HD 172481 [α (2000) = 18h 41m 36s, 96, δ (2000) = - 27° 57´ 01´´,25;b = − 10°, 37, l = 6°,72], es una estrella supergigante ubicada en la constelación de Sagitario. Según Reyniers y Van Winckel (2001), algunos de sus parámetros físicos fundamentales son: magnitud (V) = 9,09; temperatura efectiva (Teff) = 7 250 K; y, gravedad superficial, log (g) = 1,5. Se ha reportado su tipo espectral como F2Ia/Iab, el cual fue derivado a través de espectros adquiridos con placas de prisma objetivo (MacConnell y col., 1976). Sin embargo, también, se cataloga a esta estrella como tipo F2/3Ia (Houk1982).

La estrella HD 172481 pertenece a una importante, pero relativamente rara clase de estrellas post-AGB evolucionada a partir de una estrella de masa intermedia, y que presenta rasgos de Li I en sus espectros (Arellano y col., 2001; Reyniers y col., 2001, Giridhar y col., 2001). La intensidad del triplete de OI en el cercano infrarrojo a 7774 Å, que es un buen indicador de luminosidad, permitió que Giridhar et al. (2001) estimaran para esta estrella una alta luminosidad de log (L/L⊙) ~ 4,5. La temperatura efectiva determinada espectroscópicamente y la calibración de Schmidt – Kaler (1982), da un valor muy similar log (L/L⊙) ~ 4,1. Según Arellano et al. (2001), es una estrella moderadamente pobre en metales con [Fe/H] = - 0,55, pero muestra un enriquecimiento significativo de elementos resultantes del proceso s indicando que ha pasado por el tercer dragado. Para esta estrella, Arellano y col., (2001) y Giridhar y col.,(2001), encontraron una proporción de C/O~ 0,4; por lo cual, el patrón de abundancia de HD 172481 y su aumento de Li, sustenta el escenario HBB que explica la escasez de estrellas ricas en carbono en la etapa AGB (Arellano y col., 2001, Giridhar y col., 2001).

Esta estrella tiene un fuerte flujo infrarrojo (IR) y por consiguiente su distribución espectral de energía tiene una forma inusual con multi picos (Bogart, 1994), lo cual es un indicativo de la presencia de una concha de polvo circumestelar o de un disco (Reyniers y col., 2001). Sin lugar a dudas, se puede decir que HD 172481 es una estrella muy evolucionada ya que se identificaron líneas de C I y también Li I a 6708 Å en su espectro (Arellano et al., 2001).

Por otro lado, como se dijo anteriormente, la variación observada en las características de Li I en HD 172481, podría explicarse a través del el proceso HBB, pero también podría deberse a la presencia de una compañera, lo que hace de esta estrella una candidata potencial para la búsqueda de binaridad (Arellano y col., 2001). Hecho que fue comprobado por Reyniers y Van Winckel (2001) con la detección de una compañera luminosa roja, a partir de la distribución de energía espectral observada y la presencia de bandas de TiO en la porción roja de su espectro. Los mismos autores derivaron una relación de luminosidad de la compañera caliente tipo F (LF) y de la compañera fría tipo M (LM), obtenida a partir de un enrojecimiento E(B - V) = 0,44, que indica que la compañera también debe ser una estrella que ha evolucionado. El resultado obtenido es LF/LM~ 1,8. Así, el sistema binario quedaría conformado por una estrella luminosa tipo F, en su etapa post-AGB; y, una compañera luminosa tipo M, probablemente evolucionando en la etapa AGB. La relación LF/LM~ 1,8 fue derivada con una luminosidad total estimada de LF = 1,3 x 10⁵L⊙y asumiendo una distancia de 3,3 kpc (Molster y col., 1999). Ni el conjunto de datos fotométricos, ni el monitoreo de la velocidad radial realizada por Reyniers y Van Winckel (2001), muestran evidencia de variabilidad orbital lo cual puede indicar que el período es demasiado grande para la interacción binaria directa. A partir de todo esto, Reyniers y Van Winckel (2001) concluyeron, que la distribución espectral de energía de HD 172481 es originada por tres componentes: una componente luminosa tipo F que domina la parte UV y visible del espectro, una componente luminosa tipo M que se destaca en el cercano infrarrojo, y una envolvente de polvo frío que domina el flujo infrarrojo obtenido a partir de los datos proporcionados por el satélite IRAS (Infrared Astronomical Satellite).

Por otro lado, Whitelock y Marang (2001), aseveran que la compañera binaria de la estrella peculiar HD 172481, es una variable Mira que se encuentra en la punta de su etapa AGB y que tiene un periodo de pulsación de 312 días, cuyas características están dentro del rango normal encontrado para estrellas Miras solitarias. Aunque, su amplitud de pulsación y tasa de pérdida de masa (M ~ 3 x 10^-6 M⊙/año) son más altas que el promedio. Además, estos autores sugieren que la luminosidad derivada para la estrella supergigante tipo F (LF~ 10⁴ L⊙), es la que se esperaría para una estrella enana blanca (~ 0,6 M⊙) que se encuentra en una fase de quemado, en una concha de H que está siendo expulsado por su compañera. Ahora bien, dado que la luminosidad estelar aumenta por factores grandes durante su evolución, siendo la luminosidad típica para una estrella 3000 < L <8000 L⊙, la mayoría de los sistemas binarios en los cuales una de las componentes está en la fase evolutiva post-AGB, son binarias espectroscópicas de una sola línea (SB1). Las binarias espectroscópicas de doble línea (SB2), son extremadamente raras puesto que consisten en dos objetos casi igualmente luminosos y, por tanto, casi igualmente evolucionados. Esto quiere decir que la masa inicial de ambas estrellas, debe haber sido extremadamente similar. Uno de estos raros casos de un sistema SB2 parece ser HD 172481 puesto que los espectros de esta estrella estudiados en investigaciones previas, muestran indicios de duplicidad en el centro de la línea. En el caso del estudio realizado por Arellano et al. (2001), las componentes no estaban bien separadas, por lo cual no pudieron decir con exactitud si las líneas se están dividiendo periódicamente para confirmar un sistema SB2 o si la emisión en el núcleo está haciendo que aparezca doble. Sin embargo, Reyniers y Van Winckel (2001), muestran en su trabajo un amplio análisis donde se confirma la naturaleza de HD 172481 como un sistema SB2.

Según Reyniers y Van Winckel (2001), HD 172481 es una estrella variable, tanto en magnitud como en velocidad radial, lo cual se puede apreciar claramente en la Fig. 1 de su trabajo. Donde se muestran variaciones de luz con una amplitud muy pequeña de ± 0,15 mag (Van Winckel 1995); y, a pesar de que Reyniers y Van Winckel (2001), intentaron conseguir un período de pulsación u orbital, ninguno resultó convincente, en el sentido de que el ajuste a la curva de luz nunca fue satisfactorio. Sin embargo, dichos autores concluyeron que HD172481 es una estrella pulsante semi-regular que varía con una escala de tiempo de ~ 100 días. Se podría argumentar que la variabilidad en la fotometría es inducida por una contribución variable de la estrella compañera tipo M. Pero, al parecer, esta afirmación es muy poco probable ya que el filtro utilizado se encuentra en un rango ~ 549 nm, donde la contribución de la compañera fría sería despreciable (~ 10%) (Reyniers y Van Winckel (2001).

Existen pocos registros de estudios espectroscópicos para HD 172481; además, de pocos resultados de la velocidad radial, tanto para las líneas fotosféricas, como para las líneas de la serie de Balmer. Efectivamente, Reyniers y Van Winckel (2001), reportan valores de la velocidad radial obtenidos a partir de espectros de alta resolución (ver tabla 1). En dicho trabajo, se muestran además los valores de la velocidad radial de HD 172481, obtenidos a partir de varios espectros, utilizando el espectrómetro de velocidad radial CORAVEL, instalado en el telescopio danés de 1,5 m del Observatorio de La Silla, Chile. Dado que el espectro se correlaciona con una máscara de hardware de Arcturus (K2III), las mismas líneas siempre contribuyen a la determinación de la velocidad radial, representando de esta manera una muestra muy homogénea, logrando así tener una precisión de ~ 0,5 km/s. Además, obtuvieron algunos espectros de alta resolución con el espectrógrafo CORALIE del telescopio suizo Leonhard Euler de 1,2 m en el mencionado observatorio.

Por otro lado, Arellano, et al. (2001) obtuvieron tres espectros de HD 172481. Uno de ellos en julio de 1999 con el telescopio de 1,93 m del Observatorio Haute – Provenceequipado con el espectrógrafo echelle de alta resolución ELOIDE (~ 42 000). Los otros dos espectros, se consiguieron utilizando el espectrógrafo echelle 2d coudé, acoplado al telescopio de 2,7 m del Observatorio McDonald, Texas, Estados Unidos, el 13 de mayo de 2000, con una resolución de 30 000 y una amplia cobertura espectral λλ: 3 900 – 10 200 Å (ver tabla 1).

Tabla 1.
Valores de la velocidad radial para la estrella HD 172481 reportados en investigaciones previas

En la tabla 1, se puede apreciar claramente la variabilidad de la velocidad radial de esta estrella, además de la observada en la Fig. 1 del trabajo de Reyniers y Van Winckel (2001). Aunque de esta figura se deduce una amplitud pico a pico de 17 km/s, los autores no pudieron determinar una tendencia a largo plazo en los datos de velocidad radial que evidencien una interacción binaria directa. En su lugar, sostienen que esto podría ser un efecto de proyección, en el caso de que se estuviese viendo el sistema en una inclinación desfavorable, lo cual es probable debido al largo período orbital y de ahí la amplitud de velocidad tan pequeña. Suponiendo masas típicas para objetos post-AGB y AGB (tipo F: 0,6 M⊙ y tipo M: 1,0 M⊙), una inclinación de 60° y una amplitud de velocidad de 5 km/s, Reyniers y Van Winckel (2001), obtuvieron un período de 51 años. La muestra de velocidad radial indica un período orbital muy largo para esperar una interacción directa durante la evolución estelar.

Arellano, et al. (2001), observaron varias líneas de la serie de Balmeren todos sus espectros de HD 172481: la línea Hγ muestra una absorción reducida y un posible desplazamiento hacia el rojo de la componente de emisión. Mientras que, Hb tiene una amplia absorción y no hay la presencia de una componente de emisión. La línea Ha tiene un perfil complejo con una absorción profunda que tiene componentes de emisión en ambas alas, donde la componente de emisión azul es más fuerte que la roja. Según Reyniers y Van Winckel (2001), la línea Hα presenta un perfil de tipo cáscara y un perfil de emisión que se encuentra en casi todas las otras estrellas candidatas post-AGB ópticamente brillantes (ver Fig. 6 en el trabajo de Reyniers y Van Winckel, 2001). Todavía no está del todo claro qué proceso es responsable de la emisión variable de Ha en los espectros de estrellas post- AGB. Barthès y col., (2000), sugieren que la naturaleza de la pulsación irregular de la estrella brillante post-AGB probablemente se origina en la interacción entre la dinámica de la capa fotosférica y de la capa atmosférica superior. Aquí, las ondas de choque se generan cuando la capa fotosférica que retrocede, choca con la próxima y probablemente desempeñe un papel importante tanto en impulsar la pulsación como en limitar su amplitud.

Tanto la curva de luz como los datos de la velocidad radial que se muestran en los diferentes estudios, dan evidencia de la variabilidad compleja y no bien entendida de las capas atmosféricas observadas en la mayoría de las estrellas post- AGB lo cual se ve reforzado por la emisión variable de Ha, que también presenta HD 172481.

Mediante el uso de algunas sub-rutinas del software de reducción IRAF, se obtuvo por aproximación gaussiana la longitud de onda asociada a cada línea en el espectro de HD 172481.

El proceso de selección de las líneas fotosféricas se realizó basado en los siguientes criterios estándares:

• La profundidad del centro de la línea, debe ser por lo menos 10% del continuo local, para no ser catalogada como ruido.

• Debe existir una simetría en el perfil de la línea.

• El perfil de la línea debe contener el mínimo de ruido o de interferencia posible y no debe estar contaminado por el perfil de otras líneas espectrales.

• El ancho de la línea debe ser comparable con el ancho que presentan la mayoría de las líneas del espectro.

En líneas generales, a medida que el espectro sea más ruidoso, es necesario seleccionar las líneas más fuertes para el cálculo de la velocidad radial. Así que, como buena aproximación, una línea cuyo centro esté a 3-sigma por debajo del continuo, asegura una buena selección de la misma. (Rosenzweig y col., 2016). Este proceso de selección de las líneas fotosféricas, es un proceso arduo y debe ser realizado con mucho cuidado para evitar errores que repercuten en el cálculo de la velocidad radial de la estrella.

Luego de seleccionar las líneas tomando en cuenta los criterios antes mencionados y haciendo uso de la tabla de Multipletes de Moore (1972), se identificaron tanto las especies atómicas, como el multiplete y la longitud de onda en reposo de cada línea.

La velocidad radial es uno de los parámetros más importantes que caracteriza a las estrellas; pequeñas variaciones de la velocidad radial son indicadores del estado físico interior de la estrella. Esto es, las variaciones de la velocidad radial de una estrella, indican turbulencia o microturbulencia en su atmósfera. En el presente trabajo, se aplicó el efecto Doppler a cada una de las líneas espectrales seleccionadas para determinar su velocidad radial y luego se sumó algebraicamente, de manera individual, una corrección baricéntrica. Para así, una vez obtenida la velocidad radial de cada línea fotosférica, calcular el valor promedio de este parámetro para la estrella HD 172481.

Dada la naturaleza de inestabilidad de las estrellas supergigantes, el cálculo de las velocidades radiales de las líneas fotosféricas y de las líneas de la serie de Balmer, se realizó por separado.

Figura 1.
Parte del espectro analizado en el presente estudio de la estrella HD 172481.

Figura 2.
Parte del espectro analizado en el presente estudio de la estrella HD 172481.

Siguiendo la metodología descrita en la sección anterior, se identificó un total de 86 líneas fotosféricas para el espectro de HD 172481. Los elementos más abundantes identificados son: Fe I (21%), Fe II (18%), Ti II (17%), Cr II (7%), los demás elementos se encontraron en proporciones mucho menores.

A las 86 líneas en absorción estudiadas, se aplicó una corrección baricéntrica de - 19,1 km/s, sumando este valor de manera individual a la velocidad radial obtenida para cada una de ellas. Obteniéndose posteriormente la velocidad radial promedio del espectro, así como su desviación estándar, arrojando un valor de - 83,1 ± 0,6 km/s. Para el cálculo de la velocidad radial promedio de las líneas fotosféricas del espectro, no se tomaron en cuenta las líneas Hα y Hβ que, por su naturaleza, fueron tratadas por separado.

El valor calculado de la velocidad radial de la estrella HD 172481 obtenido en el presente estudio, se encuentra en el rango de valores de velocidades radiales reportadas anteriormente (Reyniers y col., 2001, Arellano y col., 2001). Además, al comparar dicho valor con los valores que se muestran en la tabla 1, se puede observar que es un aporte más a la evidencia de variabilidad de la velocidad radial de esta estrella.

La lista completa de líneas fososféricas identificadas, con sus respectivas velocidades radiales, está a la disposición de cualquier persona interesada, contactando a alguno de los autores del presente trabajo.

Las líneas de la serie de Balmer, son líneas de resonancia que se forman en la parte superior de la atmósfera estelar; por lo tanto, son más susceptibles a cambios violentos en la atmósfera de la estrella. Esto ocasiona que sus velocidades radiales sean diferentes a la velocidad radial que se obtenga de las líneas fotosféricas; razón por lo cual, el cálculo de la velocidad radial asociada a estas líneas se realizó de manera independiente al de las líneas fotosfericas.

En el rango espectral estudiado, se encontraron solo dos líneas de dicha serie, Hα y Hβ(Fig. 3 y 4). Las velocidades radiales obtenidas para las líneas Hα y Hβ, son - 71,9 km/s y - 69,8 km/s, respectivamente. Las demás las líneas de la serie de Balmer están en la ranura de la rendija de HERCULES, por lo que no pudieron ser estudiadas.

Las líneas no muestran un perfil P-Cygni; pero, mientras Hb está en completa absorción (Fig. 4), Hα muestra la parte central en absorción y las componentes azul y roja en emisión, siendo la componente azul más intensa que la componente roja (Fig. 3). Esto se ajusta perfectamente a las observaciones realizadas por Arellano y col., (2001) y Reyniers y col., (2001) sobre el perfil de la línea Ha de esta estrella. Al observar los perfiles reportados por estos autores para esta línea, se puede notar que la componente azul obtenida en el espectro analizado en el presente estudio, es más intensa en su flujo que la obtenida en su espectro del 23 de marzo de 2000. Así, tomando en cuenta estos resultados y lo observado en la Fig. 3, podemos ver como en un periodo de aproximadamente ocho años, la componente azul de la línea Hα de la estrella HD 172481, se ha intensificado de manera sistemática.

Figura 3
Línea Hα de la estrella HD 172481, presente en el espectro bajo estudio.

Figura 4
Línea Hβ de la estrella HD 172481, presente en el espectro bajo estudio.

En la Fig. 5, se muestran espectros de distintas estrellas que fueron obtenidos con los equipos y el telescopio descritos en la sección 2; por lo que, las porciones del espectro graficadas en la mencionada figura, se correlacionan muy bien entre sí.

Estos resultados fueron obtenidos por Rosenzweig y col., (2012) (HD 161471), Rosenzweig y col., (2016) (HD 114855 y HD133656) y Guzmán et al. (2008) (HD 74180). Para el caso de HD 172481, se presenta el perfil de la línea Hα reportado en la Fig. 3 del presente trabajo, pero con una escala adecuada para poder visualizar las diferencias que existen para el caso particular de esta línea de las diversas estrellas mencionadas.

En la Fig. 5 se evidencia que la línea Hα, al igual que otras líneas de la serie de Balmer, es muy susceptible a los movimientos turbulentos presentes en estrellas que se encuentran en la etapa Post-AGB o próximas a esta etapa evolutiva. Además de los trabajos de Guzmán y col., (2008), Rosenzweig y col., (2012, 2016), otros importantes resultados para estas estrellas fueron reportados por Sowell (1990), Walker y col., (1988), Giridhar y col., (2010), van Winckel y col.,(1996), Stencel y col., (1989) y Jonesy col., (1993). En ellos se explica que, en la mayoría de los casos, el comportamiento del perfil de la línea Hα se debe a la naturaleza pulsante de estas estrellas, que en su mayoría tienen un exceso de radiación infrarroja debido a una capa circumestelar de polvo, producida por la eyección de material proveniente de la superficie estelar y ocasionada por la turbulencia de las pulsaciones de la estrella.

Es relevante reportar resultados específicos de las líneas de resonancia, como por ejemplo el caso de la línea Hα; ya que ratifican que su velocidad radial no puede, ni debe ser tomada en cuenta al momento de derivar la velocidad radial de la estrella.

Figura 5
Línea Hα.de estrellas similares a HD 172481.