Delta Scorpii: el nacimiento de una estrella Be

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Las estrellas Be

El estadio Be no es sólo una etapa evolutiva en las vidas de algunas estrellas calientes de tipo B de rápida rotación sino también un fenómeno transitorio que puede ir y venir con el paso de los años en la misma estrella.  Varias razones se han propuesto para explicar el comportamiento de estas estrellas y aun están en debate.

La clase Be muestra un zoológico heterogéneo de curvas de luz. Desde  completamente irregulares hasta estrictamente periódicas, desde erupciones rápidas hasta suaves sinusoides. La explicación más probable para semejante diversidad es que hay una cantidad de razones distintas por las cuales la luz de este tipo de estrellas varía.

Las tres causas principales propuestas son:

1. Rotación rápida
2. Duplicidad
3. Pulsaciones no radiales (NRP)

También presión de radiación y magnetismo pueden jugar un papel (Meilland et al., 2011) pero en especial en las estrellas B más calientes.

La rotación rápida es una característica confirmada de la estrellas Be. Pueden rotar hasta a 500 km/s (típicamente >250 km/s). ¡Comparen esa cifra con los 2 km/s del Sol!  Esta velocidad de rotación extremadamente rápida hace que la estrella pierda masa por su Ecuador, con la consecuente formación de un disco a su alrededor. Este disco es la fuente de las líneas de emisión que vemos en el espectro de una estrella Be (Fig. 1) y de su exceso infrarrojo.

Fig.1 – El fenómeno Be: un disco que rodea a la estrella es el responsable de las líneas de emisión (Crédito: Enzo De Bernardini)

Conocemos positivamente la existencia de los discos; duplicidad y pulsaciones no radiales podrían ayudar a generar la eyección de los mismos. Pero no todas las estrellas Be son binarias ni todas las estrellas Be muestran pulsaciones no radiales.

Variaciones fotométricas

Se pueden encontrar dos tipos principales de variación:

1. Un componente de corto periodo y pequeña amplitud
2. Variabilidad a largo plazo relacionada a erupciones

1) Variaciones periódicas de pequeña amplitud

A estas estrellas se las clasifica como “BE” en el Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS). La clase BE incluye variabilidad no relacionada a eventos de eyección.

En la literatura se las conoce como estrellas lambda Eridani. Son estrellas Be que muestran variaciones periódicas (0,3 a 2 días) que pueden pasar de modos de una sola onda a doble onda y con amplitudes de menos de 0,05 mag. La causa de las variaciones pueden ser pulsaciones no radiales, rotación (manchas brillantes) (ver Balona, 1990) o nubes cercanas a la fotósfera estelar (Carrier y Burki, 2003).

2) Actividad eruptiva

Cuando las erupciones de las líneas de emisión están acompañadas por variaciones ópticas, a las estrellas se las clasifica como GCAS. La clase toma su nombre de la estrella prototipo, gamma Cassiopeiae, que sufrió una erupción famosa en 1937.

En una GCAS, el estado de tranquilidad se define como la magnitud de la estrella cuando no hay ningún disco a su alrededor. Para algunas estrellas esto nunca sucede y vemos variaciones continuas (ver fig. 2), pero otras son más tranquilas y pasan años pacíficamente brillando constantes (ver fig. 3) El tipo de curva de luz depende principalmente de la geometría.

Fig.2 – Curva de luz de theta Circini, una de las estrellas GCAS de mayor amplitud y variaciones continuas en vez de erupciones bien definidas. Se utilizaron observaciones visuales y datos del satélite Hipparcos.

Fig.3 – Curva de luz de la estrella B5e, HD 174775, descubierta por el autor analizando observaciones de la base de datos ASAS-3. Esta estrella pasó varios años sin variaciones y despertó en agosto de 2009. Este es un ejemplo de una estrella vista de polo.

Estrellas vistas de polo = muestran subidas de brillo cuando tienen lugar las erupciones en H-alfa.  Fotométricamente se enrojecen cuando están más brillantes debido a la contribución H-alfa del gas más frío. El caso ya mencionado de HD 174775 es un buen ejemplo.

Estrellas vistas de ecuador = el disco está bloqueando parte de la luz de la estrella por lo cual sus erupciones se traducen en caídas de brillo en el visual y son más rojas en el mínimo porque es en ese momento cuando el disco está presente Pleione y V1294 Aql (fig. 4) son los ejemplos más famosos.

Casos Intermedios = generalmente no presentan variaciones importantes de brillo o pueden mostrar tanto subidas como bajadas, pero hay excepciones notables, ¡como la estrella prototipo gamma Cas!

Las curvas de luz de los objetos eruptivos son bastante heterogéneas. Un paper de Keller et al. (2004) con datos de MACHO de variables azules en la Nube Mayor de Magallanes enumera cinco tipos de morfología de las curvas de luz:

• Tipo 1 – Eventos “joroba” = subidas de brillo de 0,2-0,4 mag. con una duración de 100-800 días.
• Tipo 2 – Eventos de centelleo = erupciones más rápidas (10-50 días) y de baja amplitud (0,05-0,15 mag.) donde la misma es función de la duración del evento.
• Tipo 3 – Eventos escalonados = subidas de brillo de 0,2-0,3 mag. en 10-50 días.
• Tipo 4 – Variación de la magnitud media = cambios a largo plazo con una escala temporal del orden de los miles de días y una amplitud de hasta 0,4 mag.
• Tipo 5 – Eventos de desvanecimiento = caídas de hasta 0,4 mag. en una escala temporal de 200-600 días.

Diferentes modos pueden coexistir en la misma estrella en diferentes momentos. El tipo 5 corresponde a las estrellas vistas desde el ecuador.

Fig. 4 – Curva de luz de V1294 Aql incluyendo datos visuales y V de ASAS-3. Se cambió el modo de observación de ASAS-3 a continuo para ayudar a monitorear la caída de brillo del 2003, que fue típica de una estrella vista desde el ecuador y que se puede clasificar como evento del tipo 1 de acuerdo a la morfología de curvas de luz de Keller et al.

El descubrimiento de la variabilidad de delta Scorpii

En Junio del 2000, estaba llevando a cabo un ejercicio de rutina que consistía en realizar varias estimas de brillo de estrellas constantes para comparar los resultados con valores V fotoeléctricos y mejorar la precisión visual. Esas observaciones se hacían utilizando estrellas visibles a simple vista y bajo diferentes condiciones. Uno de los ejercicios incluía estrellas de magnitud similar pero diferente color.

En la noche del 26 de junio, las estrellas elegidas fueron delta Sco (una estrella azul de magnitud V= 2,32) y epsilon Sco (una estrella naranja de magnitud V= 2,29). La observación se realizó con luz crepuscular por lo cual la estrella naranja debería ser claramente más brillante que la azul, que sufriría del escaso contraste con el fondo de cielo. Sin embargo, el resultado fue el opuesto. Esto me alentó a realizar una estima oficial del brillo de delta Sco, la cual dio V= 2,24, casi una décima de magnitud más brillante que su estado normal.  Como había estado observando ese área del cielo, recordaba que delta Sco ya se veía más o menos de la misma manera desde hacía un tiempo, sólo que al no prestarle atención a los resultados no había hecho el descubrimiento antes.

El 30 de junio una primer alerta fue enviada a la lista de correo japonesa VSNET en busca de confirmación de otros observadores. Mientras tanto, las observaciones continuaron cada noche clara.

El 17 de Julio la estrella ya estaba más brillante que Nunki (sigma Sgr, V= 2,09) por lo cual la erupción había sido confirmada. Delta Scorpii estaba copiando a gamma Cassiopeiae, la estrella prototipo de la clase de variables eruptivas GCAS.

El 20 de julio llegó la confirmación espectroscópica desde el Observatorio Skinakas en Grecia, donde las observaciones de P. Reig revelaron la línea de H-alfa en emisión. Los resultados fueron publicados en una IAUC por el astrónomo español Juan Fabregat junto a Reig y quien escribe.

A esta altura ya se habían enviado reportes a todas las organizaciones de estrellas variables incluyendo a la AAVSO y observadores de todo el mundo comenzaron a monitorear la erupción y a ser testigos de cómo la apariencia de Scorpius cambió radicalmente en los siguientes años.

Esta imagen de la constelación de Scorpius (cortesía de Christopher J. Picking desde Nueva Zelanda) ha sido modificada para mostrar cómo lucía la estrella cuando estaba en su magnitud normal (izquierda) y cómo cuando subió 0,7 magnitudes para llegar a ser incluso más brillante que Shaula (derecha), una de las estrellas del aguijón del Escorpión.

¿La estrella compañera es responsable del incremento de la actividad?

Delta Sco es en realidad un sistema binario.  El modelo más actualizado del sistema (Meilland et al., 2011) dice que sus componentes son una estrella primaria caliente B0.3IVe (la variable) y una compañera B3V en una órbita excéntrica con un período de 10,811 años.

El comienzo de la fase active de delta Sco tuvo lugar apenas después del pasaje por el periastro en el año 2000. Alrededor del 5 y 6 de Julio de 2011, cuando sucedió un nuevo pasaje por el periastro, el brillo del sistema también estaba en su máxima magnitud (V= 1,6) y con una tendencia de subida de su magnitud media. ¿Sólo una coincidencia?

La primera vez que se vieron líneas de emisión en el espectro de delta Sco fue en 1990, cuando Cote y van Kerkwijk (1993) observaron emisión débil en los flancos del núcleo de la linea H-alfa en absorción.  El satélite Hipparcos también observó la estrella 0,03-0,04 mag. más brillante durante 1990-1991 para luego bajar de brillo lentamente. El pasaje por el periastro de acuerdo a las efemérides actuales tuvo lugar en noviembre de 1989 así que el incremento de la actividad no es ninguna sorpresa.  El rol de la duplicidad -al menos en el caso de delta Sco- parece estar confirmado.

Cobertura fotométrica

Desde el comienzo mismo de la erupción, las observaciones visuales fueron apoyadas por fotometría fotoeléctrica y CCD-V realizada por varios observadores, especialmente por el astrónomo amateur sudafricano Brian Fraser. Thom Gandet y Doug West de los Estados Unidos también se unieron a la campaña de observación y los resultados obtenidos fueron publicados en IBVS 5026 (2000) y IBVS 5352 (2002).

En 2002 una subida de brillo muy rápida que ocurrió justo durante la conjunción solar no se perdió gracias a la colaboración de la nave espacial Galileo, que no sólo observó Jupiter y sus satélites, sino que también ayudó a estudiar estrellas brillantes como delta Scorpii y delta Velorum por medio de su escáner estelar (chequeen el sitio de Paul Fieseler para saber más).

El pico de la erupción en 2003 (ver Fig. 5) también fue observado visualmente por otro observador argentino, Federico Claus, y más recientemente otros observadores también han contribuído con datos: Jeff Hopkins (EEUU) y Terry Moon (Australia). Terry, Brian y Doug también hicieron observaciones en B que confirmaron que la estrella se enrojece cuando está más brillante.

Fig. 5 – Curva de luz de delta Scorpii desde el comienzo de la erupción hasta julio de 2011, un ciclo orbital completo.

Brillo y fuerza de la emisión

Delta Sco alcanzó un pico de V= 1,59 in 2003.  Gam Cas había subido hasta una magnitud visual de 1,6 pero desde un estado de tranquilidad de V= 2,2 por lo que la erupción de delta Sco resultó aún más impresionante que la que atravesó gam Cas. Sin embargo, como la estrella del norte se ve con una inclinación intermedia, ha mostrado un espectro shell algunas veces y su brillo ha bajado hasta la 3a. magnitud después de su abrillantamiento inicial porque el disco ocultó parte de la luz de la fotósfera.

Desde el comienzo de su etapa activa y hasta 2011, delta Sco no ha llegado a estar más débil que su magnitud previa habitual (V= 2,3) pero ha experimentado algunos eventos de desvanecimiento de corto plazo. Algunos de ellos parecen estar superpuestos pero ser independientes de los cambios de la magnitud media: una vez que la estrella se recupera, la magnitud media continúa subiendo al mismo ritmo que antes que la bajada de brillo comenzase. El de alrededor de DJ 2455100 es el más importante de estos eventos.

Delta Sco tiene una inclinación baja (35º) y de acuerdo a Carciofi et al. (2006) incluso si su disco fuera completamente opaco sólo podría bloquear 10% de la luz de la estrella. Dan dos hipótesis para explicar las caídas de brillo:

1. La geometría del disco: un disco torcido depositaría material en latitudes más altas e incrementaría el área de la estrella que podría ser bloqueada por el material que la rodea.
2. Eyección de masa desde latitudes más altas: esto podría explica las caídas de brillo pero solo si la pérdida de masa es continua durante toda la duración de los eventos porque el material eyectado caería en el disco sólo en cuestión de días.

La fuerza de las líneas de emisión muestra una clara anti-correlación con el brillo visual durante los ciclos de mediano plazo (60 d., ver fig. 6) pero una correlación positiva en el largo plazo. Una excepción es el gran desvanecimiento de 2005-2006 (cundo el sistema bajó de 1,7 a 2,3 para luego recuperarse lentamente) que mostró una clara  correlación negativa y revirtió la tendencia de largo plazo entre DJ 2453400 y 2454400. Luego ambas tendencias medias coincidieron nuevamente (ver fig. 7).

Fig. 6 – Curva de luz que muestra los ciclos de 60 d. aún sin explicar, especialmente evidentes cuando la estrella está débil.

Una cosa que queda por explicar es la presencia de estas variaciones de 60 días de gran amplitud (0,2-0,3 mag.) cuando la estrella está relativamente débil. Este período de 60 días también estuvo presente en otras etapas de la erupción pero las variaciones parecen ser más erráticas cuando la estrella alcanza un brillo alto.

Fig. 7 – Comparación en el tiempo entre el comportamiento del ancho equivalente del H-alfa y el brillo visual. El tipo de correlación (positiva/negativa) entre ambos va cambiando dependiendo de las propiedades físicas y geométricas en cada momento. Cortesía: Ernst Pollman.

Observando delta Scorpii

Aunque las observaciones visuales de esta estrella pueden resultar útiles, deben hacerse con mucho cuidado por su pequeña amplitud.  Debido a su brillo, no es fácil que las estrellas de comparación entren en una carta estándar.

Una carta con magnitudes V fotoeléctricas de las estrellas de comparación se puede encontrar en este link.  Observadores del Norte también pueden agregar alpha Oph (V= 2,08; B-V= 0,16) a la lista.

Se recomiendan observaciones multicolores fotoeléctricas o CCD ya que darían resultados más precisos y ayudarían a refinar los modelos del disco.  Delta Sco puede romper su propio récord de brillo después del periastro de 2011 así que ¡no se lo pierdan! Y, como siempre, ¡envíen sus datos a la AAVSO!

Para Más Información

• The Be Star Newsletter (producido en Georgia State University para el IAU Working Group on Active B Stars): versión electrónica hosteada por el Limber Observatory: www.astro.virginia.edu/~dam3ma/benews/
• Balona, L. A., 1990, “Short-period variability in Be stars”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 245, 92 (1990MNRAS.245...92B)
• Carciofi, A. C.; Miroshnichenko, A. S.; Kusakin, A. V.; Bjorkman, J. E.; Bjorkman, K. S.; Marang, F.; Kuratov, K. S.; García-Lario, P.; Calderón, J. V. Perea; Fabregat, J.; Magalhães, A. M., 2006, "Properties of the δ Scorpii Circumstellar Disk from Continuum Modeling", The Astrophysical Journal, 652, 1617 (2006ApJ...652.1617C)
• Carrier, F.; Burki, G., 2003, "Outbursts in the Be star HR 2501", Astronomy and Astrophysics, 401, 271 (2003A&A...401..271C)
• Cote, J.; van Kerkwijk, M. H., 1993, "New Bright Be-Stars and the Be-Star Frequency", Astronomy and Astrophysics, 274, 870 (1993A&A...274..870C)
• Fabregat, J.; Reig, P.; Otero, S., 2000,  IAUC 7461
• Fieseler, P., Galileo Star Scanner Science, http://www.mindspring.com/~feez/
• Gandet, T.; Otero, S.; Fraser, B.; West, D., 2002, “delta Scorpii: Visual Photometric Variability in 2000-2002”, IBVS No. 5352
• Keller, S. C.; Cook, K. H.; Bessell, M. S.; Geha, M.; Syphers, D., 2003, “Blue variables from the MACHO database: A population of eruptive Be stars”, Interplay of Periodic, Cyclic and Stochastic Variability in Selected Areas of the H-R Diagram. Edited by C. Sterken, ASP Conf. Ser. 292. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2003, p. 97 (2003ASPC..292...97K)
• Meilland, A.; Delaa, O.; Stee, P.; Kanaan, S.; Millour, F.; Mourard, D.; Bonneau, D.; Petrov, R.; Nardetto, N.; Marcotto, A.; Clausse, J.-M.; Perraut, K.; Mcalister, H.; Ten Brummelaar, T. A.; Sturmann, J.; Sturmann, L.; Turner, N.; Ridgway, S. T.; Farrington, C.; Goldfinger, P. J.; Farrington, C., 2011, "The binary Be star δ Sco at high spectral and spatial resolution: Disk geometry and kinematics before the 2011 periastron” (2011arXiv1106.1746M)
• Miroshnichenko, A. S., campaña de observación de delta Scorpii, http://www.uncg.edu/~a_mirosh/Delta_Sco/
• Otero, S., 2004, Delta Scorpii (Español), http://www.surastronomico.com/variable_200407.htm
• Otero, S., 2004, V1294 Aql (Español), http://www.surastronomico.com/variable_200409.htm
• Otero, S.; Fraser, B.; Lloyd, C., 2001, “The optical behaviour of delta Scorpii”, IBVS No. 5026
• Perryman, M.A.C., et al., 1997, "The Hipparcos Catalogue", Astronomy and Astrophysics, 323, 49, (1997A&A...323L..49P)
• Pojmanski, G., 2002, “The All Sky Automated Survey”, Acta Astronomica, 52, 397 (2002AcA....52..397P)
• Pollman. E., Active Spectroscopy in Astronomy, http://www.astrospectroscopy.de/
• Samus N.N.; Durlevich O.V.; Kazarovets E V.; Kireeva N.N.; Pastukhova E.N.; Zharova A.V.; et al., 2011, General Catalog of Variable Stars (GCVS database, Version 2011Jan), http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/