RR Pictoris , también conocido como Nova Pictoris 1925 , es un cataclísmico sistema estelar variable que estalló como una nova que se iluminó en la constelación de Pictor en 1925. Fue descubierto por el astrónomo aficionado sudafricano R. Watson que vivía en Beaufort West . A las 05:50 am del 25 de mayo de 1925, el Sr. Watson se dirigía al trabajo y notó una estrella que no reconoció en la línea de las estrellas α Crucis y β Carinae . Consultó su copia del Atlas de estrellas de Norton., y se dio cuenta de que la estrella desconocida era una nova. Afortunadamente, Watson fue empleado 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]
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS ) | |
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Constelación | Pictor |
Ascensión recta | 06 h 35 m 36.063 s [1] |
Declinación | −62 ° 38 ′ 22,29 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 1.2 Máx. 12,5 min. |
Astrometria | |
Distancia | 1,670+26 −26 Ly (511+8 −8 [2] pc ) |
Caracteristicas | |
Tipo variable | Nova clásica |
Otras designaciones | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
En el momento de su descubrimiento, RR Pictoris tenía una magnitud aparente de 2,3. Continuó iluminando a una magnitud de 1,2, que alcanzó el 9 de junio de 1925. Se atenuó a una magnitud de 4 el 4 de julio, pero volvió a iluminarse a 1,9 el 9 de agosto. Seis meses después de su brillo máximo, RR Pictoris se desvaneció para ser invisible a simple vista, y tenía una magnitud de 12,5 en 1975. [5] RR Pictoris se clasifica como una nova lenta [6] y su curva de luz exhibe superhumps positivos , es decir, superhumps con un período un pequeño porcentaje (8,6% en este caso) más largo que el período orbital del sistema estelar. [7]
Las mediciones realizadas por la nave espacial Gaia muestran que el sistema RR Pictoris está 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 está tan cerca que está 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 se ilumina enormemente. Las dos estrellas de RR Pictoris se orbitan entre sí cada 3,48 horas. Los cálculos de la velocidad sugieren que la estrella secundaria no es lo suficientemente densa para que su tamaño todavía 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 (<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
- ^ a b "Imagen RR" . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Strasbourg . Consultado el 5 de diciembre de 2020 .
- ^ a b Schaefer, Bradley E. (20 de septiembre de 2018). "Las distancias a Novae vistas por Gaia" (PDF) . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 481 (3): 3033–3051. arXiv : 1809.00180 . doi : 10.1093 / mnras / sty2388 . Consultado el 4 de diciembre de 2020 .
- ^ Vandenbos, WH (1947). "Nova Pictoris 1925" . Notas mensuales de la Sociedad Astronómica de Sudáfrica . 6 : 2-4 . Consultado el 5 de diciembre de 2020 .
- ^ Barritt, Leon (febrero de 1926). "Nova Pictoris, 1925". El mapa del cielo nocturno mensual . XXI : 1.
- ^ Burnham, Robert (2013) [1977]. Manual celestial de Burnham, volumen tres: una 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.
- ^ "RR Pictoris" . aavso.org . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Consultado el 5 de diciembre de 2020 .
- ^ Fuentes-Morales, I .; Vogt, N .; Tappert, C .; Schmidtobreick, L .; Hambsch, FJ; Vuckovic, M. (febrero de 2018). "Variaciones fotométricas a largo plazo y ocurrencia de superhump en el clásico Nova RR Pictoris" (PDF) . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 474 (2): 2493–2501. doi : 10.1093 / mnras / stx2838 . Consultado el 5 de diciembre de 2020 .
- ^ Ribeiro, Fabíola MA; Díaz, Marcos P. (2006). "Un estudio tomográfico de la clásica Nova 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 .
- ^ Vogt, N .; Schreiber, MR; Hambsch, FJ; Retamales, G .; Tappert, C .; Schmidtobreick, L .; Fuentes-Morales, I. (enero de 2017). "Las efemérides orbitales del clásico Nova RR Pictoris: ¿presencia de un tercer cuerpo?" (PDF) . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 129 (971). arXiv : 1609.05274 . doi : 10.1088 / 1538-3873 / 129/971/014201 . Consultado el 5 de diciembre de 2020 .
- ^ Williams, RE; Gallagher, JS (marzo de 1979). "Espectrofotometría de filamentos que rodean nova RR Pictoris 1925" . El diario astrofísico . 228 : 482–490. doi : 10.1086 / 156869 . Consultado el 5 de diciembre de 2020 .
- ^ Duerbeck, HW (diciembre de 1987). "Las grandes conchas de nova intratables" . El mensajero . 80 : 8-11. doi : 10.1086 / 156869 . Consultado el 5 de diciembre de 2020 .
enlaces externos
- "La nueva estrella puede dar pistas sobre el rompecabezas solar", Milwaukee Sentinel , 1 de febrero de 1944, edición final, página 1