RW Aurigae es un sistema binario joven en la constelación de Auriga sobreA 530 años luz de distancia, perteneciente a la asociación Tauro-Auriga de la Nube Molecular Tauro . RW Aurigae B fue descubierto en 1944. [7]
Las dos estrellas del sistema RW Aurigae están separadas por1.448 ″ , equivalente a237 AU a la distancia de RW Aurigae. La primaria es una estrella anterior a la secuencia principal con una masa de 1,4 M ☉ , mientras que la secundaria tiene una masa de 0,9 M ☉ . Estos están unidos libremente, [9] y su trayectoria orbital es casi parabólica, [10] con un período orbital de 1000-1500 años, como lo demuestra la estructura de los chorros de polvo expulsados. La órbita del sistema estelar es retrógrada en comparación con la dirección de rotación del disco que orbita alrededor de la estrella principal. [7] También se sospecha que RW Aurigae A es un binario cercano desde 1999. [11]
Ambos miembros del binario son objetos de masa media que aún se contraen hacia la secuencia principal y acumulan masa, RW Aurigae A a razón de 0,1 M ☉ /Myr, [10] y RW Aurigae B a razón de 0,005 M ☉ /Myr. [9] Sus edades son iguales a 3 ± 1 millón de años. [9]
El binario está rodeado por una estructura de acreción compleja, que contiene un caparazón circumbinario, brazos espirales, arcos de choque y discos protoplanetarios. La estrella principal está produciendo chorros bipolares complejos que se extienden hasta 46 000 UA de la estrella. [7] El disco protoplanetario de RW Aurigae A está inclinado con respecto a la línea de visión entre 45 y 60 grados. [12] No se sabe si la formación planetaria en el disco ha sido detenida por el encuentro estelar o acelerada, ya que se detectó una amplia gama de tamaños de escombros, consistentes tanto con una cascada de colisión como con una formación planetesimal en curso. [13]
RW Aurigae A varía en brillo. Es una variable T Tauri , y un prototipo para la clase epónima de una variable RW Aurigae , [ cita requerida ] exhibiendo caídas irregulares en su curva de luz debido a la geometría rápidamente cambiante del disco protoplanetario, perturbado por el paso del periastro de RW Aurigae B. [10] Un paso anterior del periastro ocurrió hace unos 400 años. [9] Las caídas de brillo de larga duración en 2010-2011 y 2014-2016 han reducido el brillo de la estrella a una magnitud de 12,5, [12] antes de recuperarse a una magnitud visual de 10,5-11,0 en agosto de 2016. [14]
La estrella compañera es en sí misma una variable del tipo UX Orionis , que exhibe tanto variaciones caóticas de brillo como breves caídas de brillo (menos de un día) debido a la acumulación continua y la falta de homogeneidad del disco protoplanetario. [9]