R Aquarii, estrellas simbióticas.
R Aquarii, observando una relación estelar volátil.
Ocasionalmente, suficiente material se acumulará en la superficie de la enana blanca para desencadenar la fusión termonuclear del hidrógeno. La liberación de energía de este proceso puede producir una nova, una explosión asimétrica que sopla las capas externas 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 nova en el año 1.073 produjo este anillo. La evidencia de esta explosión proviene de datos de telescopios ópticos, de registros coreanos de una estrella "invitada" en la posición de R Aqr en 1.073 e información de núcleos de hielo antárticos. Un anillo interno fue generado por una erupción a principios de 1.770. Los datos ópticos (rojo) en una nueva imagen compuesta de R Aqr muestran el anillo interno. El anillo exterior es aproximadamente el doble de ancho que el anillo interior, pero es demasiado débil para ser visible en esta imagen.
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| La estrella simbiótica R Aquarii. |
En biología, el termino "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. Usando datos del Observatorio de rayos X Chandra de la NASA y otros telescopios, los astrónomos están adquiriendo una mejor comprensión de lo volátil que puede ser esta estrecha relación estelar.
R Aquarii (R Aqr, para abreviar) es una de las más conocidas de las estrellas simbióticas. Ubicado a una distancia de unos 710 años luz de la Tierra en la constelación Aquarius, sus cambios en el brillo se observaron 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 pequeña y densa y una estrella gigante roja y fría.
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 agota 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 de brillo. Este subconjunto de gigantes rojos se llama "variables Mira".
El gigante rojo en R Aqr es una "variable Mira" y experimenta cambios constantes de brillo en un factor de 250 mientras pulsa, a diferencia de su compañera enana blanca que no pulsa. Hay otras diferencias llamativas 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 grados Kelvin mientras que la "variable Mira" tiene una temperatura de aproximadamente 3.000 grados Kelvin. Además, la enana blanca es ligeramente menos masiva que su compañera pero debido a que es mucho más compacta, su campo gravitatorio es más fuerte. La fuerza gravitatoria de la enana blanca arrastra las capas exteriores de la "variable Mira" hacia la enana blanca y sobre su superficie.
Formación de una nova.
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| Observatorio espacial de rayos X Chandra de la NASA. |
Poco después de que Chandra se lanzara en 1999, los astrónomos comenzaron a usar el telescopio de rayos X para monitorear el comportamiento de R Aqr, dándoles una mejor comprensión del 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 han sido generados por ondas de choque, similares a los booms 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 durante los años, en 2000, 2003 y 2005, han visto cambios en este chorro. Específicamente, las gotas de emisión de rayos X se alejan 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 chorros encuentran poco material y no ralentizan mucho. Por otro lado, la materia de la nova barre más material y se ralentiza significativamente, explicando por qué los anillos no son mucho más grandes que los chorros.
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| Time-lapse de R Aquarii. |
Utilizando las distancias de las gotas del binario y suponiendo que las velocidades se han mantenido constantes, un equipo de científicos del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian (CfA) en Cambridge, Massachusetts, estimó que las erupciones en los años 50 y 80 produjeron las gotas . Estas erupciones fueron menos enérgicas y no tan brillantes como la explosión de nova en 1.073.
En 2.007, un equipo liderado por Joy Nichols de CfA informó de la posible detección de un nuevo chorro en R Aqr utilizando los datos de Chandra. Esto implica que otra erupción ocurrió a principios del año 2.000. Si estos acontecimientos menos poderosos y mal entendidos se repiten cada pocas décadas, el siguiente se producirá dentro de los próximos 10 años.
Se ha observado que algunos sistemas binarios de estrellas que contienen enanas blancas producen nuevas explosiones a intervalos regulares. Si R Aqr es una de estas repetidas novas, y se repite el espaciamiento entre los eventos 1.073 y 1.773, la próxima explosión nova no debería ocurrir hasta el 2.470. Durante este evento el sistema puede llegar a ser 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 entender la naturaleza de su relación volátil.
Rodolfo ("Rudy") Montez del Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica (CfA) en Cambridge, Massachusetts, presentó estos resultados en la 230a reunión de la Sociedad Astronómica Americana en Austin, TX. Sus co-autores son Margarita Karovska, Joy Nichols y Vinay Kashyap, todos de CfA.
El Centro de Vuelo Espacial Marshall de la NASA en Huntsville, Alabama, administra el programa de Chandra para la Dirección de Misión Científica de la NASA en Washington. El Smithsonian Astrophysical Observatory en Cambridge, Massachusetts, controla la ciencia de Chandra y las operaciones de vuelo.
Créditos:
Rayos X: NASA/CXC/SAO/R. Montez et al.;
Óptico: Adam Block/Mt. Lemmon SkyCenter/U. Arizona
• Publicado en Chandra el 6 de junio del 2017.
