RR Pictoris

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 Robert Watson, quien vivía en Beaufort West . ^{[ 3 ]} A las 05:50 AM del 25 de mayo de 1925, el Sr. Watson caminaba hacia su trabajo y notó una estrella que no reconoció en la línea de las estrellas α Crucis y β Carinae . Consultó su ejemplar del Atlas Estelar de Norton y se dio cuenta de que la estrella desconocida era una nova. Por fortuna, el Sr. Watson trabajaba como telegrafista y rápidamente envió un telegrama describiendo su descubrimiento al Real Observatorio de Ciudad del Cabo. Este rápido informe del evento permitió a los observatorios del hemisferio sur obtener espectros de la nova antes de que alcanzara su brillo máximo. ^{[ 4 ] [ 5 ]}

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 el 9 de junio de 1925. Disminuyó su brillo hasta la magnitud 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 tenía una magnitud de 12,5. ^{[ 6 ]} RR Pictoris se clasifica como una nova lenta ^{[ 7 ]} y su curva de luz presenta superjorobas positivas , es decir, superjorobas con un período unos pocos por ciento (8,6% en este caso) más largo que el período orbital del sistema estelar. ^{[ 8 ]}

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

Las novas son sistemas binarios cercanos compuestos por una enana blanca y una estrella secundaria tan próxima que llena 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 intensamente. Las dos estrellas de RR Pictoris orbitan una alrededor de la otra cada 3,48 horas. Los cálculos de la velocidad sugieren que la estrella secundaria no es lo suficientemente densa como para que su tamaño la mantenga en la secuencia principal , por lo que debe haber comenzado a expandirse y enfriarse ya que su núcleo ha agotado su combustible de hidrógeno. ^{[ 9 ]}

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 unos 70 años. ^{[ 10 ]}

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. ^{[ 11 ] [ 12 ]}

• "Una nueva estrella podría contener la clave del enigma solar", Milwaukee Sentinel , 1 de febrero de 1944, Edición final, página 1.