY CMa, March 1999 Variable Star Of The Month, http://www.aavso.org/vstar/vsots/0399.shtml