Contexto

R Aqr es una variable brillante y muy peculiar. Dos clases de variabilidad se combinan en ella si bien la principal es por lejos la producida por las pulsaciones tipo mira de una de las componentes de este sistema doble. Se trata de una estrella simbiótica, es decir un sistema en el cual el espectro denota que además de una gigante roja (la responsable de las pulsaciones) hay un componente muy caliente que emite un espectro continuo. De la convivencia entre dos estrellas tan distintas viene la denominación de simbiótica, y esa simbiosis se ve demostrada en que las vidas de ambos componentes se haya interrelacionada a modo de intercambio de materia.

 

Estrellas Simbióticas

Estas estrellas reciben el nombre de ZAND en la jerga variabilística por ser Z Andromedae (actualmente en erupción) el prototipo de la clase. Una clase muy heterogénea en cuanto a variabilidad se refiere. Hay algunas estrellas que casi no varían y hay otras que presentan erupciones de hasta varias magnitudes. Muchos parámetros influyen en los síntomas que percibimos de las ZAND, siendo los principales, la distancia entre las componentes y el ritmo de transferencia de masa entre ellas.

La combinación de una gigante roja y una enana blanca es una de las variantes más comunes de las llamadas Variables Cataclísmicas (CV). Tres tipos de CVs contienen estos componentes:

· Nc (Novas simbióticas)
· NRb (Novas recurrentes con acreción inestable)
· ZAND (Estrellas simbióticas)

Las Nc son las más espectaculares, con erupciones de más de 7 magnitudes que les dan categoría de nova, pero mucho menos notable que las Na (las novas clásicas) o Nb. La amplitud de estas novas es menor ya que la energía de la explosión termonuclear en la enana blanca también lo es. Asi mismo, parte del material eyectado vuelve a caer sobre la misma constituyéndose en combustible para seguir quemando por más tiempo, lo que se traduce en erupciones de muchos años de duración. El ritmo de acreción (el intercambio de masa en las variables cataclísmicas se produce a través de un disco, la materia no cae directamente sobre la enana blanca al escapar de la estrella donante) es intermedio.

En las NRb el ritmo de acreción es más alto y no hay explosión sino una erupción generada por inestabilidades en el disco de acreción. El período orbital es del orden de varios días, la amplitud es incluso un poco menor, dado que en las novas recurrentes la enana blanca es muy masiva y luminosa, y esto último también es válido para la gigante roja, por lo que aún en estado de tranquilidad el brillo combinado es alto, a diferencia de la novas clásicas, donde ambas componentes presentan luminosidades menores.

Finalmente las ZAND que hoy nos ocupan se distinguen de las anteriores en que no hay eyección de masa en la interacción. Cuando hay erupciones se deben a inestabilidades en el disco pero en un grado menor que en las NRb. Los períodos orbitales están en el orden de los 100 días varios años, es decir, se trata de sistemas binarios más separados. Gran parte de la variabilidad suele estar relacionada al movimiento orbital y a la posición del disco de acreción que puede incluso estar eclipsando a las estrellas.

 

 

Una Mira simbiótica

R Aquarii no es la única mira en un sistema binario con una enana blanca, el prototipo, omicron Ceti, también comparte esta característica, pero dado que la separación con la compañera es muy grande (el período es de 400 años) no ha atravesado eventos importantes que no sean las pulsaciones de la gigante, por lo que no se la suele clasificar como simbiótica. El período de R Aqr es de 44 años por lo que tampoco es un sistema típico y es por ello que no presenta erupciones notables. La interacción en estos sistemas separados con una mira se da en gran parte gracias al fuerte viento estelar que se lleva materia de la gigante que se encuentra ya en su fase post-AGB.

Los eventos más interesantes no relacionados con la pulsación de 387 días que la lleva a variar generalmente entre magnitudes 6 y 11 tienen que ver con la caída de la amplitud de las pulsaciones que se registró alrededor de 1933 y 1977 y duró varios ciclos. Se cree que para estas épocas el disco de acreción se colocó por delante de la mira en el ciclo orbital ocultando gran parte de las variaciones. Del tamaño y brillo del disco al momento de la ocultación depende cuánto cambiará la amplitud observada.

R Aqr está situada a 800 años luz (es probablemente el sistema simbiótico más cercano) y se encuentra rodeada de una nebulosa que se cree se originó en sucesivas eyecciones de masa de la estrella misma, que pueden haber sucedido por interacciones en el pasado o por flashes de helio de la gigante. La masa de la mira (cuyo espectro es M7IIIe) es de aproximadamente 1,5 masas solares.

 

Observación

R Aqr es monitoreada por el sistema ASAS-3, pero quien lo desee puede observar a esta interesante variable utilizando las siguientes cartas:

· Buscadora
· Binoculares
· Telescopios

La curva de luz de los años recientes obtenida por ASAS puede verse en la siguinte dirección y se actualiza en forma constante: http://www.astrouw.edu.pl/cgi-asas/asas_lc/234350-1517.1. Al comenzar octubre la estrella se encuentra en V= 7,4 y bajando tras un máximo bastante débil (sólo V= 7,1)

Para saber más sobre técnicas de observación, pueden consultar el Manual de técnicas de observación.

Para saber más acerca de cómo estimar el brillo de una estrella variable, ir a:

http://astrosurf.com/astronosur/variables.htm

Comentarios sobre este artículo o variables en general: Sebastián Otero.

 

Referencias

Burgarella, D., Vogel, M., Paresce, F., 1992, A&A, 262, 83

Islses, J.E, 1994, Sky & Telesc., 88, 74-75.