R Aquarii
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| Ascension droite | 23h 43m 49,46201s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | −15° 17′ 04,1385″[1] |
| Constellation | Verseau |
| Magnitude apparente | 5,2 - 12,4[2] |
Localisation dans la constellation : Verseau   | |
| Type spectral | M5e-M8.5e + pec[2] |
|---|---|
| Indice U-B | −0,62[3] |
| Indice B-V | +1,98[3] |
| Variabilité | Mira + Z And[2] |
| Vitesse radiale | −22,0 km/s[4] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = +37,13 ± 0,47 mas/a[5] μδ = −28,62 ± 0,44 mas/a[5] |
| Parallaxe | 4,59 ± 0,24 mas[5] |
| Masse | 1 - 1,5 M☉[6] / 0,6 - 1 M☉ |
|---|---|
| Rayon | 430 R☉[6] |
| Gravité de surface (log g) | −0,5[7] |
| Luminosité | 4 780 L☉[7] |
| Température | 2 800 K[7] |
| Demi-grand axe (a) | 14,2 - 16,8 UA |
|---|---|
| Excentricité (e) | 0,25 ± 0,07 |
| Période (P) | 15 943 ± 471 j |
| Inclinaison (i) | 70° |
Désignations
R Aquarii (R Aqr) est une étoile variable de la constellation du Verseau[9].
R Aquarii est une étoile symbiotique contenant probablement une naine blanche et une variable de type Mira au sein d'un système binaire. La période orbitale du système est d'environ 44 ans[6]. L'étoile principale de type Mira est une géante rouge, dont la luminosité varie d'un facteur de plusieurs centaines et avec une période légèrement supérieure à un an ; cette variabilité fut découverte par Karl Ludwig Harding en 1810. Elle est située à une distance d'environ 200 parsecs, et elle est l'une des plus proches étoiles symbiotiques et une source bien connue de jet[10]. Les deux composantes ont été résolues avec une séparation angulaire de 55 mas[11].
Par son attraction gravitationnelle, la naine blanche arrache de la matière à la géante rouge et éjecte parfois une partie du surplus dans des boucles étranges pour former la nébuleuse visible sur l'image fournie par le lien[12]. L'ensemble du système apparaît rougi car il est situé dans une région très poussiéreuse de l'espace, et sa lumière bleue est absorbée avant d'atteindre la Terre.
La nébuleuse entourant R Aquarii est également appelée Cederblad 211[13]. Il est possible que la nébuleuse soit le rémanent d'une explosion de type nova, qui pourrait avoir été observée par des astronomes japonais en 930 de notre ère[14]. Elle est relativement brillante mais petite et dominée par son étoile centrale. Les observations visuelles sont difficiles et rares[15]. La région centrale du jet montre une éjection qui a eu lieu il y a environ 190 ans, ainsi que structures beaucoup plus jeunes[16].
L'étoile primaire géante est une variable de type Mira, une étoile qui pulse et change de température, conduisant à une très importante variation de luminosité visuelle. Cette plage totale, s'étalant de la magnitude 5,2 à la magnitude 12,4, correspond à une variation de luminosité d'un facteur 750, passant d'une étoile visible à l’œil nu à une étoile au-delà des capacités des jumelles. Les pulsations se produisent tous les 390 jours mais ne sont pas complètement régulières[2].
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