R Aquarii é um sistema contendo uma anã branca e um gigante vermelho variável "Mira" em órbita um ao redor do outro.
Ao longo dos 17 anos das operações de Chandra, o telescópio observou muitas vezes o sistema R Aquarii.
Este novo composto contém dados ópticos (vermelho) e dados de raios X de Chandra (azul).
Os dados de Chandra ajudam os astrônomos a entender melhor como esse par estelar volátil interage uns com os outros.
Na biologia, a "simbiose" refere-se a dois organismos que vivem próximos e interagem uns com os outros. Os astrônomos estudaram há muito uma classe de estrelas - chamadas de estrelas simbióticas - que coexistem de maneira semelhante. Usando dados do Observatório de raios-X da Chandra da NASA e outros telescópios, os astrônomos estão obtendo uma melhor compreensão de quão volátil este relacionamento estelar íntimo pode ser.
R Aquarii (R Aqr, para abreviar) é uma das mais conhecidas das estrelas simbióticas. Localizado a uma distância de cerca de 710 anos-luz da Terra, suas mudanças de brilho foram percebidas a olho nu há quase mil anos. Desde então, os astrônomos estudaram esse objeto e determinaram que R Aqr não é uma estrela, mas dois: uma anã branca pequena e densa e uma estrela vermelha e gigante .
A estrela gigante vermelha tem suas próprias propriedades interessantes. Em bilhões de anos, nosso Sol se transformará em um gigante vermelho uma vez que esvazie o combustível nuclear de hidrogênio em seu núcleo e começa a se expandir e esfriar. A maioria dos gigantes vermelhos são plácidos e calmos, mas alguns pulsam com períodos entre 80 e 1.000 dias como a estrela Mira e sofrem grandes mudanças de brilho. Este subconjunto de gigantes vermelhos é chamado de "variáveis Mira".
O gigante vermelho em R Aqr é uma variável Mira e sofre mudanças constantes no brilho por um fator de 250 como ele pulsa, ao contrário de seu companheiro anão branco que não pulsa. Existem outras diferenças marcantes entre as duas estrelas. A anã branca é cerca de dez mil vezes mais fraca do que a gigante vermelha. A anã branca tem uma temperatura superficial de cerca de 20.000 K enquanto a variável Mira tem uma temperatura de cerca de 3.000 K. Além disso, a anã branca é um pouco menos maciça do que sua companheira, mas porque é muito mais compacta, seu campo gravitacional é mais forte. A força gravitacional da anã branca afasta as camadas exteriores da variável Mira para a anã branca e sobre a superfície.
Ocasionalmente, material suficiente irá se acumular na superfície da anã branca para desencadear a fusão termonuclear de hidrogênio . A liberação de energia deste processo pode produzir uma nova, uma explosão assimétrica que sopra as camadas externas da estrela a velocidades de dez milhões de milhas por hora ou mais, bombeando energia e material para o espaço. Um anel externo de material fornece pistas sobre essa história de erupções. Os cientistas pensam que uma nova explosão no ano 1073 produziu esse anel. A evidência para esta explosão vem de dados de telescópio óptico, de registros coreanos de uma estrela "convidada" na posição de R Aqr em 1073 e informações de núcleos de gelo da Antártida. Um anel interno foi gerado por uma erupção no início da década de 1770. Os dados ópticos (vermelho) em uma nova imagem composta de R Aqr mostram o anel interno.
Uma vez que Chandra lançou em 1999 , os astrônomos começaram a usar o telescópio de raios-X para monitorar o comportamento de R Aqr, dando-lhes uma melhor compreensão do comportamento de R Aqr nos últimos anos. Os dados de Chandra (azul) neste composto revelam um jato de emissão de raios X que se estende para a parte superior esquerda. Os raios-X provavelmente foram gerados por ondas de choque, semelhantes aos boquetes sônicos em torno de planos supersônicos, causados pelo material envolvente que atinge o jato.
Como os astrônomos fizeram observações de R Aqr com Chandra ao longo dos anos, em 2000, 2003 e 2005, eles viram mudanças neste jato. Especificamente, as gotas de emissão de raios-X estão se afastando do par estelar a velocidades de cerca de 1,4 milhão e 1,9 milhão de milhas por hora. Apesar de viajar a uma velocidade mais lenta do que o material ejetado pela nova, os jatos encontram pouco material e não diminuem a velocidade. Por outro lado, a matéria da nova varre muito mais material e diminui significativamente, explicando por que os anéis não são muito maiores do que os jatos.
Time-lapse de R Aqr
Usando as distâncias das bolhas do binário e assumindo que as velocidades permaneceram constantes, uma equipe de cientistas do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) em Cambridge, Massachusetts, estimou que as erupções nas décadas de 1950 e 1980 produziram as gotas . Essas erupções foram menos energéticas e não tão brilhantes como a nova explosão em 1073.
Em 2007, uma equipe liderada por Joy Nichols da CfA relatou a possível detecção de um novo jato em R Aqr usando os dados Chandra. Isso implica que outra erupção ocorreu no início dos anos 2000. Se esses eventos menos poderosos e mal compreendidos repetirem a cada poucas décadas, o próximo será devido nos próximos 10 anos.
Alguns sistemas de estrelas binárias contendo anãs brancas foram observados para produzir novas explosões em intervalos regulares. Se R Aqr é uma dessas novas recorrentes, e o espaçamento entre os eventos 1073 e 1773 se repete, a nova explosão nova não deve ocorrer novamente até a década de 2470. Durante esse evento, o sistema pode se tornar várias centenas de vezes mais brilhante, tornando-o facilmente visível a olho nu e colocando-o entre as várias dezenas de estrelas mais brilhantes.
Um acompanhamento próximo deste casal estelar será importante para tentar entender a natureza de seu relacionamento volátil.
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