Evasiva

____________________________________________

Nos habíamos quedado en que HD 148937, nuestra estrella de portada, no era una sino tres, pero ¿es cierto?

Por el momento, lo que sí se le reconoce es que se trata de una binaria espectroscópica. Así aparece descrita en Simbad. ¿Cómo se ha llegado ahí? ¿Por qué binaria espectroscópica y no estrella doble o múltiple?

Lo mejor: un repaso cronológico a la bibliografía

Porque una bibliografía no es solo una retahíla de referencias a libros o artículos. En el trabajo científico, la bibliografía, entre otras cosas, permite hacer un seguimiento de los intereses que han movido la investigación o, como en este caso, dejar constancia de los vaivenes y dificultades con los que se encuentra la búsqueda de evidencia.

Me había quedado en la entrada anterior en 1972 con sorpresa de que se trataba de un sistema triple… No estaba tan claro.

1977: así como en otras estrellas de semejantes características se puede probar la presencia de una compañera, HD 148937 no da muestras de binaridad (Conti, Garmany y Hutchings, 1977).

1980: nada parece indicar que se trate de una binaria (Garmany, Conti y Massey, 1980).

1981: por su exotismo pudiera no ser un sistema binario clásico sino de rayos X … ¡lástima! … tampoco aparecen pruebas concluyentes (Hutchings, 1981).

1987: porque las estrellas O, a menos que sean fugitivas, no pueden alejarse demasiado de su lugar de origen (parece que no más de 100 pc), es probable que pertenezcan a un cúmulo o asociación. HD 148937 parece que está en la Ass Ara OB1a. La posibilidad de que pueda tratarse de un sistema binario es mucho más alta que si se tratara de una estrella de campo o fugitiva; sin embargo, todavía no hay nada que revele acompañantes (Gies, 1987)

1994: la misión HIPPARCOS se encargó de la astrometría de casi 120.000 y ya desde su primera edición contemplaba 3 componentes. No me queda claro si contemplaba porque detectaba (no soy capaz de encontrar los datos) o buscaba debido a que aparecían en la bibliografía (incluido el tipo B0 que se le había asignado inicialmente) (Dommanget y Nys, 1994). Estos datos registrados en 1994, se trasladan a VizieR (Dommanget y Nys, 1996). Dommanget había empezado a recopilar datos sobre los sistemas múltiples en 1983.

1997: se publica el catálogo HIPPARCOS completo (con datos hasta 1996) en el que no se recoge HD 148937 como un sistema en el anexo (Vol. 10) de dobles o múltiples (Perryman et al., 1997). Y eso a pesar de que, como vimos en la entrada anterior, sí estaba catalogada con los datos HIPPARCOS 1993.

1998: tampoco habla de presencia de compañeras, aunque si de variabilidad, el catálogo de estrellas luminosas (LS) que su autor Bruce Cameron Reed empezaría a recopilar en 1991 (Reed, 1998)

El canadiense Douglas Russell Gies en 1987, como hemos visto, había planteado que las estrellas pertenecientes a una asociación o cúmulo tenían mayor probabilidad de ser binarias que aquellas de campo o fugitivas. Un equipo, del que también forma parte, busca más estrellas binarias. Sin embargo, HD 148937, parece que se resiste a mostrar binaridad. Hay estrellas cercanas pero su velocidad radial no muestra variaciones, parece constante (Mason et al., 1998).

2003: ninguna mención en la posterior ampliación de ese mismo catálogo citado de estrellas luminosas que, a partir de ese momento empezarían a denominarse con la etiqueta ALS (Alma Luminous Stars) que hace referencia al catálogo interno del Alma College, donde el autor trabajaba (Reed, 2003).

2004: se elabora una base de datos específica de estrellas O que intenta normalizar toda la información en un momento en el que ya, la inmensa cantidad recopilada de datos, empieza a cambiar la forma de trabajar de la comunidad astronómica. No hay novedades sobre nuestra estrella, se repiten los proporcionados por Mason et al. en 1998 (Maíz Apellániz et al., 2004).

2009: una más exhaustiva revisión de las estrellas analizadas por Mason et al. en 1998 más las estrellas del catálogo de Maíz Apellániz et al. en 2004, tampoco arrojan más luz sobre la multiplicidad de la estrella (Mason et al., 2009).

2010: ¡Variable! ¡Por fin algo nuevo! Lo habían detectado antes, pero sin garantías (Nazé et al., 2008). ahora, después de un seguimiento exhaustivo, parece que se puede dar por bueno un periodo de unos 7 días (Nazé et al., 2010).

¡Hay que ver con qué alegría se recibe una novedad!

‘New findings on the prototypical Of?p stars‘ ¿Cómo si no se iba a titular el artículo? … ¡y no pusieron signos de admiración! … este mundo de la ciencia es de lo más comedido … yo sí he hecho una fiesta

2012: más e importantes datos. Se trata de una estrella rotadora con un eje de inclinación de 30º y, sí, con un periodo de 7,03 días (Wade et al., 2012).

¿Compañera?¿Compañeras? … Esto empieza a ser una pesadilla

2014: ¡esto se anima! No solo hay variabilidad en ese periodo confirmado de 7,03 días, las variaciones más acusadas se dan en periodos más largos (Sota et al., 2014).

¡Vaya, otra sorpresa! Bien podía tratarse de una de esas binarias de contacto (eclipsantes, ver Quisicosas) que, en esos avatares y lucha por la supervivencia propios de la formación estelar se aproximan tanto a sus compañeras que terminan siendo una (de Mink et al., 2014)

Vaaale, puede que nos hayamos venido muy arriba. No se descarta tan fácilmente que se pueda hablar de nebulosas planetarias o si la rotación y posible acompañamiento de una binaria cercana puedan explicar la morfología (Steffen et al., 2014).

¿Volver a la casilla de salida?

¡Bieeen! Da la impresión de que sí, que hay una compañera, débil pero que sí parece estar (Sana et al., 2014)

2016: así se sigue recogiendo en GOSSS – Galactic O-Star Spectroscopic Survey mantenido en el Centro de Astrobiología (Maíz Apellániz et al., 2016)

2017: no dan un respiro estas estrellas Of?p. Podría ser que sus variabilidades se debieran a la presencia de sus campos magnéticos. Aunque no existe una correlación directa entre el periodo de rotación de una estrella y la presencia de un campo magnético, la mayoría de las estrellas magnéticas confirmadas giran mucho más despacio que las no magnéticas (Grunhut et al., 2017). Ya se había comentado: sus peculiaridades y variaciones espectrales se deben, casi con seguridad al campo magnético (Wade et al., 2012).

¿De su binaridad? Algo interesante: un análisis morfológico de la nebulosa eyectada señala dos posibles explicaciones. O bien se debe a una erupción gigante desencadenada por el viento estelar y el campo magnético, o bien a una fusión entre dos estrellas masivas (Mahy et al., 2017).

2018: También se le supone única ( Ryspaeva y Kholtygin, 2018)

2019: ¡Por fin! Después de más de cuarenta años algo concreto, contundente. Tal vez nos reserve más sorpresas, pero, de momento, disfrutemos estos datos: “concluimos provisionalmente que HD 148937 está formada por dos estrellas de tipo O con masas de aproximadamente 34 y 49 M☉, orbitando en una órbita excéntrica (e = 0,75) y de periodo largo (Porb ∼ 26 años) … Dado que esperamos que estas líneas de emisión surjan principalmente en la magnetosfera, interpretamos provisionalmente que esto implica que la estrella secundaria de menor masa es también la estrella magnética … Deberá continuar el seguimiento espectroscópico específico, con vistas a observar el próximo periastrón en diciembre de 2032 (periodo más corto) o febero de 2039 (periodo más largo)” (Wade et al., 2019).

_______________________

¿Qué decir? … pues que no me he enterado todavía de cómo interacciona, si es que lo hace, con NGC 6188, pero no importa, ha sido todo un recorrido de impaciencia y cabezonería.

Aún faltan muchas cosas que dejo para la próxima entrada.

Bicho raro esta estrella.

_____________________________________________________

a propósito …

Dos nuevos nombres para la colección ‘active su memoria’: CXOIC1396A J213641.01+573008 ¡¡¡toooomaaaa!!! …. y ¡¡¡tooomaaa!!! con este otro 6dFGSg J201656.5-704605 ¡viva la numeración! … se merece música … lo sé … son los mosquitos que también son fauna.

__________________________________________________________________________________________________________________________

Organismos

Centre de Données astronomiques de Strasbourg [https://cds.u-strasbg.fr/]

ESA [https://cosmos.esa.int/]

NASA [https://www.nasa.gov/]

Bases de datos

Aladin Sky Atlas [https://aladin.cds.unistra.fr/AladinLite/]

Cornell University- ArXiv [https://arxiv.org/]

ESASky: https://sky.esa.int

IRSA https://irsa.ipac.caltech.edu/

SAO/NASA Astrophysics Data System (ADS) [https://ui.adsabs.harvard.edu/]

SIMBAD Astronomic Database [http://simbad.cds.unistra.fr/simbad/]

NED (NASA/IPAC Extragalactic Database) [http://ned.ipac.caltech.edu/]

Otros recursos

IATE-European Union terminology [https://iate.europa.eu/]

SEA- Sociedad Española de Astronomía [https://www.sea-astronomia.es/glosario]

Wikipedia [https://es.wikipedia.org/]

Referencias

Conti, P. S., Garmany, C. D., and Hutchings, J. B., “Radial velocities of three Of stars: HD 148937, HD 151804, and HD 152408.”, The Astrophysical Journal, vol. 215, pp. 561–567, 1977. doi:10.1086/155389.

de Mink, S. E., Sana, H., Langer, N., Izzard, R. G., and Schneider, F. R. N., “The Incidence of Stellar Mergers and Mass Gainers among Massive Stars”, The Astrophysical Journal, vol. 782, no. 1, 2014. doi:10.1088/0004-637X/782/1/7.

Dommanget, J., “Un catalogue des composantes d’etoiles doubles et multiples (C.C.D.M.)”, Bulletin d’Information du Centre de Donnees Stellaires, vol. 24, p. 83, 1983.

Dommanget, J. and Nys, O., “Catalogue des composantes d’etoiles doubles et multiples (CCDM) premiere edition – Catalogue of the components of double and multiple stars (CCDM) first edition.”, Communications de l’Observatoire Royal de Belgique, vol. 115, p. 1, 1994.

Dommanget, J. and Nys, O., “VizieR Online Data Catalog: CCDM (Components of Double and Multiple stars) (Dommanget+ 1994)”, VizieR Online Data Catalog, 1996.

Garmany, C. D., Conti, P. S., and Massey, P., “Spectroscopic studies of O type stars. IX. Binary frequency.”, The Astrophysical Journal, vol. 242, pp. 1063–1076, 1980. doi:10.1086/158537.

Gies, D. R., “The Kinematical and Binary Properties of Association and Field O Stars”, The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 64, p. 545, 1987. doi:10.1086/191208.

Grunhut, J. H. et al., “The MiMeS survey of Magnetism in Massive Stars: magnetic analysis of the O-type stars”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 465, no. 2, pp. 2432–2470, 2017. doi:10.1093/mnras/stw2743.

Hutchings, J. B., “A search for weak galactic binary X-ray sources.”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 93, pp. 55–59, 1981. doi:10.1086/130775.

Mahy, L., Hutsemékers, D., Nazé, Y., Royer, P., Lebouteiller, V., and Waelkens, C., “Evolutionary status of the Of?p star HD 148937 and of its surrounding nebula NGC 6164/5”, Astronomy and Astrophysics, vol. 599, 2017. doi:10.1051/0004-6361/201629585.

Maíz-Apellániz, J., Walborn, N. R., Galué, H. Á., and Wei, L. H., “A Galactic O Star Catalog”, The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 151, no. 1, pp. 103–148, 2004. doi:10.1086/381380.

Maíz Apellániz, J., “The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). III. 142 Additional O-type Systems.”, The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 224, no. 1, 2016. doi:10.3847/0067-0049/224/1/4.

Mason, B. D., Gies, D. R., Hartkopf, W. I., Bagnuolo, W. G., ten Brummelaar, T., and McAlister, H. A., “ICCD Speckle Observations of Binary Stars. XIX. an Astrometric/Spectroscopic Survey of O Stars”, The Astronomical Journal, vol. 115, no. 2, pp. 821–847, 1998. doi:10.1086/300234.

Mason, B. D., Hartkopf, W. I., Gies, D. R., Henry, T. J., and Helsel, J. W., “The High Angular Resolution Multiplicity of Massive Stars”, The Astronomical Journal, vol. 137, no. 2, pp. 3358–3377, 2009. doi:10.1088/0004-6256/137/2/3358.

Nazé, Y., Walborn, N. R., Rauw, G., Martins, F., Pollock, A. M. T., and Bond, H. E., “HD 148937: A Multiwavelength Study of the Third Galactic Member of the Of?p Class”, The Astronomical Journal, vol. 135, no. 5, pp. 1946–1957, 2008. doi:10.1088/0004-6256/135/5/1946.

Nazé, Y., Ud-Doula, A., Spano, M., Rauw, G., De Becker, M., and Walborn, N. R., “New findings on the prototypical Of?p stars”, Astronomy and Astrophysics, vol. 520, 2010. doi:10.1051/0004-6361/201014333.

Perryman, M. A. C., “The HIPPARCOS Catalogue”, Astronomy and Astrophysics, vol. 323, pp. L49–L52, 1997.

Ryspaeva, E. and Kholtygin, A., “Analysis of the X-ray emission of OB stars: O stars”, Research in Astronomy and Astrophysics, vol. 18, no. 8, 2018. doi:10.1088/1674-4527/18/8/104.

Reed, B. C., “VizieR Online Data Catalog: UBV-beta Database for LS Stars (Reed. 1998)”, VizieR Online Data Catalog, 1998.

Reed, B. C., “Catalog of Galactic OB Stars”, The Astronomical Journal, vol. 125, no. 5, pp. 2531–2533, 2003. doi:10.1086/374771.

Sana, H. et al., “Southern Massive Stars at High Angular Resolution: Observational Campaign and Companion Detection”, The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 215, no. 1, 2014. doi:10.1088/0067-0049/215/1/15.

Sota, A. et al., “The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). II. Bright Southern Stars”, The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 211, no. 1, 2014. doi:10.1088/0067-0049/211/1/10.

Steffen, M. et al., “Weak magnetic fields in central stars of planetary nebulae?”, Astronomy and Astrophysics, vol. 570, 2014. doi:10.1051/0004-6361/201423842.

Wade, G. A. et al., “The spectral variability and magnetic field characteristics of the Of?p star HD 148937”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 419, no. 3, pp. 2459–2471, 2012. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19897.x.

Wade, G. A., “A remarkable change of the spectrum of the magnetic Of?p star HD 148937 reveals evidence of an eccentric, high-mass binary”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 483, no. 2, pp. 2581–2591, 2019. doi:10.1093/mnras/sty3304.