🎇R Aquarii

R Aquarii (R Aqr, para abreviar) es una de las estrellas simbióticas más conocidas. Situado a una distancia de unos 710 años luz de la Tierra, sus cambios en el brillo se notaron por primera vez a simple vista hace casi mil años. Desde entonces, los astrónomos han estudiado este objeto y han determinado que R Aqr no es una estrella, sino dos: una enana blanca pequeña y densa y una estrella gigante roja y fría.

    En biología, "simbiosis" se refiere a dos organismos que viven cerca e interactúan entre sí. Los astrónomos han estudiado durante mucho tiempo una clase de estrellas, llamadas estrellas simbióticas, que coexisten de manera similar. Utilizando datos del Observatorio de rayos X Chandra de la NASA y otros telescopios, los astrónomos están adquiriendo una mejor comprensión de cuán volátil puede ser esta estrecha relación estelar.

   La estrella gigante roja tiene sus propias propiedades interesantes. En miles de millones de años, nuestro Sol se convertirá en un gigante rojo una vez que agote el combustible nuclear de hidrógeno en su núcleo y comience a expandirse y enfriarse. La mayoría de los gigantes rojos son plácidos y tranquilos, pero algunos pulsan con períodos entre 80 y 1.000 días como la estrella Mira y experimentan grandes cambios en el brillo. Este subconjunto de gigantes rojas se llama "variables Mira".

     El gigante rojo en R Aqr es una variable de Mira y sufre constantes cambios en el brillo por un factor de 250 mientras pulsa, a diferencia de su compañero de enana blanca que no pulsa. Hay otras diferencias sorprendentes entre las dos estrellas. La enana blanca es unas diez mil veces más brillante que el gigante rojo. La enana blanca tiene una temperatura superficial de unos 20,000 K mientras que la variable Mira tiene una temperatura de aproximadamente 3,000 K. Además, la enana blanca es ligeramente menos masiva que su compañera pero debido a que es mucho más compacta, su campo gravitacional es más fuerte. La fuerza gravitacional de la enana blanca quita las capas exteriores de la variable Mira hacia la enana blanca y sobre su superficie.

     Ocasionalmente, se acumulará suficiente material en la superficie de la enana blanca para desencadenar una fusión termonuclear de hidrógeno. La liberación de energía de este proceso puede producir una nova, una explosión asimétrica que explota las capas exteriores de la estrella a velocidades de diez millones de millas por hora o más, bombeando energía y material al espacio. Un anillo exterior de material proporciona pistas sobre esta historia de erupciones. Los científicos creen que una explosión de nova en el año 1073 produjo este anillo. La evidencia de esta explosión proviene de los datos del telescopio óptico, de los registros coreanos de una estrella "invitada" en la posición de R Aqr en 1073 y de la información de núcleos de hielo antárticos. Un anillo interno fue generado por una erupción a principios de la década de 1770. Los datos ópticos (rojo) en una nueva imagen compuesta de R Aqr muestran el anillo interior. El anillo exterior es aproximadamente el doble de ancho que el anillo interior, pero es demasiado débil para ser visible en esta imagen.

Desde poco después del lanzamiento de Chandra en 1999, los astrónomos comenzaron a utilizar el telescopio de rayos X para monitorear el comportamiento de R Aqr, lo que les permitió comprender mejor el comportamiento de R Aqr en años más recientes. Los datos de Chandra (azul) en este compuesto revelan un chorro de emisión de rayos X que se extiende hacia la parte superior izquierda. Los rayos X probablemente hayan sido generados por ondas de choque, similares a los auges sónicos alrededor de los planos supersónicos, causados ​​por el chorro que golpea el material circundante.

     Como los astrónomos han hecho observaciones de R Aqr con Chandra a lo largo de los años, en 2000, 2003 y 2005, han visto cambios en este avión. Específicamente, las manchas de emisión de rayos X se están alejando del par estelar a velocidades de aproximadamente 1,4 millones y 1,9 millones de millas por hora. A pesar de viajar a una velocidad más lenta que el material expulsado por la nova, los jets encuentran poco material y no disminuyen mucho. Por otro lado, la materia de la nova barre mucho más material y se ralentiza significativamente, lo que explica por qué los anillos no son mucho más grandes que los jets.

     Usando las distancias de los blobs del binario, y suponiendo que las velocidades permanecieron constantes, un equipo de científicos del Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica (CfA) en Cambridge, Mass, estimó que las erupciones en los años 50 y 80 produjeron las manchas . Estas erupciones fueron menos enérgicas y menos brillantes que la explosión de nova en 1073.

En 2007, un equipo dirigido por Joy Nichols de CfA informó sobre la posible detección de un nuevo avión en R Aqr utilizando los datos de Chandra. Esto implica que se produjo otra erupción a principios de la década de 2000. Si estos eventos menos poderosos y poco entendidos se repiten cada pocas décadas, el siguiente se realizará dentro de los próximos 10 años.

      Se ha observado que algunos sistemas estelares binarios que contienen enanas blancas producen explosiones de nova a intervalos regulares. Si R Aqr es una de estas novas recurrentes, y el espaciamiento entre los eventos 1073 y 1773 se repite, la próxima explosión de nova no debería volver a ocurrir hasta la década de 2470. Durante tal evento, el sistema puede volverse cientos de veces más brillante, haciéndolo fácilmente visible a simple vista, y colocándolo entre las varias docenas de estrellas más brillantes.

El monitoreo cercano de esta pareja estelar será importante para tratar de comprender la naturaleza de su relación volátil.

Crédito de la imagen: Rayos X: NASA / CXC / SAO / R.

Última actualización: 6 de agosto de 2017

Editor: Lee Mohon

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