Uno, dos, tres

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Todavía nos movemos por Cygnus.

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Estamos hablando de la nebulosa proto-planetaria V* V1610 Cyg.

Cuestión de nombres

¿Hay algún criterio para la elección de uno de los nombres de una estrella como su principal o representativo o inequívoco para el intercambio de información? ¿Es el primer nombre que se le asigna al ser descubierta? ¿Se debe a su característica más destacable? En este último caso, ¿varia o variará a medida que se vayan destapando nuevas características distintivas?

Por el momento no he encontrado información sobre si se aplica, y de qué forma, algún tipo de normalización del nombre.

Antes de que me pierda por estos cerros, un resumen rápido: V* V1610 Cyg es el identificador principal en las dBs del CDS aunque tiene 19 por los que se puede recuperar y la pregunta que me hago es, ¿por qué éste de estrella variable y no el del catálogo RAFGL o el de IRAS o …?

Seguiré la pista.

Estrellas variables soviéticas

Tema de triste actualidad este de hablar de Rusia (la soviética incluida), por eso destacaré la cooperación científica por encima de decisiones u opiniones insensatas (ingenuidad).

V* V1610 Cyg tiene otro identificador nuevo para mí, SVS 2255. También tiene otros muy interesantes que tendré que dejar para otro momento.

SVS corresponde a Soviet Variable Stars (Переменных Звезд, estrellas variables en ruso o, en forma transliterada, Peremennye Zvezdy)

Primera noticia encontrada: se suspende la numeración del catálogo en el número SVS 2887, a partir de diciembre de 1991 debido a que los estados, antes soviéticos, ahora pasaban a ser estados independientes (Kazarovets y Samus, 1992).

Los antecedentes del catálogo empiezan en la reunión de la comisión de Estrellas Variables que tuvo lugar en Copenhague en 1926. El astrónomo de origen alemán Richard Prager sería el encargado de iniciarlo. Lo publicaría anualmente hasta 1936. Desde este momento, el continuador fue otro alemán, Heribert Schneller, quien lo publicaría hasta 1942.

… La II Guerra Mundial (1939-1945) …

A partir de la reunión de la IAU en Copenague en 1946, se hicieron cargo de su mantenimiento, de manera voluntaria, la Academia de las Ciencias de la URSS y el Instituto Astronómico Sternberg. Fue en 1948 cuando el astrónomo ruso Boris Vasilyevich Kukarkin, presentó la nueva edición en la reunión de la IAU en Zürich (Mayall, 1949).

En la actualidad está integrado en el Catálogo General de Estrellas Variables y está accesible en las dBs del CDS y SAO/NASA. La etiqueta del identificador es la V* que aparece en el nombre de nuestra estrella.

El huevo

Ya había aparecido en el catálogo AFGL con el nombre CRL 2688 (RAFGL 2688) pero, todo parece indicar que fue el estadounidense Edward Purdy Ney quien le puso el apodo Egg Nebula, Cygnus Egg o simplemente The Egg debido a su apariencia en las placas fotográficas; sin embargo, no me ha sido posible comprobarlo (Ney, 1975).

Aunque en la década se iniciaron muchas investigaciones, no eran tiempos, los 1970s, para obtener mucha información sobre el comportamiento de estas post-ABG. Se contaba con la detección de la fuente de infrarrojo y poco más que permitiera profundizar. Todo entonces eran dudas sobre estos objetos. Por las características podía tratarse de un objeto Herbig-Haro temprano o, por el contrario, podía ser uno muy evolucionado, como una nebulosa proto-planetaria. Hay que citar como ejemplo que, tanto RAFGL como Min 1-92 y nuestra nebulosa actual, fueron investigadas como estrellas que se estaban formando (Torrelles et al., 1983).

Gráficamente, con los datos obtenidos, solo se podía interpretar así (Ney et al., 1975).

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Más preguntas

¿Hay estadios intermedios en la evolución post-AGB? ¿podrían pasar por una fase de lo que se conoce como estrellas OH/IR? o ¿binarias simbióticas?. Con el descubrimiento de la presencia de carbono se añade una nueva posibilidad, ¿se transforman en algún momento en estrellas de carbono?. Las herramientas de los primeros análisis no proporcionan suficientes datos así que no puede haber resultados concluyentes (Zuckerman et al., 1976). Tampoco parecen definitivos los más actuales.

Ayudan los que se han ido realizando de su composición molecular. Hay que destacar el catálogo THROES (A caTalogue of HeRschel Observations of Evolved Stars) desarrollado en el CAB-INTA-CSIC. El catálogo proporciona datos fotométricos y espectroscópicos de la presencia de carbono y oxígeno obtenidos con el instrumento PACS (Photodetector Array Camera and Spectrometer) del telescopio espacial Herschel. Nuestra estrella está incluida en la última entrega, la segunda (da Silva Santos et al., 2019). La primera entrega se recoge en las referencias (Ramos-Medina et al., 2018).

Variabilidad

¿Y qué hay de las variables tipo Mira? ¿podrían también ser progenitoras de estas nebulosas? (Zuckerman, 1978).

La primera noticia encontrada sobre un estudio de variabilidad de V* V1610 Cyg data también de 1975. Sus autores, los rusos Yurij Nicolaevich Efremov y Nikolai Efimovich Kurochkin, colaboraron en el mantenimiento del Catálogo General de Estrellas Variables. Desafortunadamente parece que no está traducido (o no he encontrado la traducción) (Efremov y Kurochkin, 1975).

Tampoco se puede confirmar si, a raíz de este estudio se la incluyera al año siguiente en la lista de nuevas variables cuyo número, en ese 1976, ascendía a 27.196 (Kholopov, Kukarkina y Perova, 1978). En la última lista presentada, el total de estrellas identificadas asciende a 58.035 (Samus et al., 2021).

Parece que los rasgos de variabilidad en las nebulosas proto-planetarias corresponderían a las pérdidas de capas externas de la estrella. También parece que el tipo de variación (largo periodo de entre 100-400 días de media, y oscilaciones de brillo de 2,5 magnitudes) sería similar al característico de las variables tipo Mira, que se han identificado en las fases inmediatamente anteriores a la de nebulosa planetaria y que parecen corresponderse con la presencia de esos círculos (arcos) alrededor de algunas estrellas post-AGB que hemos visto, incluida la que se comenta. El hecho de que se hable de periodos tan largos de los que, por el momento, no se tienen suficientes datos, hacen imposible afirmar esta teoría (Zijlstra y Bedding, 2002).

Quizás el estudio más exhaustivo de la variabilidad de V* V1610 Cyg sea el realizado en 2010 por equipo del estadounidense Bruce J. Hrivnak dentro de un programa de investigación sobre las variaciones de luz de las nebulosas proto-planetarias. Se cita en referencias la serie de 8 artículos completa. En la primera entrega se incluye Egg Nebula.

Las observaciones se realizaron a lo largo de 14 temporadas (varias estaciones por año) desde 1994 y, entre sus conclusiones se puede citar que registraba aumento de brillo gradual hacia el azul en ambos lóbulos. En el lóbulo norte aparecía una variación cíclica por temporada y, en el caso del lóbulo sur, con datos menos precisos, también aparece una variación dentro de una misma temporada, aunque no parece que estén correlacionadas. La luz de la estrella central está completamente oscurecida lo que hace que la detección de una periodicidad sea difícil. Los análisis del período sugieren uno largo de unos 600 días con varios otros picos débiles y se estima uno para la pulsación de la estrella de unos 90 días.

Respecto a la posible sucesión de fases de la que se hablaba antes, el artículo afirma: “Se sabe que las estrellas AGB varían su brillo con grandes amplitudes debido a las pulsaciones a medida que evolucionan de Miras a variables de periodo largo y a estrellas OH/IR, perdiendo masa a un ritmo cada vez mayor (Olofsson 2004; Hrivnak & Bieging 2005). Los periodos de éstas oscilan entre 100 y 2000 días. Una vez en la fase post-AGB, estas estrellas evolucionan con una luminosidad constante hacia temperaturas más altas” (Hrivnak et al., 2010).

¿Qué pasa con los flujos?

A estas alturas ya nos hemos familiarizado con la terminología: flujos de gas, lóbulos, vientos estelares, toroides, ansaes. También con las interpretaciones de su actividad: lóbulos axiales, multidireccionales, desprendimientos de capas, movimiento kleperiano o de Hubble. En ellos están las claves y en ellos se manifiestan las diferencias entre los objetos.

¿Qué caracteriza a V* V1610 Cyg?

Volvemos un poco atrás para ver la evolución del modelo. Estamos en 1997. Parece que no está claro que se pueda hablar de un flujo bipolar clásico, así que, aunque se van a dar las principales características de otras estrellas post-AGB, el modelo va a ser diferente, sobre todo en los flujos que se pueden ver en la parte central (Skinner et al., 1997)

Otro modelo en el mismo año 1997, para explicar su morfología, reclama la presencia de una compañera binaria (Harpaz, Rappaport y Soker, 1997).

Ya con imágenes del HST (Hubble Space Telescope) se pueden descubrir detalles de su compleja estructura (Sahai et al., 1998)

A lo largo de más de 5 años, de nuevo el Hubble toma imágenes que serán la base de un estudio sobre su movimiento propio publicado en 2006. Aunque en él se da por buena la coincidencia de movimiento, una de las ideas (sólo mencionadas) que más interesante encuentro, es la posibilidad de que la estrella central y la nebulosa pudieran tener movimientos propios distintos. Manifiesta, además otra peculiaridad. Parece que presenta, al menos, tres flujos de salida distintos sobre los lóbulos norte-sur y, al menos cuatro, en el brazo este (la parte central señalada antes) (Ueta, Murakawa y Meixner, 2006).

Después de otros 6 años, parece que la nebulosa se había desvanecido una media del 10% (más en la parte norte). Además de esos flujos de salida, tanto en los lóbulos como en el polvo central, presenta un sistema de anillos que se corresponderían con eyecciones de masa (Balick et al., 2012).

Aquí una imagen en la que se pueden reconocer con toda claridad las distintas zonas de flujos

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Si los modelos anteriores se dedican principalmente a la parte central, habrá que destacar alguno dirigido a la formación bipolar donde también aparece otra peculiaridad de los arcos concéntricos. Estudiadas otras estructuras similares se han asignado periodos temporales para las eyecciones de flujos. Se habían asignado para V* V1610 Cyg unos 200 años (Harpaz, Rappaport y Soker, 1997). Sin embargo, parece que los intervalos temporales deducidos no coinciden con ningún cálculo teórico conocido (Ueta, Tomasino y Ferguson, 2013).

A medida que se va examinando la complejidad aumenta y ésta parece que podría estar más relacionada con un sistema triple que con uno binario. En el más reciente de los estudios sobre la Egg Nebula se desarrolla un modelo en el que, aunque una compañera podría explicar la presencia de los flujos bipolares, sería necesaria una tercera estrella para justificar los centrales (Dinh-V-Trung, Lim y Ohyama, 2020).

Más de uno

Aún nos espera otra rareza de esta estrella: en ella no se ha detectado un único punto de radiación infrarroja sino tres con los datos del 2MASS.

También hay detectadas dos galaxias (¿por detrás de la visual?) sin embargo, aunque se siguen manteniendo con la clasificación de galaxias desde 1999, las dBs del CDS presentan una nota explicativa que indica que forman parte de la Egg Nebula (¿son también puntos de infrarrojo?). En cualquier caso aparecen en la visual y no parece que esté muy clara su jerarquía en caso de que exista.

Después de tanta información, porque hay mucha sobre esta estrella, un poco de elaboración propia

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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/]

Referencias

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da Silva Santos, J. M., Ramos-Medina, J., Sánchez Contreras, C., and García-Lario, P., “Warm CO in evolved stars from the THROES catalogue. II. Herschel/PACS spectroscopy of C-rich envelopes”, Astronomy and Astrophysics, vol. 622, 2019. doi:10.1051/0004-6361/201834141.

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