| V1309 Scorpion | |
|---|---|
| Stea | |
| Date observaționale ( epoca J2000 ) |
|
| ascensiunea dreaptă | 17 h 57 m 32,94 s [1] |
| declinaţie | −30° 43′ 9.97″ [1] |
| Mărimea aparentă ( V ) | 7,9 [2] max. |
| Constelaţie | Scorpion |
| Codurile din cataloage | |
| Gaia DR2 4044184503560991744 și V1309 Sco | |
| Informații în baze de date | |
| SIMBAD | date |
| Informații în Wikidata ? | |
V1309 Scorpii ( lat. V1309 Scorpii ) este o dublă de contact care a devenit o singură stea în 2008 într-un proces cunoscut sub numele de nova roșie strălucitoare . Este prima stea care oferă dovezi că sistemele binare apropiate își încheie evoluția în fuziuni stelare . Asemănarea cu stelele V838 Monocerotis și V4332 Sagittarii a permis cercetătorilor să identifice aceste stele ca rezultat al fuziunii binarelor de contact [3] .
V1309 Scorpii a fost descoperit independent pe 2 septembrie 2008 de trei echipe de cercetare: Koichi Nishiyama și Fujio Kabasima, Yukio Sakurai și Guoyu Sun și Sinem Gao. Inițial, obiectul a fost considerat a fi un obiect tranzitoriu situat în apropierea umflăturii galactice și având o ascensiune dreaptă de 17 h 57 m 32,93 s ± 0 s.01 și o declinare de −30° 43′ 10″ ± 0″.1. Astronomii care au descoperit obiectul au observat că, cu câteva zile înainte de descoperire, obiectul nu era disponibil pentru observare într-un telescop cu o putere de penetrare de 12 magnitudini. Înainte de izbucnire, slăbiciunea și apropierea obiectului de steaua USNO-B1.0 0592-0608962 (magnitudini aparente B = 16,9 și R = 14,8) la o distanță unghiulară de 1,14 inchi au interferat cu detectarea obiectului. La momentul descoperirii, se credea că V1309 Scorpii este o nova clasică [4] .
Imediat după izbucnirea obiectului, o echipă de astrofizicieni condusă de Helena Mason de la Observatorul European de Sud a efectuat un studiu al spectrului lui V1309 Sco după izbucnire. Inițial, scopul studiului a fost să analizeze conținutul elementelor grele din nova clasică, dar cercetătorii nu și-au dat seama imediat că obiectul nu era o nova clasică. Atunci când au analizat spectrul, Mason și colegii au crezut că V1309 Scorpii este înconjurat de un înveliș gazos care se extinde încet, mai dens la ecuator, cu un spectru de absorbție cu linii înguste din acest anvelopă și un spectru cu linii mai largi în jur. Înclinarea planului ecuatorial în raport cu linia de vedere a observatorului are ca rezultat observarea aproape numai a regiunii polare. Această zonă se apropie de observator, deoarece spectrul este în general deplasat spre albastru . Prezența emisiilor din regiunea polară la viteze diferite este reflectată în aripile largi ale liniilor Balmer . Comportamentul raportului Hα/Hβ, scăzând în puțin mai puțin de o lună până la un salt la un nivel saturat și menținând o valoare mare, a fost una dintre numeroasele caracteristici ale spectrului, inclusiv liniile interzise bine distinse , care îl fac. posibil să se distingă V1309 Scorpii de nova clasică și să le clasifice ca nova roșii [5] .
În urma studiului efectuat de Mason și colegii, Romuald Tilenda și colegii, care au folosit anterior modele teoretice pentru a susține ipoteza formării de noi roșii în timpul fuziunilor stelare, au studiat și V1309 Scorpii. Datorită apropierii sale de centrul galaxiei, V1309 Scorpii a fost printre obiectele observate ale proiectului Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE), luminozitatea obiectului a fost măsurată cu o precizie de 0,01 magnitudine timp de câțiva ani înainte de izbucnire. Vedeta s-a înseninat treptat între 2001 și 2007, urmată de o scădere cu puțin timp înainte de izbucnirea din 2008. În timpul izbucnirii, luminozitatea a crescut cu 10 magnitudini, sau de aproximativ 104 ori. Steaua a scăzut apoi rapid în luminozitate pentru cel puțin perioada în care obiectul a fost observat de Mason și colegii săi. Înainte de izbucnire, luminozitatea obiectului a scăzut exponențial pe o perioadă de aproximativ 1,4 zile până la izbucnire. Așa cum este prezis de modelul binar de contact tipic, V1309 Scorpii are două vârfuri de magnitudine pe ciclu, corespunzătoare momentelor în care cele două stele sunt perpendiculare pe linia de vedere a observatorului. Cu toate acestea, în acest caz, al doilea vârf din fiecare perioadă scade treptat până când curba luminii arată doar un vârf pe perioadă. Acest lucru se întâmplă din cauza faptului că a doua stea începe să se rotească mai repede decât învelișul stelei principale. Deoarece stelele sunt în contact, diferența de viteză duce la disiparea energiei în punctul de contact. Prin urmare, atunci când a doua stea se apropie de linia vizuală, devine mai strălucitoare; când se îndepărtează, devine mai slabă. Până în 2007, cele două stele erau atât de aproape de fuziune încât magnitudinea lor, măsurată de pe Pământ, corespundea unei forme aproape sferice, adică dispariția celui de-al doilea maxim s-a produs imediat înainte de fuziune [3] .
Fenomenul observat a fost prima dovadă de acest fel că un sistem binar de contact își poate finaliza evoluția în timpul unei fuziuni stelare, iar condițiile observate vor permite oamenilor de știință să identifice alte sisteme ca binare de contact și să prezică fuziuni viitoare.
De la descoperirea lui V1309 Scorpii, cercetările ulterioare asupra stelei s-au concentrat atât pe modelarea evoluției acesteia, cât și pe colectarea de date suplimentare pe spectru.
Unul dintre studiile ulterioare, continuând munca lui Mason și a colegilor în 2010 privind studiul spectrului, a fost dedicat analizei evoluției spectrului cu linii mari pe o scară de timp mai mare [6] . În acest studiu, Kaminsky și colegii săi au detectat în mod neașteptat prezența oxidului de crom II în infraroșu apropiat, marcând pentru prima dată când oxidul de crom a fost detectat în spectrul stelar. Modelele chimice moderne nu explică de ce nova roșie sunt singurele obiecte stelare cu linii de oxid de crom în spectru [6] . Această descoperire poate explica și cantitatea neașteptat de mare de 54 Cr observată în sistemul solar, care nu poate fi explicată doar ca o consecință a exploziilor supernovei [7] .
Înțelegerea faptului că binarele de contact își încheie evoluția prin fuziuni a dat naștere, de asemenea, la o ramură a cercetării teoretice. Rețineți că în 2015 a fost realizat un studiu asupra binarelor de contact în clustere globulare și a stabilit că fuziunile stelare pot duce la formarea de necinstiți albaștri [8] .
Pe măsură ce s-au acumulat mai multe informații despre steaua V1309 Scorpii și obiectul său progenitor, obiectul în sine a ajuns să fie numit Piatra Rosetta în cercetarea fuziunii, ceea ce poate ajuta la identificarea altor noi ca rezultat al fuziunilor stelare [3] . De exemplu, datele despre V1309 Scorpii au fost folosite pentru a încerca să explice focarul neobișnuit de CK Chanterelle din 1670-1672 , care a rămas neexplicat timp de secole [9] . Studiile spectroscopice anterioare ale altor stele au identificat mai mulți candidați la nova roșie, inclusiv V1148 Săgetător , care a fost studiat din 1949 [10] . Astfel de studii retrospective au dezvăluit, de asemenea, potențiale noi roșii, cum ar fi M31 RV situate în afara Căii Lactee, inclusiv M31LRN 2015, M85 OT2006, NGC300OT2008 și SN2008S [10] .
Cercetările mai recente s-au concentrat pe găsirea de obiecte care se potrivesc cu profilul precursorului V1309 Scorpius. O căutare între alte binare de contact în cadrul proiectului OGLE a dezvăluit 14 binare de contact diferite cu perioade descrescătoare peste 0,8 zile, toate fiind candidați pentru viitoare fuziuni stelare [11] . În ianuarie 2017, s-a constatat că KIC 9832227 are o perioadă care scădea într-un ritm mai rapid decât alte sisteme binare, ceea ce poate indica prima detectare a unui candidat nova roșie [12] . În perioada de descoperire, a avut o perioadă de curbă a luminii de aproximativ 0,458 zile, fuziunea stelelor este prezisă pentru 2022 [12] . Acesta este în prezent singurul candidat identificat, dar este posibil să fie descoperite mai multe în viitorul apropiat. Se așteaptă ca nava spațială Gaia și LSST să detecteze milioane de binare de eclipsă, crescând numărul de binare de eclipsare cunoscute cu două ordine de mărime [13] . Estimări recente sugerează că există 1-10 progenitori de nova roșie observabili în galaxia noastră, care vor crește în luminozitate în același mod ca V1309 Scorpii [12] la fuziune . Prin urmare, dacă în prezent se cunoaște doar o astfel de stea (KIC 9832227), atunci există o probabilitate mare ca să mai existe câteva obiecte similare pe care le vom putea observa în următorii ani.
| Stele din constelația Scorpion | |
|---|---|
| Bayer | |
| Flamsteed | |
| Variabile |
|
sisteme planetare |
|
| Alte | |
| Lista stelelor din constelația Scorpion | |