Reclamo

A esta rareza visual que es IRAS 22036+5306, la estrella de la foto de Judy Schmidt, se le ha dedicado poca bibliografía en exclusiva. La mayoría de los artículos relacionados se refieren a estudios generales, recuentos de estrellas y catálogos en los que se la incluye. Tengo curiosidad por conocer el camino que lleva a interesarse por una estrella que, inicialmente, pasaría desapercibida.

Antes de continuar, para orientarnos, la colocaremos en el sitio que le corresponde en nuestro cielo

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¿Cómo se descubre una estrella como IRAS 22036+5306?

No es una estrella que pueda llamar la atención de los telescopios terrestres, ni por su brillo ni por el brillo de alguna nebulosa a su alrededor, así que se trata de una candidata anónima a formar parte de una tabla.

La primera referencia bibliográfica es su inclusión en el Atlas of low-resolution spectra (Atlas de espectros de baja resolución) de 1986. El origen del Atlas está en la aplicación de determinados filtros al catálogo IRAS.

Además de escanear las fuentes de infrarrojo en varias longitudes de onda, IRAS almacenó los espectros de las más brillantes entre las longitudes de onda de 7.7 y 22.6 μm (infrarrojo medio). Para aparecer en el Atlas, sus espectros deberían haber sido recogidos, en, al menos, dos de los tres escaneos de IRAS; después se identificaban visualmente y, además, debían aparecer en el catálogo IRAS, es decir, no solo en el conjunto de los espectros.

Finalmente, el Atlas LRS contenía 5425 fuentes (Olnon et al., 1986).

En el Atlas, sin embargo, se recoge una referencia anterior del catálogo SAO (Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalog), SAO 34043, que no está reconocido como uno de sus identificadores en las dBs del CDS.

Más curiosidad. ¿por qué?¿Algún error?

Existe otra estrella, una brillante del tipo B9 llamada HD 235718, que, ésta sí, responde al alias SAO 34043.

La numeración la sitúa en la tercera extensión del catálogo Henry Draper realizada por Annie Jump Cannon en 1927.

Por su parte, el catálogo SAO, que data de 1966, se cruzó con las referencias de otros catálogos, entre ellos el HD. Tuvo varias revisiones entre 1973 y 1984.

Es posible que, al comparar estos datos, se asignara el nombre IRAS 2203+5306 (con solo las primeras 4 cifras). Al menos así aparece dentro de una investigación sobre la presencia de máseres de agua en una selección de estrellas rojas recogidas por IRAS (Zuckerman y Lo, 1987).

Por cierto, no hubo suerte y no se encontraron en nuestra estrella.

Una última pista sobre otra posible causa que hubiera podido dar lugar a la confusión es la cercanía de ambas estrellas. En coordenadas J2000

• HD 235718: AR 22 05 32.260 Dec +53 22 09.475
• IRAS 22036+5306: AR 22 05 30.29 Dec +53 21 32.8

Sea cual sea el motivo de la divergencia, lo que hay que tener en cuenta es la enorme dificultad de estos trabajos de recopilación y comprobación de datos, y más cuando los instrumentos de sondeo no contaban con la suficiente precisión. Afortunadamente, cada vez son más fiables.

Puede explicarlo mejor una llamada de atención sobre posibles discrepancias aparecida en otro artículo posterior: “Las identificaciones son el producto del trabajo de un gran número de personas y son en gran parte, aunque no exclusivamente, posicionales. Las posiciones dadas en el IRAS Point Source Catalog, Version 2 (1988) (PSC) son generalmente muy buenas, con incertidumbres de sólo unos pocos segundos de arco, por comparación con las del Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalog (1966) (SAO) o con las determinadas por el Dr. C. B. Stephenson para numerosas estrellas rojas” (Kwok, Volk y Bidelman, 1997).

Antes de todo eso, parece que HD 235718 había iniciado su camino independiente en 1983 en un estudio que registraba posiciones y movimientos propios de, precisamente, esa zona celeste (Shokin y Yevstigneeva, 1983).

¡Y por fin la recompensa!

Cuando ya había desistido, en medio de otro de esos estudios para determinar propiedades de un conjunto de proto-planetarias, me encuentro con el momento en el que parece que las vidas de estas dos estrellas, finalmente, se separan. Una, nuestra post-AGB, se asociará definitivamente a la fuente de infrarrojo: “We also found that HD 235718 (SAO 34043) is not associated with IRAS 22036+5306, and that there is no infrared counterpart to HD 235718” (Meixner et al., 1999).

¡Bieeennn!, ya podemos volver

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Otra de máseres

Un estudio de 1991 ya la perfila un poco más y la define como posible nebulosa proto-planetaria.

De nuevo, a partir del catálogo de fuentes IRAS, se realiza una selección, esta vez de 84 estrellas que presentan la peculiaridad de tener una temperatura de alrededor de 100K. Se había encontrado que, estrellas que presentaban chorros con alta velocidad, también tenían esa baja temperatura, la cual parece que se alcanza a medida que se va diseminando la cáscara formada por el gas y polvo en expansión. Es durante esa fase que se pueden detectar los máseres de OH/IR (1612 MHz) en las estrellas evolucionadas (te Lintel Hekkert, 1991).

Los datos de este estudio habían sido tomados en 1988. Un nuevo sondeo del mismo equipo en 1990 reflejaba un cambio notable en el espectro que pudiera explicarse por la interacción entre el viento caliente desprendido por la estrella y el polvo frío que rodea estos objetos post-AGB. Otra explicación podría estar en la presencia de una compañera; que se tratara de un sistema binario (te Lintel Hekkert y Chapman, 1996).

Aquí una comparativa de ambos espectros

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Es fácil imaginar que atrajera la atención. Esos cambios en tan poco tiempo dan idea de la intensa actividad química a la que está sometida, bastante coherente, por otro lado, si pensamos en que la vida de estas estrellas evolucionadas es efímera (¡unos pocos miles de años terrícolas!).

Una vez marcada como posible proto-planetaria, se la empieza a incluir en todas las investigaciones que pueden ayudar a identificar este tipo de objetos. La presencia de máseres SiO, por ejemplo. Parece que se detectan recién abandonada la fase final de la rama gigante. Tampoco hay suerte así que tampoco hay datación (Nyman, Hall y Olofsson, 1998).

También se estudia la variabilidad que caracteriza estas etapas post-AGB. En el caso de nuestra estrella se la clasifica como variable irregular del tipo β Peg y, analizando en el infrarrojo medio, se puede determinar su morfología. Sin embargo, estas primeras aproximaciones tampoco ayudan a su resolución (Meixner et al., 1999).

Aparece, igualmente, en estudios que buscan otro tipo de objetos.

Ya se ha visto que el infrarrojo cercano puede resultar engañoso dado que puede presentar parecidos con zonas HII y con objetos jóvenes. La detección de máseres de metanol parece que ayuda a localizar estrellas masivas en lugares de formación. También nuestra estrella protagonista puede ayudar en los descartes (Szymczak, Hrynek y Kus, 2000).

¡Ah! Esos vientos

Puesto que presentaba fuerte emisión de máser OH que parece corresponder a una mayor pérdida de masa (viento), fue una de las 10 estrellas seleccionadas para un estudio que trataba de averiguar la relación entre el momento en que se desarrolla una morfología bipolar en estos objetos y la interacción de vientos que se generan (calientes/fríos, rápidos/lentos). Tampoco en esta ocasión fueron determinantes los datos (Zijlstra et al., 2001)

Demasiada resistencia a la indagación y demasiadas incógnitas por desvelar para que pasara desapercibida cuando entra en juego el telescopio Hubble porque sus datos son los únicos que podían aclarar algo sobre su dinámica.

… ¡Cha, chan! … Y así se despierta el interés por una estrella perdida en una tabla

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Entidad propia

2003 es el año en que se publica el primer estudio dedicado a IRAS 22036+5306 con datos, en óptico y radio, de los telescopios Hubble, VLA y Palomar.

El análisis visual ya permite entrar en detalles como su estructura bipolar con un doble anillo en la parte más central (cintura), uno más oscuro en la parte externa (Rd) y uno más brillante en la interior (Rb). Más al interior se encuentra un arco muy brillante (B) con un pico de brillo no estelar (C) . De sus dos lóbulos, el del oeste es el más brillante. Ambos lóbulos muestran muestran una cierta simetría respecto al centro y parecen curvarse hacia el norte, el lóbulo oeste, y hacia el sur, el del este.

El lóbulo oeste tiene dos rasgos brillantes y alargados (S1 y S2). Hay otras líneas tenues, nudosas y en forma de chorro, en el oeste (JW) y en el este (JE). En el oeste se pueden distinguir los nudos (K1-K5) y en el este sus componentes lineales (E1 y E2).

Supongo que es una manía, pero situar los objetos en la posición en que el norte es el norte y el sur, el sur, me ayuda a imaginarlos en medio del universo desde la perspectiva terrícola. Ahí va por si ayuda a alguien más

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La parte central, además, está helada. Los lóbulos reciben la luz estelar que se escapa hacia los polos desde la estrella central formando la nebulosa que, como se ve, presenta esos peculiares picos de brillo, S2 o C, por ejemplo (Sahai et al., 2003).

Sobrepeso

El mismo equipo que le dedica su primer estudio en exclusiva, le dedica un segundo; esta vez, contando con la Interferometría (combinación de datos obtenidos en varios radiotelescopios separados espacialmente).

Por los datos observados, muestra similitudes nebulares con la estrella OH/IR, NAME OH 231.8 (Calabash Nebula). No me resisto a mostrar su espectacular imagen de esta aún-no-catalogada-como-nebulosa-proto·planetaria.

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Respecto a la presencia de un cinturón denso y polvoriento de grandes granos, es coincidente con otros ejemplos de proto-planetarias que ya hemos visto, como V* V1610 Cyg (RAFGL 2688) y HD 44179 (Red Rectangle).

Aunque no suelo incluir medidas como velocidad, masa o distancia, puede ayudar en este caso. Para hacernos una idea de la magnitud de estos toros circundantes, se pueden encontrar cálculos para nuestra estrella de un radio impensable de 1000 UA. Esto es, mil veces la distancia Sol-Tierra.

Tampoco me resisto a recordar las imágenes de las tres estrellas con toroides semejantes:

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Sin embargo la cantidad de masa circunestelar detectada en nuestra estrella es sorprendente por lo elevada. Además, tampoco la relación de carbono ¹³C/¹²C parece la esperable. Esto lleva al equipo investigador a concluir que IRAS 22036+5306 ha podido evolucionar de una progenitora masiva (≳4 M⊙) (Sahai et al., 2006).

En este modelo jugaba un papel importante la parte central de hielo.

Un estudio posterior, en cambio, formula una interpretación distinta que, coherente con la presencia de una estrella masiva, explica otro ajuste con la presencia de alúmina (Al₂O₃). En él, también se intenta explicar la presencia de cáscaras que se han podido suceder de manera arbitraria y con índices de distribución de polvo y grosor variables (Maldoni, Ireland y Robinson, 2008).

Lo que en otros modelos, como los de las estrellas de la imagen anterior (Red Rectangle y V1610 Cyg), los arcos formados por las ondas de choque se interpretaban como formados en periodos más o menos regulares ¿son arbitrarios en IRAS 22036+5306? … más alicientes

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¿Un eslabón perdido?

Eso parece.

Se trata de un fenómeno denominado ILOT (Intermediate-Luminosity Optical Transients) que viene a ser algo así como un fogonazo de luminosidad intermedia y viene a llenar un vacío entre las luminosidades de una nova y una supernova.

De acuerdo, se podía haber llamado ‘sobrenova’ o ‘internova’ o ‘cualquier-cosa-nova’, por ejemplo; pero, ¿por qué ponerlo fácil?

El prototipo de ILOT se llama NAME NGC 300 OT2008-1 y fue registrado como ‘objeto no confirmado’ el 14 de mayo de 2018 por Libert A.G. Monard desde Petroria. El 15 de mayo pudo confirmarse desde Baltimore por Howard E. Bond, desde Nueva York por Frederick M. Walter y en Cerro Tololo por J. Velásquez. El ‘evento’, que así se denomina en las dBs del CDS, se localizaba en la galaxia espiral, NGC 300, en la constelación Sculptor (Bond, Walter y Velasquez, 2008).

Aquí su localización

En ese mismo aviso se menciona la similitud con el espectro obtenido años atrás, en 2002, en otro evento eruptivo protagonizado por el sistema múltiple V* V838 Mon que sugería la colisión o fusión de dos estrellas.

Esta es una impresionante secuencia extraída de la página personal del astrónomo israelí Noam Soker

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Estos ILOTs explicarían eventos explosivos que podrían coincidir con desprendimientos de capas exteriores en las estrellas post-AGB y que, por el oscurecimiento de la estrella central debido al toroide de polvo circundante, pasarían desapercibidos a la observación óptica.

A partir de los resultados obtenidos por los estudios encabezados por el astrónomo indio Raghvendra Sahai mencionados anteriormente, Noam Soker y Amit Kashi incluyen IRAS 22036+5306 entre las posibles protagonistas de un ILOT.

Ya que algunos de estos eventos se han registrado en objetos previamente catalogados como gigantes de la rama AGB, los autores consideran que las inestabilidades de las estrellas AGB masivas pueden llevar a perder gran parte de su envoltura en un tiempo muy corto. El equipo de Sahai había detectado, en 1981, un flujo de salida bipolar en IRAS 22036+5306 provocado por una erupción. Que no fuera tomado por un ILOT lo explican por el alto oscurecimiento de la estrella central y porque la radiación infrarroja pudo salir antes de que se lanzara el telescopio IRAS y, por tanto, no pudiera registrar el estallido.

Se explican estos fenómenos ILOT por la presencia de estrellas compañeras y, para los autores, hay bastantes evidencias de la existencia de ella en el caso de nuestra estrella (Soker y Kashi, 2012).

¡Feliz primavera!

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Bases de datos

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

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

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

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

Bond, H. E., Walter, F. M., and Velasquez, J., “Luminous Transient in NGC 300”, IAUC.8946, 2008.

Kwok, S., Volk, K., and Bidelman, W. P., “Classification and Identification of IRAS Sources with Low-Resolution Spectra”, The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 112, no. 2, pp. 557–584, 1997. doi:10.1086/313038.

Maldoni, M. M., Ireland, T. R., and Robinson, G., “IRAS22036+5306: an Al<SUB>2</SUB>O<SUB>3</SUB> oxide-dominated post-AGB star”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 386, no. 4, pp. 2290–2296, 2008. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13205.x.

Meixner, M. et al. “A Mid-infrared Imaging Survey of Proto-Planetary Nebula Candidates”, The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 122, no. 1, pp. 221–242, 1999. doi:10.1086/313215.

Nyman, L.-A., Hall, P. J., and Olofsson, H., “SiO masers in OH/IR stars, proto-planetary and planetary nebulae”, Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 127, pp. 185–200, 1998. doi:10.1051/aas:1998343.

Olnon, F. M. et al., “IRAS catalogues and atlases. Atlas of low-resolution spectra.”, Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 65, pp. 607–1065, 1986.

Sahai, R., Zijlstra, A., Sánchez Contreras, C., and Morris, M., “An Icy, Bipolar Proto-Planetary Nebula with Knotty Jets: IRAS 22036+5306”, The Astrophysical Journal, vol. 586, no. 1, pp. L81–L85, 2003. doi:10.1086/374582.

Sahai, R., Young, K., Patel, N. A., Sánchez Contreras, C., and Morris, M., “A Massive Bipolar Outflow and a Dusty Torus with Large Grains in the Preplanetary Nebula IRAS 22036+5306”, The Astrophysical Journal, vol. 653, no. 2, pp. 1241–1252, 2006. doi:10.1086/508507.

Shokin, Y. A. and Yevstigneeva, N. M., “A wide-angle astrometric standard in the Moscow zenith zone.”, Trudy Gosudarstvennogo Astronomicheskogo Instituta, vol. 55, pp. 3–20, 1983.

Soker, N. and Kashi, A., “Formation of Bipolar Planetary Nebulae by Intermediate-luminosity Optical Transients”, The Astrophysical Journal, vol. 746, no. 1, 2012. doi:10.1088/0004-637X/746/1/100.

Szymczak, M., Hrynek, G., and Kus, A. J., “A survey of the 6.7 GHz methanol maser emission from IRAS sources. I. Data”, Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 143, pp. 269–301, 2000. doi:10.1051/aas:2000334.

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Zijlstra, A. A., “Bipolar outflows in OH/IR stars”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 322, no. 2, pp. 280–308, 2001. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04113.x.

Zuckerman, B. and Lo, K. Y., “H2O maser emission from stars in the IRAS point-source catalog.”, Astronomy and Astrophysics, vol. 173, pp. 263–270, 1987.