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 del Observatorio de rayos X Chandra de la NASA y otros telescopios, Los astrónomos están adquiriendo una mejor comprensión de cuán volátil puede ser esta estrecha relación estelar.

R Acuario (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 Aqr no es una estrella, pero dos:un pequeño, densa enana blanca y un rojo frío, estrella gigante.

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 algunos pulsan con periodos entre 80 y 1, 000 días como la estrella Mira y sufren grandes cambios de brillo. Este subconjunto de gigantes rojas se llama "variables de Mira".

La gigante roja en R Aqr 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 brillante 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 aproximadamente 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.

De vez en cuando, 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 los registros coreanos de una estrella "invitada" en la posición de R Aqr en 1073 e información de los núcleos de hielo de la Antártida. 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 Aqr 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 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 esquina superior izquierda. Es probable que los rayos X hayan sido generados por ondas de choque, similar a los estallidos sónicos alrededor de aviones supersónicos, causado por el chorro que golpea el material circundante.

Como los astrónomos han hecho observaciones de R Aqr con Chandra a lo largo de los años, en 2000, 2003, y 2005, han visto cambios en este jet. Específicamente, manchas 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 más lenta que el material expulsado por la nova, los chorros encuentran poco material y no disminuyen mucho la velocidad. Por otra parte, la materia de la nova barre mucho más material y se ralentiza significativamente, explicando por qué los anillos no son mucho más grandes que los chorros.

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

En 2007, un equipo dirigido por Joy Nichols de CfA informó sobre la posible detección de un nuevo jet en R Aqr utilizando los datos de Chandra. This implies that another eruption occurred in the early 2000s. If these less powerful and poorly understood events repeat about every few decades, the next one is due within the next 10 years.

Some binary star systems containing white dwarfs have been observed to produce nova explosions at regular intervals. If R Aqr is one of these recurrent novas, and the spacing between the 1073 and 1773 events repeats itself, the next nova explosion should not occur again until the 2470s. During such an event the system may become several hundred times brighter, making it easily visible to the naked eye, and placing it among the several dozen brightest stars.

Close monitoring of this stellar couple will be important for trying to understand the nature of their volatile relationship.

Rodolfo ("Rudy") Montez of the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) in Cambridge, Masa, presented these results at the 230th meeting of the American Astronomical Society in Austin, TX. His co-authors are Margarita Karovska, Joy Nichols, and Vinay Kashyap, all from CfA.