T CrB en capilla

jueves, 7 de marzo de 2024

T CrB en capilla

Como se suele decir, un evento está a punto de ocurrir (a punto en el sentido temporal astronómico). La estrella T CrB es lo que se conoce como Nova recurrente, es decir cada ciertos años hay una explosión de tipo Nova que no acaba con todo el material y permite que en otro periodo posterior vuelva a explotar como Nova.

El mecanismo es el conocido en las novas, una enana blanca esta capturando material de una compañera gigante roja a la que le roba material hasta que llega a un punto en el que ocurre una violenta reacción y se expulsa dicho material o parte de ese material en forma de explosión (Nova).

Pues el caso es que hay dos eventos registrados de este fenómeno, uno en 1866 y otro en 1946 (existiendo otra observación en diciembre de 1787 que parece atribuible a una explosión de T CrB), por lo que si el ritmo de acreción de material es más o menos uniforme, estamos acercándonos al momento en el que podría ocurrir la siguiente explosión. Este comportamiento previsible ofrece una oportunidad única para estudiar en profundidad el comportamiento de las novas. Nos centraremos en el comportamiento espectral del suceso.

Hay dos previsiones sobre las posibles fechas del evento.

El comportamiento del suceso tiene un desarrollo paralelo en su comportamiento fotométrico.

Justo antes de la explosión se espera una caída de brillo y parece que este comportamiento empieza a notarse en el año 2024 (por lo que la probabilidad de que en este año tenga lugar la explosión es alta). Recordemos que pasa de una magnitud 10ª a una magnitud 2ª en un "instante". Por otro lado se ha detectado que el sistema binario presenta un periodo de 227 días (en la zona no explosiva), que parece ir cambiando. En efecto, parece que ha ido decreciendo desde la última explosión en 1946 y esto no concuerda con la teoría. Se puede especular incluso que podría evolucionar hacia una supernova tipo I A.

Estas expectativas están basadas en el comportamiento previo que hubo en 1946 y que se repetirá exactamente en 2024-2025. Y además existen algunos indicios que podrían indicar que se puede retrasar la siguiente explosión (la subida inicial ha sido menor que en 1946).

La erupción se está esperando entre primavera y verano de este año 2024. Por ello hay una campaña lanzada de vigilancia de esta estrella.

¿Qué podemos hacer los astrónomos amateur?, pues varias cosas, medir visualmente el brillo de T CrB todas las noches que observemos, si la magnitud baja de 8,5 dar la voz de alarma porque podemos estar en el inicio de la gran explosión. Tras la explosión seguir su comportamiento a lo largo de varios años.

Espectroscópicamente hay una campaña lanzada en ARAS para su estudio. Podemos por un lado intentar estudiar las líneas de Neón en 3869 A y 3967 A por si podemos catalogar a T CrB como una nova neón.

Podemos capturar un espectro cada noche hasta el estallido.

Aquí tenemos un espectro capturado por Rainer Ehlert en julio de 2022.

Para facilitar las comparaciones, sugeriremos estrella de referencia(s). Este tema está en discusión.

Las siguientes estrellas son utilizadas actualmente por los observadores:

A3V HD 143894
HD 143807 = iot CrB (en la base de datos de Miles, pero variable espectroscópica en Simbad)
A2V HD 140664

Entre el evento nova, los espectros de T CrB muestran esencialmente líneas de HI, He I y He II, bien separadas. Por lo tanto, cualquier espectro a una resolución > 500 (por ejemplo, Alpy) produce información valiosa, especialmente la relación beta HeII/H. Nota: Ilkiewicz+ (2016) utilizó los espectros de Alpy y LISA para una publicación sobre el alto estado del objetivo.
Con una resolución R = 1000 tipos de espectroscopios como, LISA, UVEX visible, tienen una resolución suficiente para una buena evaluación de He I 5876. La secuencia He I es muy importante y, si es posible, también se deben observar transiciones nebulares (por ejemplo, [O III], [Ne III], [N II], [O I]). Siempre que sea posible, para los espectros de alta resolución de slit , intentar usar un conjunto de posiciones a través de las cuales circula.

Cerca de UV
La intensidad del continuo entre 3500 y 4200 y el salto Balmer producen información muy valiosa sobre la actividad del componente caliente (disco de acreción en la fase actual). UVEX en modo casi UV es imprescindible.

Así que el campo para el análisis de este fenómeno es bastante amplio.

Os dejo la carta de la AAVSO.

Y la tabla fotométrica.

16:01:03.95	26:10:20.3	79	7.909 (V)	0.441 (B-V)
16:01:28.59	26:24:16.5	84	8.398 (V)	0.527 (B-V)
15:57:54.56	25:45:29.9	94	9.407 (V)	1.567 (B-V)
15:58:10.54	26:14:29.8	98	9.768 (V)	0.889 (B-V)
15:58:28.42	25:56:30.9	99	9.887 (V)	1.092 (B-V)
15:59:26.42	26:08:47.1	106	10.566 (V)	0.624 (B-V)
15:57:51.03	26:15:51.2	108	10.781 (V)	0.511 (B-V)
15:58:51.23	25:50:05.0	112	11.187 (V)	0.653 (B-V)