Estrela simbiótica
R Aquarii
Uma gigante vermelha e uma anã branca dividem a mesma órbita na constelação de Aquário e produzem uma das nebulosas mais retorcidas do céu.
Crédito NASA, ESA, M. Stute, M. Karovska, D. de Martin & M. Zamani (ESA/Hubble) ESA/Hubble CC BY 4.0
- Tipo
- Estrela simbióticaSIMBAD: Sy*
- Distância
- 1.000 anos-luzpublicadores declaram de 650 a 1.044 anos-luz; aqui vale o comunicado de 2024
- Constelação
- AquárioAqr
- Observado por
- Hubble Space Telescope, Very Large Telescope
- Imagem publicada
- outubro de 2024
- Original do acervo
- 3.067 × 2.332 px7 megapixels
R Aquarii é um sistema estelar duplo na constelação de Aquário, a cerca de 1.000 anos-luz da Terra segundo a distância declarada pelo publicador das imagens. No SIMBAD ela aparece como V* R Aqr, com o código Sy*, que designa estrelas simbióticas. O nome vem da biologia e descreve bem a situação: duas estrelas muito diferentes vivendo juntas, com uma se alimentando da outra.
De um lado há uma gigante vermelha pulsante, do tipo Mira, que incha e murcha em ciclos de pouco mais de um ano e varia bastante de brilho ao longo desse período. Ela é grande, fria e perde matéria continuamente num vento lento. Do outro lado há uma anã branca, o caroço denso e quente que sobra quando uma estrela de massa moderada termina a vida. A anã branca é pequena, mas tem gravidade suficiente para capturar parte do material que a gigante deixa escapar.
É desse arranjo que sai o espetáculo. O gás capturado se acumula em torno da anã branca, aquece, e periodicamente produz erupções que lançam material a alta velocidade. O resultado, ao longo dos séculos, é uma nebulosa cheia de arcos, laços e jatos, com uma geometria retorcida que não se parece com a de nenhuma nebulosa produzida por uma estrela sozinha. O período orbital do par é de cerca de 44 anos.
O que é uma estrela simbiótica?
Uma estrela simbiótica é, na verdade, um par. A definição observacional nasceu do espectro: astrônomos encontravam objetos cujo espectro mostrava, ao mesmo tempo, as bandas moleculares típicas de uma estrela fria e as linhas de emissão típicas de gás muito quente. Duas assinaturas incompatíveis numa estrela só. A explicação é que não se trata de uma estrela só.
O par padrão combina uma gigante vermelha, responsável pelas bandas frias, com um objeto compacto e quente, geralmente uma anã branca, responsável pelas linhas de emissão. Entre os dois circula gás: a gigante perde matéria em vento lento, e parte desse material cai na direção da companheira, formando um disco de acúmulo. O disco esquenta por atrito e emite radiação energética, que ioniza o gás em volta e produz as linhas de emissão observadas.
R Aquarii é um dos exemplos mais próximos e mais estudados dessa classe. Estar a cerca de 1.000 anos-luz faz diferença prática: permite resolver a nebulosa em detalhe e, com instrumentos de alta resolução, chegar até a região de interação entre as duas estrelas. A maior parte dos sistemas simbióticos conhecidos está longe demais para esse tipo de exame.
De onde vêm os jatos e o gás retorcido?
A nebulosa em volta de R Aquarii tem uma forma que chama atenção: em vez de uma casca redonda, ela exibe laços cruzados, filamentos curvos e feixes estreitos saindo do centro em direções opostas. Nenhuma dessas estruturas seria produzida por uma estrela isolada perdendo massa, porque uma estrela isolada empurra material para todos os lados de forma parecida.
O motor é o disco de acúmulo em torno da anã branca. Material que espirala para dentro de um disco desses libera muita energia, e parte dele acaba sendo relançada perpendicularmente ao disco, em jatos estreitos. Esse mecanismo aparece em escalas muito diferentes no universo, de estrelas em formação a buracos negros supermassivos, e sempre envolve a mesma combinação de rotação, disco e campo magnético.
A torção entra por causa da órbita. Enquanto o jato é lançado, a estrela que o lança está girando em torno da companheira, com período de cerca de 44 anos. O feixe, que sairia reto se a fonte estivesse parada, é arrastado lateralmente e desenha um traçado curvo. Somando erupções sucessivas ao longo de séculos, o resultado é a coleção de arcos e laços que aparece nas imagens.
Por que a imagem do Hubble usa quatro filtros estreitos?
A imagem do Hubble de 2024 foi feita com a câmera WFC3 usando quatro filtros bem específicos: 502 nanômetros para o oxigênio duplamente ionizado, 631 nanômetros para o oxigênio neutro, 656 nanômetros para a linha H-alfa do hidrogênio e 658 nanômetros para o nitrogênio ionizado. Repare que os dois últimos estão separados por apenas dois nanômetros, e ainda assim recebem cores distintas na composição final.
Essa escolha não é estética, é diagnóstica. Cada linha de emissão é produzida em condições diferentes de temperatura, densidade e grau de ionização. O oxigênio duplamente ionizado exige fótons bem energéticos e marca as regiões próximas da fonte quente. O nitrogênio ionizado costuma se destacar em zonas de choque, onde gás em alta velocidade colide com material mais lento. O oxigênio neutro aparece justamente onde a ionização ainda não chegou.
Combinar essas quatro linhas transforma a imagem num mapa de processos físicos. Onde predomina uma cor, predomina um mecanismo. Quem sabe ler o esquema consegue separar, no mesmo quadro, a parte do gás que está sendo iluminada pela anã branca da parte que está sendo atropelada por um jato. Nenhuma dessas cores corresponde ao que um olho humano veria.
O que muda entre o SPHERE e o FORS2?
O acervo traz duas imagens do ESO divulgadas com dois dias de diferença, em dezembro de 2018, que mostram o mesmo objeto em escalas radicalmente distintas. A do instrumento SPHERE cobre um campo de 0,1 por 0,1 minuto de arco. A do instrumento FORS2 cobre 6 por 3,7 minutos de arco. A segunda é cerca de sessenta vezes mais larga que a primeira.
O SPHERE foi projetado para altíssimo contraste e alta resolução angular, com óptica adaptativa que corrige em tempo real a distorção causada pela atmosfera. Nesse campo minúsculo, o alvo é a região de interação entre as duas estrelas, o coração do sistema. O filtro declarado é único, centrado em 644,9 nanômetros, na região do H-alfa.
O FORS2 faz o oposto: registra o conjunto todo, com três filtros que cobrem oxigênio ionizado em 372,7 nanômetros, oxigênio duplamente ionizado em 500,7 e hidrogênio em 656,3. É a imagem que mostra a nebulosa inteira, com os laços externos que se estendem muito além da zona que o SPHERE examina. As duas juntas ensinam algo básico e frequentemente esquecido: em astronomia, não existe a imagem certa de um objeto, existe a imagem adequada à pergunta.
R Aquarii muda de brilho ao longo do tempo?
Muda, e por mais de um motivo ao mesmo tempo, o que torna a curva de brilho dela complicada de interpretar. O primeiro motivo é a própria gigante vermelha, que é uma variável do tipo Mira. Estrelas Mira pulsam, inchando e murchando em ciclos de meses a pouco mais de um ano, e a variação de brilho ao longo de um ciclo é grande, facilmente perceptível em observação amadora com instrumento modesto.
O segundo motivo é a órbita. Num sistema simbiótico próximo, material denso circula entre as duas estrelas, e ao longo do ciclo orbital de cerca de 44 anos esse material pode se interpor na linha de visada, obscurecendo parte da luz. Efeitos desse tipo produzem quedas de brilho prolongadas que não têm nada a ver com o ritmo da pulsação.
O terceiro motivo são os episódios de erupção associados ao acúmulo de matéria na anã branca. Eles não seguem calendário fixo e alteram tanto o brilho quanto o espectro. A soma dos três efeitos explica por que R Aquarii tem histórico de observação longo e por que sistemas simbióticos costumam ser alvos de campanhas de monitoramento que atravessam décadas.
Os números deste objeto
| Distância | 1.000 anos-luzdeclarada pelo publicador das imagens |
|---|---|
| Constelação | Aquário (Aqr) |
| Identificação principal | V* R AqrSIMBAD |
| Classificação | Sy*, estrela simbióticaSIMBAD |
| Período orbital | cerca de 44 anos |
| Desvio para o vermelho | z = -0,00007, sinal negativo indica aproximação |
| Coordenadas J2000 | AR 355,9561 graus, Dec -15,2845 graus |
| Imagens no acervo | 3 |
O que reparar nesta imagem
- Os laços cruzados da nebulosaOs arcos que se cruzam não são camadas de uma casca esférica vista de lado. São feixes lançados em épocas diferentes e curvados pelo movimento orbital do sistema.
- O feixe estreito saindo do centroO jato fino que parte da região central é material relançado pelo disco em torno da anã branca. Ele aponta na direção perpendicular ao disco, não na direção da gigante vermelha.
- As cores que separam mecanismosNa imagem do Hubble, regiões dominadas pelo nitrogênio ionizado costumam marcar zonas de choque, e as dominadas pelo oxigênio duplamente ionizado marcam gás iluminado pela fonte quente.
- A diferença de escala entre as imagensCompare o campo de 0,1 minuto de arco do SPHERE com os 6 por 3,7 minutos do FORS2. O primeiro mostra o motor do sistema, o segundo mostra o resultado acumulado ao longo de séculos.
Por que esta imagem tem essas cores
Todos os filtros registraram luz visível, mas as cores foram redistribuídas no processamento para separar melhor o que a imagem mostra. O resultado é próximo do real, e não idêntico.
ultravioletainfravermelho e ondas de rádio
- Cianoluz visível · WFC3 · OIII502 nmolho enxerga
- Azulluz visível · WFC3 · O I631 nmolho enxerga
- Verdeluz visível · WFC3 · H-alpha656 nmolho enxerga
- Vermelholuz visível · WFC3 · N II658 nmolho enxerga
Estes dados vêm do metadado publicado pelo próprio ESA/Hubble junto com a imagem, filtro por filtro. Nada aqui é estimativa nossa.
Que tamanho é isso, de verdade
Cerca de 15 recortes como este caberiam lado a lado dentro da Lua cheia. O recorte fotografado mede 2,0 minutos de arco de largura no céu, e a Lua cheia mede cerca de 31 minutos de arco.
A luz desta imagem levou 1.000 anos para chegar até o telescópio. Você não está vendo o objeto como ele é hoje, e sim como ele era por volta da chegada das primeiras naus portuguesas ao litoral brasileiro.
Dá para ver isso daqui?
Agora este objeto está abaixo do horizonte de São Paulo, SP. Ele volta a subir mais tarde, e alcança no máximo 82° de altura daqui.
Deste lugar, o ponto mais alto que ele alcança no céu é 82 graus acima do horizonte.
Este objeto não é visível a olho nu. A imagem existe porque um telescópio acumulou luz por muito tempo, com instrumentos que enxergam faixas que o olho humano não alcança.
Quanto já se olhou para aqui
- 341registros do Hubble
- 9registros do James Webb
- 10registros do GALEX
Contagem de observações arquivadas no Mikulski Archive for Space Telescopes, o repositório público operado pelo Space Telescope Science Institute, para uma busca num raio de 1,2 minutos de arco em torno da coordenada deste objeto. Um registro é um produto de observação, e não uma noite de telescópio nem uma fotografia: uma única campanha científica costuma render dezenas deles. O número serve para comparar a atenção que cada objeto recebeu, não para contar fotos.
O que ainda não se sabe
A geometria tridimensional da nebulosa de R Aquarii ainda não foi reconstruída de forma consensual, e há divergência sobre quantos episódios de ejeção produziram os laços visíveis e quando cada um aconteceu. A natureza exata das erupções também segue em discussão, incluindo quanta massa a anã branca de fato retém depois de cada evento. Essa última pergunta tem peso além do caso individual: sistemas simbióticos aparecem em cenários propostos para explicar certos tipos de explosão termonuclear, e saber se a anã branca acumula ou perde massa no saldo é justamente o ponto que não está resolvido.
Divulgação que só conta o que já está resolvido dá a impressão errada de que a astronomia acabou. Ela não acabou, e este bloco existe para separar o que está estabelecido do que continua em disputa entre pesquisadores.
Uma coisa que quase ninguém sabe
Os dois filtros mais próximos usados na imagem do Hubble de 2024 estão separados por apenas dois nanômetros, em 656 e 658. Um corresponde ao hidrogênio e o outro ao nitrogênio ionizado, e a diferença minúscula de comprimento de onda basta para separar, no mesmo quadro, gás iluminado de gás atropelado por choque.
Outras imagens deste objeto
Crédito NASA and ESA ESA/Hubble CC BY 4.0
Crédito Dana Berry (STScI) ESA/Hubble CC BY 4.0
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Créditos das imagens desta página
Todas as imagens deste acervo são publicadas sob licença Creative Commons Attribution 4.0 pelos observatórios que as produziram, e o crédito exigido por cada uma vem abaixo, na íntegra.
- Nebulosa Hélix, o Olho de Deus
Crédito NASA, NOAO, ESA, the Hubble Helix Nebula Team, M. Meixner (STScI), and T.A. Rector (NRAO). ESA/Hubble CC BY 4.0
- Eta Carinae
Crédito NASA, ESA, N. Smith (University of Arizona, Tucson), and J. Morse (BoldlyGo Institute, New York) ESA/Hubble CC BY 4.0
- Betelgeuse
Crédito ESO/Digitized Sky Survey 2. Acknowledgment: Davide De Martin. ESA/Hubble CC BY 4.0
- Fomalhaut
Crédito NASA, ESA, P. Kalas (UC Berkeley), J. DePasquale (STScI) ESA/Hubble CC BY 4.0
- Beta Pictoris
Crédito NASA, ESA, D. Golimowski (Johns Hopkins University), D. Ardila (IPAC), J. Krist (JPL), M. Clampin (GSFC), H. Ford (JHU), and G. Illingworth (UCO/Lick) and the ACS Science Team ESA/Hubble CC BY 4.0
- V838 Monocerotis
Crédito NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (AURA/STScI) ESA/Hubble CC BY 4.0
- AG Carinae
Crédito ESA/Hubble and NASA, A. Nota, C. Britt ESA/Hubble CC BY 4.0
Perguntas frequentes
- O que é R Aquarii?
- R Aquarii é um sistema duplo na constelação de Aquário, a cerca de 1.000 anos-luz da Terra segundo a distância declarada pelo publicador das imagens. Ele combina uma gigante vermelha pulsante do tipo Mira com uma anã branca, e por isso é classificado no SIMBAD como estrela simbiótica, código Sy*. A anã branca captura material perdido pela gigante, acumula esse gás num disco e produz erupções e jatos que, ao longo dos séculos, esculpiram a nebulosa retorcida em volta do par. O período orbital é de cerca de 44 anos.
- O que é uma estrela simbiótica?
- Uma estrela simbiótica é um par de estrelas muito diferentes trocando matéria. A definição nasceu do espectro: certos objetos mostravam ao mesmo tempo bandas moleculares típicas de estrela fria e linhas de emissão típicas de gás muito quente, combinação impossível numa estrela só. A explicação é que existe uma gigante vermelha, responsável pelo lado frio, e um objeto compacto e quente, em geral uma anã branca, que captura o material perdido pela gigante e o aquece num disco de acúmulo.
- Por que a nebulosa de R Aquarii tem essa forma torcida?
- Porque a fonte dos jatos está em órbita. O disco de matéria em torno da anã branca lança feixes estreitos de gás em direções opostas, e enquanto isso acontece a estrela que os lança está girando em torno da companheira, com período de cerca de 44 anos. Um jato que sairia reto se a fonte estivesse parada é arrastado lateralmente e desenha um traçado curvo. Somando erupções sucessivas ao longo de séculos, o resultado é a coleção de arcos e laços cruzados que aparece nas imagens.
- Por que existem imagens de R Aquarii com campos tão diferentes?
- Porque cada instrumento responde a uma pergunta diferente. A imagem do SPHERE cobre 0,1 por 0,1 minuto de arco e foi feita com óptica adaptativa de alto contraste para examinar a região de interação entre as duas estrelas, o motor do sistema. A do FORS2 cobre 6 por 3,7 minutos de arco e mostra a nebulosa inteira, com os laços externos acumulados ao longo de séculos. Não existe a imagem certa de um objeto astronômico, existe a escala adequada ao que se quer medir.
- Dá para observar R Aquarii com telescópio amador?
- A estrela, sim. Por ser uma variável do tipo Mira, R Aquarii varia bastante de brilho em ciclos de pouco mais de um ano, e nos máximos fica acessível a instrumentos modestos e até a binóculos, dependendo do ciclo. A nebulosa em volta é outra história: exige exposição longa, filtros de banda estreita e céu escuro, e mesmo assim não entrega a estrutura de jatos que aparece nas imagens de telescópios profissionais. A constelação de Aquário é favorável para observadores brasileiros.
- A anã branca de R Aquarii pode explodir?
- Erupções recorrentes ligadas ao acúmulo de matéria fazem parte do comportamento normal do sistema, e não são explosões terminais. A pergunta que segue aberta é outra: se a anã branca retém ou não massa no saldo de cada episódio. Sistemas simbióticos aparecem em cenários propostos para explicar certos tipos de explosão termonuclear de anãs brancas, mas no caso específico de R Aquarii não existe medida conclusiva sobre esse balanço de massa, e portanto nenhuma previsão pode ser feita.
Fontes oficiais
- ESA/Hubble: Condições de uso das imagens do Hubble: licença Creative Commons Attribution 4.0, que permite uso comercial desde que o crédito completo apareça visível e com link ativo.
- ESA/Webb: Mesmas condições para as imagens do James Webb, com o crédito exigido informado imagem por imagem no metadado.
- ESO, Observatório Europeu do Sul: Condições de uso das imagens dos telescópios do ESO no Chile, também sob Creative Commons Attribution 4.0.
- SIMBAD, Centro de Dados Astronômicos de Estrasburgo: Identificação canônica de cada objeto, tipo, coordenadas equatoriais e tamanho aparente. Base operada pelo Observatório Astronômico de Estrasburgo, França.
- Fronteiras das constelações da IAU (Roman 1987): Tabela oficial de fronteiras que define em que constelação cai cada coordenada, usada aqui após precessão para o equinócio B1875,0.
- Astronomy Visualization Metadata (AVM): Padrão que define os campos de comprimento de onda, cor atribuída, escala e coordenada que este acervo lê de cada imagem.
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Como citar esta página
ValorFinal. R Aquarii. Disponível em: https://valorfinal.com.br/astronomia/universo/r-aquarii. Consultado em: 23/08/2026.