RW Aurigae

RW Aurigae es un sistema binario joven en la constelación de Auriga a unosA 530  años luz de distancia, perteneciente a la asociación Taurus-Auriga de la Nube Molecular de Tauro . RW Aurigae B fue descubierto en 1944. ^[7]

Las dos estrellas del sistema RW Aurigae están separadas por1,448 ″ , equivalente a237  UA a la distancia de RW Aurigae. La primaria es una estrella pre-secuencia principal con una masa de 1,4  M _☉ , mientras que la secundaria tiene una masa de 0,9  M _☉ . Estas están débilmente unidas, ^[9] y su trayectoria orbital es casi parabólica, ^[10] con un período orbital de 1000−1500 años como lo evidencia 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 la estrella primaria. ^[7] También se sospecha que RW Aurigae A es un sistema binario cercano desde 1999. ^[11]

Ambos miembros del sistema binario son objetos de masa media que aún se contraen hacia la secuencia principal y acumulan masa, RW Aurigae A a una tasa de 0,1 M _☉ /Myr, ^[10] y RW Aurigae B a una tasa de 0,005 M _☉ /Myr. ^[9] Sus edades son iguales a 3 ± 1 millones de años. ^[9]

El sistema binario está rodeado por una compleja estructura de acreción, que contiene una capa circumbinaria, brazos espirales, arcos de choque y discos protoplanetarios. RW Aur A está produciendo chorros bipolares complejos que se extienden hasta 46 mil UA desde la estrella. ^[7] Su disco protoplanetario 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 colisiones como con la formación continua de planetesimales. ^[13] Sin embargo, un nuevo trabajo publicado en el período de tiempo 2018-2022 ha mostrado una fuerte evidencia de la destrucción estocástica de un gran asteroide (aproximadamente del tamaño de Vesta) con un núcleo de Fe (hierro) diferenciado de planetesimales en el borde interior del disco de acreción de RW Aur A y la canalización de este material hacia la atmósfera de la protoestrella y los chorros de salida. Esto implica tanto la creación de grandes cuerpos similares a asteroides en regiones lejanas y más frías del disco de acreción como su migración hacia sus regiones más internas donde sufren colisiones catastróficas de alta energía. ^{[14] [15] [16]}

En 1906, Vitold Tserasky descubrió que BD+30 792 es una estrella variable . ^[17] Posteriormente se le dio la designación de estrella variable RW Aurigae. RW Aurigae A varía en brillo. Es una variable T Tauri y un prototipo de la clase homónima de variables RW Aurigae, ^[18] que exhibe caídas irregulares en su curva de luz debido a la geometría rápidamente cambiante del disco protoplanetario, perturbada por el paso periastronero de RW Aurigae B. ^[10] Un paso periastronero anterior ocurrió hace unos 400 años. ^[9] Las caídas de brillo duraderas en 2010-2011 y 2014-2016 redujeron el brillo de la estrella a magnitud 12,5, ^[12] antes de recuperarse a magnitud visual 10,5-11,0 en agosto de 2016. ^[19]

La estrella compañera es en sí misma una variable del tipo UX Orionis , que exhibe variaciones caóticas de brillo y caídas de brillo cortas (de menos de un día) debido a la acreción continua y la falta de homogeneidad del disco protoplanetario. ^[9]

• Universidad Universitaria Tauri