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Articulo de referencia

NML Cygni

Coordenadas : 20 h 46 m 25,54 s , +40° 06′ 59,40″ [[Celestial coordinate system|Coordinates]]: [[File:Jupiter and moon.png|20px|Sky map]] [http://www.wikisky.org/?ra=20.77376111...

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Coordenadas : 20 h 46 m 25,54 s , +40° 06′ 59,40″Mapa del cielo

NML Cygni o V1489 Cygni (abreviado como NML Cyg o V1489 Cyg ) es una hipergigante roja [ 4 ] o supergigante roja (RHG o RSG) en la constelación de Cygnus . Es una de las estrellas más grandes conocidas y también una de las hipergigantes frías más luminosas y masivas , así como una de las estrellas más luminosas de la Vía Láctea .

Se estima que la distancia de NML Cygni a la Tierra es de alrededor de 1,6 kpc , aproximadamente5300 años luz  . [ 4 ] Es parte de la asociación Cygnus OB2 , una de las asociaciones masivas más cercanas al Sol, que abarca casi 2° en el cielo o ~30  pc de radio a la distancia de1,74 ± 0,2  kpc . [ 10 ] [ 11 ] Basado en la distancia estimada y un límite superior de su diámetro angular de7,8 ± 0,64 miliarcosegundos  , [ 8 ] El radio físico de NML Cygni se estima en no más de 1350 R ☉ . Si se colocara en el centro del Sistema Solar , su superficie potencialmente se extendería más allá de la órbita de Júpiter . 

Historial de observación

Una curva de luz infrarroja cercana (3,5 micras) para V1489 Cygni, trazada a partir de datos publicados por Strecker (1975) [ 12 ].

NML Cygni fue descubierta en 1965 por los astrónomos estadounidenses Neugebauer , Martz y Leighton, quienes describieron dos estrellas luminosas extremadamente rojas, cuyo color era consistente con una temperatura de cuerpo negro de1000  K. [ 13 ] El nombre NML proviene de los nombres de estos tres descubridores. [ 14 ] La segunda estrella fue brevemente denominada NML Tauri [ 15 ] pero ahora se la conoce como IK Tauri , [ 16 ] una variable M9 Mira . Los espectros de baja dispersión tomados más tarde ese mismo año revelaron fuertes bandas moleculares de TiO y VO , lo que confirma su estatus como una estrella de tipo muy tardío con un tipo espectral no anterior a M6. [ 17 ] NML Cygni también ha recibido desde entonces la designación V1489 Cygni debido a las pequeñas variaciones de brillo semirregulares, [ 18 ] pero todavía se la conoce más comúnmente como NML Cygni. Su composición comenzó a revelarse con el descubrimiento de máseres de OH (1612  MHz) en 1968. [ 19 ] H2 O,SiO,CO,HCN,CS,SO,SO2 yHTambién se han detectado moléculasde 2S . [ 20 ]

Características físicas

Imagen en luz H-alfa de Cygnus OB2 , la asociación estelar en la que se encuentra NML Cygni.

NML Cygni es una supergigante fría extremadamente grande y luminosa con parámetros similares a los de otra estrella hipergigante fría notable pero más extrema, VY Canis Majoris , y también es conocida como una supergigante OH/IR con una fuerte pérdida de masa . También es una estrella variable semirregular con un período de 1280 o 940 días. [ 11 ] [ 5 ] Ocupa la esquina superior derecha del diagrama de Hertzsprung-Russell aunque la mayoría de las propiedades de la estrella dependen directamente de su distancia.

Debido a su similitud con VY CMa, se ha sugerido en 2025 que NML Cygni sea un posible candidato para una estrella en una segunda fase de supergigante roja; de forma similar a las estrellas AGB menos masivas , puede haber evolucionado una vez hacia el azul en una hipergigante cálida post-RSG y luego hacia el rojo en una supergigante roja extrema en un estado de alta pérdida de masa final muy corto tras un bucle azul , antes de explotar finalmente en una supernova o colapsar directamente en un agujero negro . [ 21 ]

Tamaño, luminosidad y temperatura

NML Cygni comparado con el Sol y la órbita de la Tierra.

La luminosidad bolométrica ( Lbol ) para NML Cygni se calculó originalmente en 500.000 L☉ a una distancia supuesta de 2 kpc  y el radio se calculó en 3700 R ☉ basándose en un 8,6 mas  radio angular y distancia. [ 22 ] [ 23 ] [ 24 ] Un estudio de 2006, similar a los realizados en VY Canis Majoris, sugiere que NML Cygni es una supergigante roja normal con valores de luminosidad y radio consecuentemente mucho menores. [ 25 ] Mediciones más modernas y precisas dan una distancia alrededor1,6  kpc , lo que da una luminosidad de alrededor de 200.000 L ☉ . Se dio un diámetro angular de radio de 44 mas basado en la distancia, lo que sugiere que el diámetro angular óptico puede ser de alrededor de 22 mas. [ 4 ] Esta distancia y una luminosidad de 270.000 L ☉ se combinaron con suposiciones de la temperatura efectiva de la estrella, dando un radio de 1.640 R ☉ para una temperatura de   3250  K o posiblemente 2770 R ☉ para una temperatura de 2500  K. [ b ] [ 4 ] Sin embargo, otro artículo da un radio mucho menor de 1183 R ☉ basado en una temperatura efectiva supuesta de 3.834  K y una distancia menor de1,22  kpc . [ 6 ] Existe una paralaje de Gaia Data Release 2 para NML Cygni de1,5259 ± 0,5677 mas  , pero las mediciones subyacentes muestran un nivel considerable de ruido y la paralaje se considera poco fiable. [ 26 ]

Las observaciones interferométricas de NML Cygni en la banda K son consistentes con un disco uniforme de un tamaño de7,8 ± 0,64 miliarcosegundos  . Los autores enfatizan que la relación de esta medición con el verdadero diámetro fotosférico requiere conocimiento del oscurecimiento del limbo y otros efectos. Tampoco se conoce el grado exacto de contribución a la medición de la emisión circunestelar y fotosférica, lo que lleva a un grado aún mayor de incertidumbre. [ 8 ] Suponiendo la distancia medida por Zhang et al. (2012) (1610 +130 −110 pársecs  ), [ 4 ] esta medida correspondería a un radio físico de 1,350 R ☉ . [ 7 ] 

Masa y pérdida de masa

NML Cygni se encuentra cerca de la posición esperada a la que evolucionaría una estrella de 25 M☉ después de ocho millones de años . [ 4 ] 

NML Cygni está evolucionada y se han detectado varios elementos y moléculas pesadas en su atmósfera, en particular oxígeno , hidroxilo y agua . Está rodeada de material polvoriento [ 4 ] [ 11 ] y presenta una nebulosa asimétrica con forma de frijol que coincide con la distribución de sus máseres de vapor de H₂O . [ 27 ]

NML Cygni tiene una tasa estimada de pérdida de masa de 4,2 a4,8 × 10 −4 M ☉  por año, [ 3 ] uno de los más altos conocidos para cualquier estrella. La paralaje anual de NML Cygni se mide en alrededor de 0,62 miliarcosegundos. [ 4 ] A partir de las observaciones, se estima que NML Cygni tiene dos envolturas ópticamente gruesas y discretas de polvo y moléculas. Se encuentra que la profundidad óptica de la capa interna es de 1,9, mientras que la de la externa es de 0,33. [ 28 ] Estas envolturas de polvo se forman debido al fuerte viento posterior a la secuencia principal, que tiene una velocidad23  km/s . [ 11 ]

Debido a la posición de la estrella en las afueras de la masiva asociación Cygnus OB2, los efectos detectables de la radiación de NML Cygni sobre el polvo y el gas circundantes se limitan a la región alejada de las estrellas calientes centrales de la asociación. [ 11 ]

Posible compañero

Hasta 2026, NML Cygni no tiene compañeros confirmados. Sin embargo, un artículo de 2025 sugiere que podría existir uno basándose en las asimetrías en el entorno circunestelar de NML Cygni y en simulaciones realizadas en un artículo de 2024. [ 29 ] [ 30 ]

Véase también

Notas

  1. ↑ La región polvorienta circundante es muy compleja, lo que dificulta la determinación del radio. [ 8 ]
  2. ↑ Aplicando la ley de Stefan-Boltzmann con una temperatura efectiva solar nominalde 5772 K :  
    (5,772/3,250)4×270,000=1638,96 R⊙{\displaystyle {\sqrt {(5,772/3,250)^{4}\times 270,000}}=1638.96\ R_{\odot }}
    (5,772/2,500)4×270,000=2769,84 R⊙{\displaystyle {\sqrt {(5,772/2,500)^{4}\times 270,000}}=2769.84\ R_{\odot }}

Referencias

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    2⋅R∗=(10−3⋅1,610⋅7.8) AU0,0046491 AU/R⨀2,701⋅R⨀{\displaystyle {\begin{aligned}2\cdot R_{*}&={\frac {(10^{-3}\cdot 1,610\cdot 7.8)\ {\text{AU}}}{0.0046491\ {\text{AU}}/R_{\bigodot }}}\\&2,701\cdot R_{\bigodot }\end{aligned}}}
  8. 1 2 3 Monnier, JD; Millan-Gabet, R.; Tuthill, PG; Traub, WA; Carleton, NP; Coude du Foresto, V.; Danchi, WC; Lacasse, MG; Morel, S.; Perrin, G.; Porro, IL; Schloerb, FP; Townes, CH (2004-04-10). "Imágenes de alta resolución de capas de polvo mediante el enmascaramiento de apertura de Keck y el interferómetro IOTA". The Astrophysical Journal . 605 (1): 436– 461. arXiv : astro-ph/0401363 . Bibcode : 2004ApJ...605..436M . doi : 10.1086/382218 . ISSN 0004-637X . 
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