| R Acuario | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| estrella doble | |||||||||
| Datos observacionales ( época J2000.0 ) |
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| Tipo de | estrella simbiótica | ||||||||
| ascensión recta | 23 h 43 min 49,50 s | ||||||||
| declinación | −15° 17′ 04″ | ||||||||
| Distancia | Calle 643 ±246.4 año (197,24±75,58 pc ) [1] | ||||||||
| Magnitud aparente ( V ) | V máx = +5,8 m , V mín = +12,4 m , P = 386,96 d [2] | ||||||||
| Constelación | Acuario | ||||||||
| Astrometría | |||||||||
| Velocidad radial ( Rv ) | −22,0 [3] km/s | ||||||||
| movimiento adecuado | |||||||||
| • ascensión recta | 32,98 [3] mas por año | ||||||||
| • declinación | −32,61 [3] mas por año | ||||||||
| Paralaje (π) | 5,07 ± 3,15 [3] mas | ||||||||
| Magnitud absoluta (V) | V máx = -0,67 m , V mín = 5,93 m , P = 386,96 d [4] | ||||||||
| Características espectrales | |||||||||
| clase espectral | M3/5pe [6] | ||||||||
| Indice de color | |||||||||
| • B-V | +0.98 [3] | ||||||||
| • U−B | -0.21 [3] | ||||||||
| variabilidad | Mírida | ||||||||
| Códigos en catálogos
R AQR | |||||||||
| Información en bases de datos | |||||||||
| SIMBAD | datos | ||||||||
| Sistema estrella | |||||||||
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Una estrella tiene componentes 2. Sus parámetros se presentan a continuación: |
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| ¿ Información en Wikidata ? | |||||||||
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Entre los cientos de estrellas variables conocidas en la constelación de Acuario , una de las más interesantes y famosas es la primera variable descubierta en la constelación R de Acuario . Su variabilidad fue descubierta por primera vez a principios del siglo XIX por Carl Ludwig Harding (1765-1834). Harding, un empleado del Observatorio Johann Schroeter en Lilienthal, Alemania , originalmente buscó el planeta "perdido" entre Marte y Júpiter como parte del proyecto Sky Police. Aunque no se encontró el elusivo planeta, Harding descubrió un tercer asteroide , Juno , en 1809 . Además de encontrar un planeta menor, las observaciones de Harding llevaron al descubrimiento de 4 estrellas variables, todas ellas Míridas : R Virgo en 1809 , R Acuario en 1810 , R Serpens en 1826 y S Serpens en 1828 [7] .
R Aquarii está clasificada como una variable simbiótica y se encuentra a unos 650 años luz de distancia , siendo la estrella de su tipo más cercana a la Tierra. El nombre simbiótico proviene del término biológico " simbiosis ", cuando dos tipos diferentes de organismos coexisten para beneficio mutuo. En un sentido astronómico, un sistema simbiótico está formado por dos tipos muy diferentes de estrellas: una gigante roja fría y una pequeña estrella caliente, generalmente una enana blanca . Los espectros de estrellas simbióticas muestran que hay tres regiones que emiten radiación. Los dos primeros son componentes estelares y el tercero es una nebulosa que encierra un par estelar. La gigante roja está tan hinchada que su atmósfera exterior simplemente fluye hacia el espacio, arrastrada por un poderoso viento estelar . La gigante roja emite al medio ambiente una gran cantidad de hidrógeno , igual en masa a la Tierra. La envoltura de gas llena por completo el lóbulo de Roche y comienza a fluir a través del punto de Lagrange hacia la enana blanca. La enana blanca intercepta y captura parte de este gas que se acumula en su superficie. A medida que el gas se acumula durante décadas y siglos, su densidad y temperatura se vuelven tan altas que es posible convertirlo en helio . Este proceso, a su vez, provoca una explosión del gas acumulado. Al mismo tiempo, la propia enana blanca permanece sin cambios [7] .
Originalmente se pensó que R Acuario era una variable de período largo "ordinaria" , pero en octubre de 1919 , un espectrograma de la estrella obtenido en el Observatorio Mount Wilson mostró varias líneas de emisión características de las nebulosas gaseosas calientes, además del espectro de la M7e. estrella. La nebulosa que rodea las estrellas, también conocida como Cederblad 211 , fue vista en 1921 en placas fotográficas en el Observatorio Lowell por Carl Otto Lampland . En 1922 se descubrió un espectro más complejo en el que se identificaron tres espectros muy diferentes: uno de una estrella de tipo espectral M7e, uno de una nebulosa y un tercero de una enana blanca de tipo espectral O o B [7] .
En 1939, Edwin Hubble , mientras estudiaba un archivo de placas fotográficas , descubrió la expansión de la nebulosa, y luego Walter Baade confirmó la conclusión de Hubble. La nebulosa R Aquarii se compone esencialmente de dos regiones separadas: una capa exterior de aproximadamente 2 minutos de arco de tamaño y una capa interna de aproximadamente 1 minuto de arco de tamaño. Suponiendo una tasa de expansión constante, se ha planteado la hipótesis de que los componentes de la nebulosa se formaron hace 640 y 185 años, respectivamente, y pueden ser el resultado de un estallido de nova . La escala del evento es extraordinaria incluso para los estándares astronómicos: la eyección se realizó a una distancia de al menos 400 mil millones de kilómetros, o 2500 veces la distancia entre el Sol y la Tierra, desde el núcleo central [8] . Según Tom Polakis, es posible que la nebulosa sea el remanente de una explosión similar a una nova que los astrónomos japoneses pudieron haber observado en el año 930 d . C. [9] . Además, se han visto focas en la nebulosa, algunas de las cuales crecen, se encogen, se mueven y desaparecen a medida que la nebulosa cambia y se expande constantemente. Otro componente del sistema Aquarius R fue descubierto en 1970 cuando los astrónomos encontraron chorros de gas que fluían en direcciones opuestas [7] .
La curva de luz R de Acuario es bastante peculiar. A primera vista, domina claramente la curva de luz de Mirida, con su período de 387 días y una amplitud de más de 4 magnitudes . Un examen más detenido revela una disminución episódica en la amplitud del brillo. Tales episodios fueron entre 1928 y 1934. y entre 1974 y 1983. Además, entre 1964 y 1973, los mínimos fueron mucho más brillantes y en varios ciclos se formó un máximo local, similar a una joroba en la curva de luz [7] .
Se cree que las desviaciones de la curva de luz normal de Mira son el resultado del movimiento de la enana blanca. Aunque el comportamiento del mínimo de brillo en 1974-1983 Se diferencia del comportamiento de la luminosidad mínima en 1928-1934, la luminosidad máxima fue inferior a 2 magnitudes en ambos casos. Una teoría propuesta por Willson, Garnavich y Mattei en 1981 sugiere que la enana blanca y el disco de acreción alrededor de la estrella principal están rodeados por una gran nube oscura, que a su vez no es completamente opaca. La enana, el disco y la nube se mueven en una órbita de 44 años alrededor del centro de masa del sistema. Se cree que en 1928 y 1978: la nube eclipsó a la estrella principal. La duración del eclipse es de unos 8 años. Tras el último eclipse entre 1974 y 1983, el próximo eclipse se espera en 2018 y finalizará en 2026 . Mikolajewska y Kenyon propusieron otra teoría en 1992 y sugieren que el intervalo está relacionado con un estallido de capa de helio que ocurre en el interior de la estrella principal sobre su núcleo degenerado [10] .
Con una declinación de −15°, R Aquarii es un buen objeto de estudio para muchos observadores del norte, del sur y todos los ecuatoriales. Su magnitud varía de 5,8 ma 11,5 m . El período de cambio de su brillo es en promedio de 386,92 días, pero se notan muchas irregularidades en él, que aún no han sido bien estudiadas. Además, esta estrella es una excelente candidata para aquellos interesados en estudios espectroscópicos , fotométricos , fotográficos y visuales [7] .