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R Aquarii

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R Aquarii: una relación estelar volátil

por Amelia Ortiz · Publicada 7 junio, 2017 ·
7/6/2017 de Chandra

Imagen combinada en el óptico (rojo) y rayos X (azul) del sistema R Aquarii, formado por una estrella enana blanca y una gigante roja variable de tipo Mira en órbita una alrededor de la otra. Crédito:rayos X de NASA/CXC/SAO/R. Montez et al.; óptico de Adam Block/Mt. Lemmon SkyCenter/U. Arizona.

Los astrónomos han estudiado durante mucho tiempo una clase de estrellas llamadas simbióticas, que coexisten muy cerca unas de otras, interaccionando entre ellas. Utilizando datos del observatorio de rayos X Chandra y de otros telescopios, los astrónomos están comprendiendo mejor lo volátiles que pueden ser estas relaciones estelares.

R Aquarii es una de las estrellas simbióticas mejor conocidas. Situada a una distancia de 170 años-luz de la Tierra, sus cambios de brillo fueron notados por primera vez a simple vista hace casi mil años. Desde entonces los astrónomos han estudiado este objeto y determinado que R Aquarii no es una estrella sino dos: una enana blanca pequeña, densa, y una estrella gigante roja más fría.

La gigante roja es una variable Mira y sufre cambios estables de brillo en un factor 250 mientras pulsa, al contrario que su compañera enana blanca que no pulsa. Hay otras diferencias notables entre las dos estrellas. La enana blanca es unas 10000 veces más brillante que la gigante roja. La temperatura en su superficie es de 20000 K, mientras que la variable Mira tiene una temperatura de 3000 K. Además la enana blanca es ligeramente menos masiva que su compañera pero, como es mucho más compacta, su campo gravitatorio es más intenso. La fuerza gravitatoria de la enana blanca arrastra hacia su superficie las capas exteriores de la variable Mira. Ocasionalmente, se acumula material suficiente en la superficie de la enana blanca para producir la fusión termonuclear del hidrógeno y la energía emitida por este proceso puede causar una nova, una explosión asimétrica que expulsa las capas exteriores de la estrella a velocidades de decenas de millones de kilómetros por hora, arrojando energía y material al espacio.

Poco después de que Chandra fuera lanzado en 1999 los astrónomos empezaron a estudiar el comportamiento de R Aquarii en rayos X, en los años 2000, 2003 y 2005. Hallaron un chorro de emisión en rayos X, probablemente generados por ondas de choque, similares a las explosiones sónicas de los aviones supersónicos, causados por el choque del chorro con el material de los alrededores. Con el paso de los años, los investigadores han observado cambios en este chorro. Hay regiones de emisión en rayos X que se están alejando de la pareja de estrellas a velocidades de 2.3 millones y 3.1 millones de kilómetros por hora. A pesar de viajar a una velocidad menor que el material expulsado en la explosión de nova los chorros encuentran poco material y no se frenan demasiado. Por otro lado, la materia de la nova barre mucho más material y decelera significativamente, lo que explica que los anillos no sean mucho mayores que los chorros. Utilizando las distancias a la binaria de estas regiones, y asumiendo que las velocidades han permanecido constantes, un equipo de científicos del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) ha estimado que fueron producidas por explosiones en las décadas de 1950 y 1980.

[Fuente Noticia]


Algo más sobre R Aquarii

R Aquarii (R Aqr/HD 222800/HR 8992) es una estrella variable en la constelación de Acuario de magnitud aparente media +7,69. Se encuentra a unos 645 años luz de la Tierra.
R Aquarii es una estrella simbiótica compuesta por una enana blanca y una variable Mira formando un sistema binario. La estrella principal Mira es una gigante roja de tipo espectral M7III cuyo brillo varía en un factor de varios cientos a lo largo de un período de 386,96 días; su variabilidad fue descubierta por Karl Ludwig Harding en 1810.
Debido a su atracción gravitatoria, la enana blanca atrae materia de la gigante roja y ocasionalmente expulsa parte de la misma en extraños bucles que forman una nebulosa que rodea la estrella. El conjunto del sistema aparece enrojecido al estar situado en una región del espacio muy rica en polvo, por lo que la luz azul es absorbida antes de llegar a nosotros.
La nebulosa en torno a R Aquarii es conocida también como Cederblad 211. Según Tom Polakis, hasta 1998 nadie había podido observar visualmente este objeto. Es posible que la nebulosa sea el resto de una nova, que habría sido observada por astrónomos japoneses en el año 930.

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Más curvas de luz inusuales en datos de Kepler

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3/4/2017 de AAS NOVA / The Astronomical Journal


Ilustración de artista de nubes de polvo alrededor de una estrella. Algunas nubes parecidas a éstas podrían provocar las anomalías en las curvas de luz de un conjunto de 23 estrellas estudiadas por John Stauffer (Spitzer Science Center, Caltech) y sus colaboradores. Crédito: ESO.

Veintitrés objetos nuevos han sido añadidos a la creciente colección de estrellas en las que se han observado caídas inusuales de sus curvas de luz. Un estudio reciente examina esas estrellas y las posibles causas de su extraño comportamiento.

John Stauffer (Spitzer Science Center, Caltech) y su equipo han examinado las curvas de luz de estrellas en las regiones de formación estelar ρ Oph y Scorpius Superior, un conjunto de datos que constituye el grupo mayor de curvas de luz de alta calidad para estrellas de masa baja y presecuencia principal. En estas curvas de luz, Staffer y sus colaboradores hallaron un conjunto de 23 enanas de tipo M medio-tardío, de masa muy baja, con una variabilidad inusual en sus curvas de luz. La variabilidad coincide con el periodo de rotación de la estrella en los casos en que éste fue medido, lo que sugiere que lo que sea que produce las caídas en la curva de luz, está en órbita a la misma velocidad que gira la estrella.

Los autores clasifican las 23 estrellas en dos grupos principales. El primero está compuesto por 19 estrellas de periodo corto, de las que más de la mitad giran al doble del periodo límite por encima del cual deberían de romperse teóricamente. Los autores proponen que la variabilidad de estas curvas de luz puede ser causada por nubes de gas caliente de la corona que están formando una estructura con la forma de un toroide alrededor de la estrella.

El segundo grupo consiste en las 4 estrellas restantes, que tienen periodos algo más largos. Las curvas de luz muestran una sola caída en el flujo, de corta duración, con profundidad y forma altamente variables, superpuestas a la curvas de luz normales de la estrella. La mejor explicación de los autores es que hay nubes de escombros polvorientos rodeando la estrella, posiblemente en órbita alrededor de un planeta cercano o resultado de un episodio de colisión reciente.

[Fuente]