AE Aquarii

AE Aquarii es una estrella binaria variable cataclísmica del tipo DQ Herculis . Según las mediciones de paralaje , el sistema se encuentra a una distancia de aproximadamente 280 años luz (86 pársecs ) de la Tierra . ^{[ 1 ]} Debido a sus propiedades únicas, este sistema ha sido objeto de numerosos estudios científicos. ^{[ 3 ]} La enana blanca del sistema AE Aquarii es la primera estrella de su tipo conocida que emite pulsaciones similares a las de un púlsar, impulsadas por su rotación y la aceleración de partículas. ^{[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]}

Arno Arthur Wachmann descubrió que la estrella era variable tras examinar cuatro placas fotográficas tomadas entre 1923 y 1930. La clasificó como variable mira basándose en ese escaso conjunto de datos. Wachmann publicó el descubrimiento en 1931, nombrando a la estrella 342.1931 Aquarii. ^{[ 13 ]} En 1938, Ernst Zinner clasificó la estrella, que para entonces ya había recibido la designación de estrella variable AE Aquarii, como variable cataclísmica, basándose en un conjunto de datos mucho mayor. ^{[ 14 ]}

El sistema AE Aquarii consiste en una estrella ordinaria en una órbita cercana alrededor de una enana blanca magnética ; el par orbita uno alrededor del otro con un período de 9,88 horas. La enana blanca primaria tiene el 63% de la masa del Sol pero un radio de solo alrededor del 1% del Sol. A partir de 2009, tiene el período de rotación más corto conocido de cualquier enana blanca, completando una revolución completa cada 33,08 segundos. Esta rotación está disminuyendo a una tasa de 1,78 ns por año, que es inusualmente alta. ^{[ 3 ]} La estrella secundaria tiene una clasificación estelar de K4-5 V, lo que la convierte en una estrella de secuencia principal que está generando energía en su núcleo a través de la fusión termonuclear de hidrógeno. Tiene alrededor del 37% de la masa del Sol pero el 79% del radio del Sol .  

Este sistema muestra actividad de llamaradas que se ha observado en múltiples bandas del espectro electromagnético , incluidos los rayos X. La estrella secundaria está perdiendo masa, la mayor parte de la cual es expulsada del sistema por la primaria magnética de rápida rotación. La luminosidad de rayos X probablemente se deba a la acreción de masa sobre la enana blanca, que ocurre a una tasa estimada de aproximadamente 7,3 × ^10¹⁰ kg por segundo. ^{[ 3 ]}

• Pulsar
• púlsar de rayos X
• AR Scorpii : otro púlsar enano blanco

• Imagen AE Aquarii
• (en portugués) www.estadoo.com.br