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RR Pictoris


La curva de luz de RR Pictoris a partir de datos de AAVSO .
La primera parte de la curva de luz de RR Pictoris, que muestra los tres picos de brillo que se observaron poco después del descubrimiento de la nova. Representación gráfica a partir de datos de AAVSO.

RR Pictoris , también conocida como Nova Pictoris 1925 , es un sistema estelar variable cataclísmico que estalló como una nova que se iluminó en la constelación de Pictor en 1925. Fue descubierta por el astrónomo aficionado sudafricano R. Watson, que vivía en Beaufort West . A las 05:50 AM del 25 de mayo de 1925, Watson se dirigía al trabajo y notó una estrella que no reconoció en línea con las estrellas α Crucis y β Carinae . Consultó su copia del Atlas estelar de Norton y se dio cuenta de que la estrella desconocida era una nova. Afortunadamente, Watson trabajaba como operador de telégrafo y rápidamente envió un telegrama describiendo su descubrimiento al Observatorio Real de Ciudad del Cabo. Este rápido informe del evento permitió a los observatorios del sur obtener espectros de la nova antes de que alcanzara el brillo máximo. [3] [4]

En el momento de su descubrimiento, RR Pictoris tenía una magnitud aparente de 2,3. Continuó aumentando su brillo hasta alcanzar una magnitud de 1,2, que alcanzó el 9 de junio de 1925. Se atenuó hasta una magnitud de 4 el 4 de julio, pero volvió a brillar hasta 1,9 el 9 de agosto. Seis meses después de su brillo máximo, RR Pictoris se desvaneció hasta volverse invisible a simple vista, y en 1975 alcanzó una magnitud de 12,5. [5] RR Pictoris está clasificada como una nova lenta [6] y su curva de luz presenta superjorobas positivas , es decir, superjorobas con un período un porcentaje un poco mayor (8,6 % en este caso) que el período orbital del sistema estelar. [7]

Las mediciones realizadas por la nave espacial Gaia muestran que el sistema RR Pictoris se encuentra a unos 510 parsecs (1670 años luz) de la Tierra. [2]

Las novas son sistemas binarios cercanos compuestos por una enana blanca y una estrella secundaria que están tan cerca que están llenando su lóbulo de Roche con material estelar, que luego se transfiere al disco de acreción de la primera estrella . Una vez que este material alcanza una masa crítica, se enciende y el sistema brilla enormemente. Las dos estrellas de RR Pictoris orbitan entre sí cada 3,48 horas. Los cálculos de la velocidad sugieren que la estrella secundaria no es lo suficientemente densa como para que su tamaño aún esté en la secuencia principal , por lo que ella misma debe haber comenzado a expandirse y enfriarse ya que su núcleo se ha quedado sin combustible de hidrógeno. [8]

Pequeñas variaciones en el período orbital observado sugieren que el sistema RR Pictoris puede incluir una tercera estrella de baja masa (0,25 M ⊙ ) que orbita el par binario cercano con un período de aproximadamente 70 años. [9]

Una pequeña nebulosa filamentosa (de menos de 30 segundos de arco) rodea la nova, y las comparaciones de imágenes tomadas con varios años de diferencia han permitido medir su tasa de expansión. [10] [11]

Referencias

  1. ^ ab "Foto RR". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 5 de diciembre de 2020 .
  2. ^ ab Schaefer, Bradley E. (20 de septiembre de 2018). "Las distancias a las novas vistas por Gaia". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 481 (3): 3033–3051. arXiv : 1809.00180 . Bibcode :2018MNRAS.481.3033S. doi : 10.1093/mnras/sty2388 .
  3. ^ Vandenbos, WH (1947). «Nova Pictoris 1925». Notas mensuales de la Sociedad Astronómica de Sudáfrica . 6 : 2–4. Código Bibliográfico :1947MNSSA...6....2V . Consultado el 5 de diciembre de 2020 .
  4. ^ Barritt, Leon (febrero de 1926). "Nova Pictoris, 1925". Mapa mensual del cielo vespertino . XXI : 1.
  5. ^ Burnham, Robert (2013) [1977]. Manual celestial de Burnham, volumen tres: guía para el observador del universo más allá del sistema solar. Nueva York, Nueva York: Courier Dover Publications. págs. 1460–62. ISBN 978-0-486-31803-5.
  6. ^ "RR Pictoris". aavso.org . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Consultado el 5 de diciembre de 2020 .
  7. ^ Fuentes-Morales, I.; Vogt, N.; Tappert, C.; Schmidtobreick, L.; Hambsch, FJ; Vuckovic, M. (febrero de 2018). "Variaciones fotométricas a largo plazo y ocurrencia de superjorobas en la nova clásica RR Pictoris". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 474 (2): 2493–2501. arXiv : 1710.06543 . doi : 10.1093/mnras/stx2838 .
  8. ^ Ribeiro, Fabíola MA; Diaz, Marcos P. (2006). "Un estudio tomográfico de la nova clásica RR Pictoris". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 118 (839): 84–93. arXiv : astro-ph/0510042 . Código Bibliográfico :2006PASP..118...84R. doi :10.1086/498458. JSTOR  498458. S2CID  18244357.
  9. ^ Vogt, N.; Schreiber, MR; Hambsch, FJ; Retamales, G.; Tappert, C.; Schmidtobreick, L.; Fuentes-Morales, I. (enero de 2017). "Las efemérides orbitales de la nova clásica RR Pictoris: ¿presencia de un tercer cuerpo?". Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 129 (971): 014201. arXiv : 1609.05274 . Bibcode :2017PASP..129a4201V. doi :10.1088/1538-3873/129/971/014201. S2CID  119183582.
  10. ^ Williams, RE; Gallagher, JS (marzo de 1979). "Espectrofotometría de filamentos que rodean la nova RR Pictoris 1925". The Astrophysical Journal . 228 : 482–490. Código Bibliográfico :1979ApJ...228..482W. doi : 10.1086/156869 . Consultado el 5 de diciembre de 2020 .
  11. ^ Duerbeck, HW (diciembre de 1987). "The large intratable nova shells". The Messenger . 80 : 8–11. Código Bibliográfico :1979ApJ...228..482W. doi : 10.1086/156869 . Consultado el 5 de diciembre de 2020 .

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