Observaciones al 29/3/2001
La primera Nova del milenio parece haber surgido en la constelación de
Sagitario. Así lo sugiere una serie de imágenes tomadas por William Liller
desde Viña del Mar, Chile. Las coordenadas (2000) son AR = 17h 54.7m, Dec. =
-26° 14' y su magnitud fotográfica, el 24 de febrero a las 8h 54m TU, era de
7,7. Albert Jones, de Nueva Zelanda, la observó el 25 de febrero las
15h04m TU en magnitud visual 8,9.
ULTIMOS DATOS (por Sebastián Otero, LIADA)
La estrella progenitora parece haber sido identificada como USNO-A2.0
0600-29446361 J2000 situada en RA 17 54 40.413, Dec -26 14 15.38 El catálogo
infrarrojo 2MASS (2 Micron All Sky Survey) la identifica como 2MASSI
J1754404-261415 , ubicada en RA 17 54 40.42, Dec -26 14 15.5.
K. Kadota, Ageo, Saitama, Japan y K. Torii, NASDA, Japan, han realizado astrometría
más precisa de la nova y la posición final resultante es:
R.A. 17 54 40.41, Decl. -26 14 15.7 (J2000.0)
Se puede decir casi con seguridad que la progenitora ha sido identificada.
Pero esto ya tiene una implicancia: si esta es efectivamente la precursora, en
quietud la nova es muy roja, si no no estaría en el survey 2MASS. La magnitud
es de 16 -17 y el máximo fue cercano a 8. Todo parece indicar que
la nova puede ser recurrente.
La nova está cayendo de brillo rápidamente, esto la postula como Na o Nr. Me
permito citar un párrafo sobre esto de la Conferencia sobre novas que dimos con
Jesus Guerrero:
"Las Na son las que presentan explosiones mayores, que pueden llegar hasta
15 magnitudes. El ritmo de acreción es bajo y gran cantidad de materia se va
acumulando en el tiempo. En la violenta explosión, TODO el material acumulado
es eyectado al espacio. Por ello la caída de brillo es rápida.
Los sistemas que dan origen a las Na están compuestos por una enana blanca y
una enana de la secuencia principal (como el Sol) Las estrellas están muy cerca
entre sí y eso es lo que posibilita que la enana normal vierta su
atmósfera externa en la enana degenerada".
La amplitud no ha sido tan grande, y, fundamental, no hay gigantes rojas en
estos sistemas, por lo que difícilmente sea una Na.
Ahora bien, las novas "rojas" pueden ser Nr, pero también Nc:
"En las Nc la amplitud es menor (7-10 mag.) por varias razones: el sistema
está compuesto por una gigante roja y una enana blanca. Las gigantes rojas son
más brillantes que las enanas por lo que contribuyen con su luz durante el
estado de tranquilidad, haciendo que el mínimo sea más brillante. Estas
novas se conocen como NOVAS SIMBIOTICAS.
Por otro lado, la explosión en sí es menos energética, ya que la eyección de
materia es sólo parcial: parte de la materia eyectada vuelve a caer en la enana
blanca, y este es el motivo de que estas novas tarden tanto en bajar de brillo:
les vuelve el combustible para seguir quemando durante más tiempo".
Descartada la posibilidad de Nc de plano, por la rapidez del desarrollo.
Entonces:
"Las Nr son las novas recurrentes. Se cree que hay dos tipos de nova
recurrente (Webbink et al, 1987): las NrA (T Pyx, U Sco) están relacionadas a
las novas clásicas (sistemas cerrados), se trata de una explosión termonuclear
en la enana blanca. La diferencia es que aquí el ritmo de acreción es alto y
la masa de la enana blanca está cerca del Límite de Chandrasekhar (1.44 masas
solares). La enana blanca es más luminosa y masiva por lo que necesita poca
transferencia para alcanzar la presión crítica. Por ello las erupciones están
espaciadas por períodos tan cortos de tiempo. La amplitud es menor que las Na
porque a semejante rtimo de acreción el disco de acreción es más brillante y
porque la enana blanca también lo es (De hecho, en el mínimo de T Pyx sólo se
distingue a la enana blanca con un índice de color intrínseco de -0.26 !!)
Las NrB (RS Oph) están relacionadas con las ZAND, ya que se cree que la erupción
es producto de inestabilidades en el disco (pero aquí hay eyección y el período
orbital es mayor que el de las NrA pero menor que el de las ZAND) o cambios
abruptos en el ritmo de acreción. Están compuestas también por una gigante
roja y una enana blanca. La amplitud es menor por lo expresado antes acerca del
brillo de las gigantes".
Una NrA sería azul y no roja. Una NrB como RS Oph parece ser lo que buscamos.
Ahora habrá que ver si se halla evidencia fotográfica de alguna otra erupción
en el pasado o si el estudio futuro del espectro confirma la clasificación.
Después de haber tenido una meseta, la nova está bajando rápidamente de
brillo.
Estas son últimas observaciones en VSNET:
20010217.832 <100p (H. Nishimura)
20010219.831 <137p (K. Takamizawa)
20010219.863 <100p (A. Tago)
20010220.851 <111p (Y. Nakamura)
20010222.860 <98p (A. Tago)
20010224.368 77r (W. Liller)
20010224.371 77r (W. Liller)
20010224.835 81p (H. Nishimura)
20010225.215 85 (P. Schmeer)
20010225.241 85 (Alexandre Amorim)
20010225.367 8.07VR (W. Liller)
20010225.628 89 (A. Jones)
20010225.694 89 (R. Stubbings)
20010225.822 90 (M. Yamamoto)
20010225.831 90 (M. Yamamoto)
20010225.835 90 (K. Hirosawa)
20010225.837 91 (H. Maehara)
20010225.856 91 (H. Maehara)
20010225.867 85 (H. Itoh)
20010226.250 93 (Alexandre Amorim)
20010226.335 8.68VR (W. Liller)
20010226.816 6.75Ic (S. Kiyota)
20010226.817 10.87B (S. Kiyota)
20010226.817 9.28V (S. Kiyota)
20010226.835 88p (K. Haseda)
20010226.835 99 (A. Pearce)
20010226.851 96 (H. Itoh)
20010226.853 101 (H. Maehara)
20010226.869 95p (A. Tago)
20010227.205 96 (A. Kammerer)
20010227.215 97 (P. Schmeer)
20010227.344 99V (Tasso Napoleao)
20010227.374 9.09VR (W. Liller)
20010227.639 100 (J. Bedient)
20010227.794 100 (A. Pearce)
20010227.810 9.60V (S. Kiyota)
20010227.828 7.22Ic (S. Kiyota)
20010227.828 7.24Ic (S. Kiyota)
20010227.831 9.60V (S. Kiyota)
20010227.840 8.30Rc (S. Kiyota)
20010227.846 11.08B (S. Kiyota)
20010228.341 9.28VR (W. Liller)
20010228.635 101 (J. Bedient)
20010301.249 102 (J. S. de Aguiar)
20010301.465 104 (R. J. Modic)
20010301.642 104 (J. Bedient)
20010301.690 105 (Bruce Tregaskis)
20010302.705 107 (R. Stubbings)
20010302.810 107 (A. Pearce)
20010302.812 8.41Ic (S. Kiyota)
20010302.812 10.33V (S. Kiyota)
20010302.814 11.75B (S. Kiyota)
20010302.822 106 (H. Itoh)
20010303.826 109 (A. Pearce)
20010304.812 9.60Rc (S. Kiyota)
20010304.817 109 (H. Itoh)
20010304.826 8.78Ic (S. Kiyota)
20010304.826 10.66V (S. Kiyota)
20010304.828 109 (A. Pearce)
20010304.828 11.99B (S. Kiyota)
20010305.712 109 (Bruce Tregaskis)
20010305.808 10.79V (S. Kiyota)
20010305.808 8.96Ic (S. Kiyota)
20010305.808 12.03B (S. Kiyota)
20010305.830 112 (A. Pearce)
20010306.701 109 (Bruce Tregaskis)
20010308.488 110 (Bruce Tregaskis)
20010308.751 112 (Bruce Tregaskis)
20010309.828 11.20V (S. Kiyota)
20010309.828 9.35Ic (S. Kiyota)
20010309.828 12.46B (S. Kiyota)
20010310.801 9.33Ic (S. Kiyota)
20010310.801 11.24V (S. Kiyota)
20010310.803 12.57B (S. Kiyota)
20010310.806 10.30Rc (S. Kiyota)
20010311.660 112 (Bruce Tregaskis)
20010312.444 120 (R. J. Modic)
20010313.715 112 (Bruce Tregaskis)
20010313.807 9.50Ic (S. Kiyota)
20010313.808 11.30V (S. Kiyota)
20010313.808 12.60B (S. Kiyota)
20010313.815 10.44Rc (S. Kiyota)
20010314.625 114 (J. Bedient)
20010314.701 112 (Bruce Tregaskis)
20010315.694 114 (Bruce Tregaskis)
20010315.828 119 (H. Itoh)
20010315.856 118 (A. Pearce)
20010317.867 120 (A. Pearce)
20010323.733 131 (Bruce Tregaskis)
20010324.692 131 (Bruce Tregaskis)
Volver al principio de
página
Carta
buscadora
Carta de observación telescópica hasta magnitud 10,5
Carta de observación
telescópica más profunda
Volver al principio de página
|
En base a observaciones de LIADA y VSNET
Graficador de Curvas de Luz de Estrellas
Variables
Para visualizar la curva presione el botón
"Graficar". Si se desplaza a otra parte de esta página presionando
"Graficar" puede volver a la imagen.
Visite la sección AYUDA
para más información.
© 2001, Instituto Copérnico
Volver al principio de página
|
|
|
Institucional