In de biologie, "symbiose" verwijst naar twee organismen die dicht bij elkaar leven en met elkaar in wisselwerking staan. Astronomen hebben lang een klasse van sterren bestudeerd - symbiotische sterren genoemd - die op een vergelijkbare manier naast elkaar bestaan. Met behulp van gegevens van NASA's Chandra X-ray Observatory en andere telescopen, astronomen beginnen steeds beter te begrijpen hoe vluchtig deze nauwe relatie tussen sterren kan zijn.

R Aquarii (R Aqr, in het kort) is een van de bekendste van de symbiotische sterren. Gelegen op een afstand van ongeveer 710 lichtjaar van de aarde, de veranderingen in helderheid werden bijna duizend jaar geleden voor het eerst met het blote oog opgemerkt. Vanaf dat moment, astronomen hebben dit object bestudeerd en vastgesteld dat R Aqr niet één ster is, maar twee:een kleine, dichte witte dwerg en een koel rood, gigantische ster.

De rode reuzenster heeft zijn eigen interessante eigenschappen. In miljarden jaren, onze zon zal in een rode reus veranderen zodra hij de waterstofkernbrandstof in zijn kern heeft uitgeput en begint uit te zetten en af ​​te koelen. De meeste rode reuzen zijn kalm en kalm, maar sommige pulseren met perioden tussen 80 en 1, 000 dagen zoals de ster Mira en ondergaan grote veranderingen in helderheid. Deze subset van rode reuzen wordt 'Mira-variabelen' genoemd.

De rode reus in R Aqr is een Mira-variabele en ondergaat gestage veranderingen in helderheid met een factor 250 terwijl deze pulseert, in tegenstelling tot zijn witte dwergmetgezel die niet pulseert. Er zijn nog andere opvallende verschillen tussen de twee sterren. De witte dwerg is ongeveer tienduizend keer helderder dan de rode reus. De witte dwerg heeft een oppervlaktetemperatuur van ongeveer 20, 000 K terwijl de Mira-variabele een temperatuur heeft van ongeveer 3, 000 K. Bovendien, de witte dwerg is iets minder massief dan zijn metgezel, maar omdat hij veel compacter is, zijn zwaartekrachtsveld is sterker. De zwaartekracht van de witte dwerg trekt de afwerpende buitenste lagen van de Mira-variabele weg naar de witte dwerg en op zijn oppervlak.

Zo nu en dan, genoeg materiaal zal zich ophopen op het oppervlak van de witte dwerg om thermonucleaire fusie van waterstof teweeg te brengen. Het vrijkomen van energie uit dit proces kan een nova produceren, een asymmetrische explosie die de buitenste lagen van de ster afblaast met snelheden van tien miljoen mijl per uur of meer, energie en materiaal de ruimte in te pompen. Een buitenste ring van materiaal geeft aanwijzingen voor deze geschiedenis van uitbarstingen. Wetenschappers denken dat een nova-explosie in het jaar 1073 deze ring heeft voortgebracht. Het bewijs voor deze explosie komt van optische telescoopgegevens, uit Koreaanse records van een "gast" ster op de positie van R Aqr in 1073 en informatie van Antarctische ijskernen. Een binnenring is ontstaan ​​door een uitbarsting in het begin van de jaren 1770. Optische gegevens (rood) in een nieuwe samengestelde afbeelding van R Aqr tonen de binnenring. De buitenring is ongeveer twee keer zo breed als de binnenring, maar is te zwak om op deze afbeelding zichtbaar te zijn.

Sinds kort na de lancering van Chandra in 1999, astronomen begonnen de röntgentelescoop te gebruiken om het gedrag van R Aqr te volgen, waardoor ze een beter begrip hebben van het gedrag van R Aqr in meer recente jaren. Chandra-gegevens (blauw) in deze composiet onthullen een straal van röntgenstraling die zich linksboven uitstrekt. De röntgenstralen zijn waarschijnlijk gegenereerd door schokgolven, vergelijkbaar met sonische knallen rond supersonische vliegtuigen, veroorzaakt door de straal die omringend materiaal raakt.

Aangezien astronomen in de loop der jaren met Chandra waarnemingen hebben gedaan van R Aqr, in 2000, 2003, en 2005, ze hebben veranderingen gezien in deze jet. specifiek, klodders röntgenstraling bewegen zich van het stellaire paar af met snelheden van ongeveer 1,4 miljoen en 1,9 miljoen mijl per uur. Ondanks dat het met een lagere snelheid reist dan het materiaal dat door de nova wordt uitgestoten, de jets komen weinig materiaal tegen en vertragen niet veel. Anderzijds, materie van de nova veegt veel meer materiaal op en vertraagt ​​aanzienlijk, verklaren waarom de ringen niet veel groter zijn dan de jets.

Met behulp van de afstanden van de blobs van het binaire bestand, en ervan uitgaande dat de snelheden constant zijn gebleven, een team van wetenschappers van het Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) in Cambridge, Massa, schatte dat uitbarstingen in de jaren vijftig en tachtig de klodders produceerden. These eruptions were less energetic and not as bright as the nova explosion in 1073.

In 2007 a team led by Joy Nichols from CfA reported the possible detection of a new jet in R Aqr using the Chandra data. 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, Mass, 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.