Chandra Observa La Relación Estelar Volátil Del Sistema R Aquarii

Nueva imagen de Chandra de R Aquarii

Esta imagen muestra datos de rayos X de Chandra, así como datos ópticos del sistema “simbiótico” R Aquarii (R Aqr). Este sistema contiene una estrella enana blanca en órbita con una gigante roja pulsante. De vez en cuando, la enana blanca extrae suficiente material del gigante rojo hacia su superficie para generar una explosión termonuclear. Desde poco después del lanzamiento de Chandra en 1999, los astrónomos han estado usando el telescopio de rayos X para monitorear el comportamiento de R Aqr, lo que les da una mejor comprensión del comportamiento de este par estelar volátil. (Rayos X: NASA / CXC / SAO / R. Montez et al .; Óptica: Adam Block / Mt. Lemmon SkyCenter / U. Arizona)

Chandra ha observado el sistema R Aquarii muchas veces durante los últimos 17 años, ayudando a los astrónomos a comprender mejor cómo este par estelar volátil interactúa entre sí.

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. Usando datos de NASA Con el Observatorio de rayos X Chandra y otros telescopios, los astrónomos están obteniendo una mejor comprensión de cuán volátil puede ser esta estrecha relación estelar.

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 de 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 Aquarii no es una estrella, sino dos: una pequeña y densa enano blanco 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 agote el combustible nuclear de hidrógeno en su núcleo y comience a expandirse y enfriarse. La mayoría de las gigantes rojas son plácidas y tranquilas, pero algunas pulsan con períodos entre 80 y 1000 días como la estrella Mira y sufren grandes cambios de brillo. Este subconjunto de gigantes rojas se llama “variables Mira”.

La gigante roja en R Aquarii es una variable de Mira y experimenta cambios constantes de brillo en un factor de 250 a medida que pulsa, a diferencia de su compañera enana blanca que no pulsa. Hay otras diferencias notables entre las dos estrellas. La enana blanca es unas diez mil veces más débil que la gigante roja. La enana blanca tiene una temperatura superficial de unos 20.000 K mientras que la variable Mira tiene una temperatura de unos 3.000 K. Además, la enana blanca es un poco 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 aleja las capas exteriores desprendidas 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 la fusión termonuclear de hidrógeno. La liberación de energía de este proceso puede producir una nova, una explosión asimétrica que expulsa 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 de nova en el año 1073 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 Aquarii en 1073 e información de núcleos de hielo antártico. Un anillo interior fue generado por una erupción a principios de la década de 1770. Los datos ópticos (rojo) en una nueva imagen compuesta de R Aquarii muestran el anillo interior. El anillo exterior es aproximadamente el doble de ancho que el interior, pero es demasiado tenue para ser visible en esta imagen.

Desde poco después del lanzamiento de Chandra en 1999, los astrónomos comenzaron a usar el telescopio de rayos X para monitorear el comportamiento de R Aquarii, lo que les permitió comprender mejor el comportamiento de R Aquarii 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 esquina superior izquierda. Los rayos X probablemente hayan sido generados por ondas de choque, similares a explosiones sónicas alrededor de aviones supersónicos, causadas por el chorro que golpea el material circundante.

Como los astrónomos han hecho observaciones de R Aquarii con Chandra a lo largo de los años, en 2000, 2003 y 2005, han visto cambios en este chorro. Específicamente, las gotas 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 menor que el material expulsado por la nova, los chorros 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 chorros.

Lapso de tiempo de R Aqr

Lapso de tiempo de R Aqr

Utilizando las distancias de las manchas del binario, y suponiendo que las velocidades se han mantenido constantes, un equipo de científicos del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica ( CfA ) en Cambridge, Mass, estimó que las erupciones en las décadas de 1950 y 1980 produjeron las manchas. Estas erupciones fueron menos energéticas y no tan brillantes como la explosión de una nova en 1073.

En 2007, un equipo dirigido por Joy Nichols de CfA informó sobre la posible detección de un nuevo jet en R Aquarii 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 próximo vence dentro de los próximos 10 años.

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

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

Rodolfo (“Rudy”) Montez del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica (CfA) en Cambridge, Mass, presentó estos resultados en la 230ª reunión de la Sociedad Astronómica Estadounidense en Austin, TX. Sus coautores son Margarita Karovska, Joy Nichols y Vinay Kashyap, todos de CfA.

Crédito de la imagen: rayos X: NASA / CXC / SAO / R. Montez et al .; Óptico: Adam Block / Mt. Lemmon SkyCenter / U. Arizona

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