Sorprendente

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Lo sé, me he retrasado mucho en esta entrega y casi riño con mi voluntad. Finalmente he conseguido reconciliarme con ella y ha valido la pena. Espero que también lo disfrutéis.

Un resumen rápido

Nos habíamos quedado en que HD 148937 era rara-rara. Era una de esas pocas detectadas que añadían un interrogante a su tipo espectral. Lo había incorporado Nolan R. Walborn en 1972 al comprobar que ni ella, ni HD 108 se comportaban como típicas Of y tampoco como las peculiares ‘normales’ Ofp … tenían otra diferencia: presentaban acusadas líneas de emisión de Carbono y de Nitrógeno en sus espectros (ver Sssingular).

Frente a sus primas las Of?p tenía un periodo de variabilidad mucho más breve. Otra característica distintiva: es una binaria-espectroscópica que-puede-no-serlo-pero-que-en-cualquier-momento-te-puede-sorprender-con-una-compañera-más-o-no-según y, por último, parece que tiene un campo magnético a su alrededor que podría explicar la mayoría de estas rarezas (ver Evasiva).

No es que haya muchas más, también en eso destaca, nuestra HD 148937 parece que es una de esas magnéticas entre las lozanas O.

La primera estrella magnética de tipo O detectada fue θ1 Ori C, y en ella se descubría la presencia de una magnetosfera producida por los vientos estelares que quedaban confinados en su interior (Donati et al., 2002). Esta especie de burbuja magnética corrota con la propia estrella (Petit et al., 2013).

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Un momento, tengo que pararme en este artículo.

No solo corrotan, sino que las magnetosferas pueden hacerlo de manera dinámica o centrífuga según sea la relación entre sus radios: de Alfvén (o radio que alcanzan las ondas magnéticas emanadas por la estrella) y de Kepler (descrito por su órbita). Si el radio de Alfvén es mayor que el de Kepler, se tratará de una magnetosfera centrífuga. En caso contrario será dinámica.

Sigo sorprendiéndome: parece que las estrellas estudiadas (en el momento del estudio 64 de los tipos OB) dan dos tipos claros de comportamiento. Por un lado las O, de rotación lenta, se identifican con magnetosferas dinámicas y por otro, las B, de rotación rápida, con las centrífugas.

Nuestra rara-rara O es de rotación rápida.

¡Tengo que airear mi neurona!

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¿Qué pasa en el interior?

Los primeros estudios de las velocidades radiales de las nebulosas NGC 6164-5 habían mostrado unos desplazamientos, dentro de un esquema bipolar con respecto a la estrella, que señalaban zonas en las que esas nebulosidades se alejaban o acercaban (Catchpole y Feast, 1970) (Pismis, 1974). Un resumen de todos estos datos de los movimientos internos lo podemos ver en el siguiente esquema (Carranza y Agüero, 1986).

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(mi) Interpretación 3D: la estrella expulsa materia en dos direcciones opuestas, alejándose hacia el noroeste en la línea de visión y acercándose hacia el sureste. Como la estrella gira, o por el campo magnético o por ambas causas, la estela de materia más concentrada del ‘chorro’ norte, primero se aleja hasta alcanzar la zona más brillante de NGC 6164 para ir cayendo, de forma más dispersa, hacia la estrella. En sentido contrario pasaría hacia NGC 6165 … ¡preciosa, ¿no?!

Husmeando un poco, parece que sí ocurren esa especie de bucles magnéticos (Ud-Doula, Owocki y Townsend, 2008).

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Esta imagen completa el modelo propuesto

Lo que parece que complique todo en esta estrella, cuando se trata de compararla con los modelos establecidos, es la presencia de esas nebulosas que implican una pérdida de masa sin que se pueda atribuir a una explosión. Tal vez, podría explicarse por la fusión de dos estrellas (Mahy et al., 2017).

Sin embargo, parece que se necesitaría un campo magnético mayor que el que se registra. Una posible explicación que puede encajar todos los parámetros, incluida su alta temperatura, podría ser que la intensidad del campo fuera mayor en los primeros momentos de la fusión y que todavía se encuentre en pleno proceso de contracción y girando más rápido que las otras Of?p (Langer, 2012).

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Otra parada.

No es una teoría descartable esta de la fusión para el estudio de este tipo de estrellas. ¿Cuál sería el proceso?

Después de la fusión, la estrella, que ha perdido el equilibrio térmico, se expande inicialmente para después iniciar una fase de contracción que la devuelve a la secuencia principal. El producto de la fusión se expande hasta alcanzar la superficie para cambiar el giro hacia abajo mientras se contrae. Una vez en pleno equilibrio térmico, el modelo de fusión es un rotador lento y evoluciona de forma similar a una auténtica estrella individual de la misma masa. Es posible, además, que aparezcan en la superficie productos de combustión nuclear como el nitrógeno.

Parece “factible que algunos productos de fusiones sean rotadores lentos, contrariamente a lo que se suele esperar. Si estas estrellas magnéticas pueden mantener un núcleo magnetizado durante su evolución hasta el colapso del núcleo, podrían dejar restos magnetares tras su explosión final como supernova. Análogamente, esperamos que los productos de fusiones magnetizadas de menor masa puedan formar enanas blancas altamente magnéticas al final de sus vidas” (Schneider et al., 2020).

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¿Y su compañera?

¿Es que todo esto no nos sirve? Habíamos quedado en la entrada anterior que se había constatado la presencia de una estrella compañera. Ambas serían del tipo O con masas de 34 y 49 Mʘ y que se podría comprobar el periastrón en 2032 (periodo corto) y 2039 (periodo largo) (Wade et al., 2019).

Por el momento, no parece que haya más datos esclarecedores sobre HD 148937.

¡Pues lo intentamos con los rayos X!

Pretender averiguar qué es lo que origina la emisión de rayos X es algo que me desborda. No he podido encontrar certezas de esas que gusta tener.

¿Por qué unos objetos emiten rayos X blandos y otros duros? ¿influye la presencia de un campo magnético?¿depende de la acreción de masa o de los vientos confinados?

Todas esas preguntas seguro que ya las han respondido, o casi, las astrónomas. Yo seguiré probando… no hay que desistir.

Lo cierto es que HD 148937 brilla mucho en rayos X blandos, y rayos blandos quiere decir más próximos al ultravioleta que a los rayos gamma. Así destaca:

El estudio más completo hasta la fecha se realizó en 2012 con datos del XMM-Newton y de Chandra. Se había intentado en un análisis multifrecuencia en 2008, pero los datos habían resultado insuficientes para concluir algo (Nazé et al., 2008).

Con más datos, el mismo equipo lo repitió en 2012. Parece que se puede explicar que las estrellas tipo Of?p brillan en rayos X porque dentro de su magnetosfera hay confinado plasma que presenta distintas temperaturas y que la temperatura es mayor cuanto más próximo está a la estrella (¿es por eso que los rayos son blandos, porque no responden a una actividad energética que los aproximaría a los gamma y sí a la emisión ultravioleta de una estrella temprana? … ¡uf! Demasiado complicado para mí … airearé mi neurona y lo intentaré en otro momento).

Otra deducción que parece desprenderse del trabajo es que, comparando modelos, las Of?p se aproximarían más al modelo de ‘rotador magnético oblicuo’ (MOR-Magnetic Oblique Rotator) que al que responderían las estrellas O ‘normales.

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Y ¿qué es un MOR? En una interpretación muy-pero-que-muy-libre sería una estrella magnética cuyo eje de rotación está inclinado con respecto al eje de giro de su campo magnético. La estrella que representaría este modelo es la citada anteriormente θ1 Ori C.

El mismo equipo en otro artículo en que comparaban varias de estas Of?p con θ1 Ori C calificaban de misteriosas e intrigantes estos objetos, ¿por qué no añadir desesperantes? (Nazé, Walborn y Martins, 2008)

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Hay más modelos relacionados con estas Of?p que consideran las estrellas magnéticas de tipo O como rotadores lentos que contienen magnetosferas dinámicas (ver más arriba) pero no he podido encontrar trabajos que lo apliquen sobre HD 148937. Son MHD-Magnetohydrodynamic y ADM-Analytic Dynamical Magnetosphere.

Aunque, con lo que hemos aprendido de HD 148937, no me extrañaría que manifestara todo tipo de discrepancias, al fin y al cabo, hay que recordar que es un rotador rápido.

Aparte del brillo de la estrella, hay otras fuentes de rayos X que deben corresponder a otras longitudes de onda que las recogidas por el XMM-Newton (¿más duros?). Son estas

Y ya que estamos tan cerca, más cosas de mi neurona: en toda la bibliografía que he consultado no he podido encontrar una explicación a cómo se ha producido esa caperuza. Confirmo una vez más que la imagen en 2D es engañosa. ¿Euclid nos sacará de dudas?

¿Qué hay de la capa exterior?

No me ha quedado clara la relación de esa capa (azulada) más externa y extensa con la estrella. Cuando se habla de capa eyectada en la bibliografía parece que se refiere a esa especie de cápsula más interior, la que se correspondería con la magnetosfera, la que confina los vientos estelares.

Visualmente reproduce la silueta de la estrella, así que me pongo a buscar objetos que la puedan relacionar. No los encuentro, pero sí me llaman la atención algunos. Por ejemplo hay un montón de burbujas y me hace pensar que tal vez esa nube azul sea un conjunto de remanentes (tipo Vela) que pudieran estar por delante o por detrás de HD 148937.

Metiendo más las narices, o la trompa según se mire, me encuentro con varias candidatas a enanas blancas y un púlsar. Están señalados en la siguiente imagen:

No hay referencia de distancia para las burbujas, pero sí para las candidatas a enana blanca y están situadas muy por delante de nuestra estrella, que está a 1178,072 pc. Todas las referencias de distancia son de 2020.

Pero ¿está o no está interactuando con NGC 6188?

Se quedaba pendiente en las entradas anteriores. Vamos con algunas distancias para situarnos

NGC 6188 o NAME Rim Nebula está catalogado como medio interestelar, no se tiene distancia de referencia. La de las estrellas señaladas en la imagen nos puede orientar sobre la posición de HD 148937 con respecto a ellas

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Lo dejo aquí para retomarlo en septiembre. Tendré que seguir con esta última imagen porque seguro que analizarla es igual de sorprendente que la anterior.

Ha sido una de las estrellas que más me ha entusiasmado. Espero que nos podamos enterar de más cosas sobre ella … un viaje increíble y sorprendente.

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a propósito …

Han habido muchas novedades interesantes, pero no me da el tiempo para detenerme. A ver si hay otro momento.

Tampoco hay nombre supercalifragilistico, pero ¿qué hay de esta clasificación espectral K2IbHdel1? … de la supergigante roja BM Sco.

¡¡¡ Buen verano !!!

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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

Carranza, E. and Agüero, E. L., “The kinematics of NGC 6164-5”, Astrophysics and Space Science, vol. 123, no. 1, pp. 59–65, 1986. doi:10.1007/BF00649124.

Catchpole, R. M. and Feast, M. W., “Nebulosities ejected from the star HD 148937”, The Observatory, vol. 90, pp. 136–141, 1970.

Donati, J.-F., Babel, J., Harries, T. J., Howarth, I. D., Petit, P., and Semel, M., “The magnetic field and wind confinement of θ¹ Orionis C”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 333, no. 1, pp. 55–70, 2002. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05379.x.

Langer, N., “Presupernova Evolution of Massive Single and Binary Stars”, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 50, pp. 107–164, 2012. doi:10.1146/annurev-astro-081811-125534.

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.

Nazé, Y., Walborn, N. R., and Martins, F., “The mysterious Of?p class and the magnetic O-star θ<SUP>1</SUP> Ori C: confronting observations”, Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica, vol. 44, pp. 331–340, 2008. doi:10.48550/arXiv.0807.3496.

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., Zhekov, S. A., and Walborn, N. R., “High-resolution X-Ray Spectroscopy of the Magnetic Of?p Star HD 148937”, The Astrophysical Journal, vol. 746, no. 2, 2012. doi:10.1088/0004-637X/746/2/142.

Petit, V. et al., “A magnetic confinement versus rotation classification of massive-star magnetospheres”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 429, no. 1, pp. 398–422, 2013. doi:10.1093/mnras/sts344.

Pismis, P., “Internal motions in H II regions. I. The radial velocity field of NGC 6164 – 6165.”, Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica, vol. 1, pp. 45–54, 1974.

Schneider, F. R. N., Ohlmann, S. T., Podsiadlowski, P., Röpke, F. K., Balbus, S. A., and Pakmor, R., “Long-term evolution of a magnetic massive merger product”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 495, no. 3, pp. 2796–2812, 2020. doi:10.1093/mnras/staa1326.

Ud-Doula, A., Owocki, S. P., and Townsend, R. H. D., “Dynamical simulations of magnetically channelled line-driven stellar winds – II. The effects of field-aligned rotation”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 385, no. 1, pp. 97–108, 2008. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.12840.x.

Wade, G. A. et al., “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.

Walborn, N. R., “Spectral classification of OB stars in both hemispheres and the absolute-magnitude calibration.”, The Astronomical Journal, vol. 77, pp. 312–318, 1972. doi:10.1086/111285.