En el centro de esta imagen se encuentra una estrella que dió mucho que hablar a los astrónomos durante el último siglo. En 1918 la estrella en cuestión brillaba más que ningún otro objeto en el cielo. Se trataba de un energético evento de nova, producido por la estrella V603 Aquilae, localizada en dirección a la Constelación de Aquila y situada a una distancia de 1020 años luz de la Tierra. Fue la estrella más brillante que apareció repentinamente en el cielo después de la Supernova Kepler en 1604.
Como todas las novas, Nova Aquilae 1918 es un sistema binario, que se compone de una enana blanca y una estrella donante de baja masa en órbita cercana, hasta el punto de estar sólo semiseparada. La enana blanca succiona materia de su compañera, que ha llenado su lóbulo de Roche, hacia su disco de acreción y su superficie hasta que el exceso de material es expulsado en un evento termonuclear. Este material forma una capa en expansión, que más tarde se atenúa y desaparece.
Fue descubierta por Zygmunt Laskowski, profesor de medicina y astrónomo aficionado, cuyo hallazgo fue confirmado el 8 de junio de 1918 por la astrónoma aficionada británica Grace Cook. Nova Aquilae alcanzó una magnitud máxima de -0,5, siendo la nova más brillante registrada en la era del telescopio. Era más brillante que todas las estrellas excepto Sirio y Canopus. Las supernovas Tycho y Kepler fueron más brillantes, pero ambas ocurrieron antes de la invención del telescopio.
Originalmente era un sistema estelar binario que brillaba con una magnitud de 11.43, 12 días después su máximo brillo tras la nova, bajó tres magnitudes y tardó 18,6 años en desaparecer hasta la inactividad. En 1964 Robert P.Kraft determinó que esta y otras novas eran sistemas binarios. A partir de la década de 1940 el brillo de la estrella se estabilizó en la magnitud 11.4, perdiendo brillo gradualmete. El paralaje de la nova fue medido por el Observatorio espacial Gaia, que calculó su distancia en 1020 años luz del Sistema Solar.
Un estudio espectroscópico realizado por Arenas, Catalá, Agusteijn y Retter, indica que el sistema estaba formado por una enana blanca de 1,2 veces la masa del Sol, con un disco de acreción y una enana roja, una estrella compañera de unas 20% de la masa Solar. Las dos estrellas se orbitan entre sí cada 3 horas y 20 minutos. En 1983, las observaciones del Very Large Array Telescope VLA detectaron emisiones de radio desde esta nova.
Otro estudio de Mark Slovak de la Universidad de Hawái en Mānoa, indica que no se encontraron evidencias eclipsantes regulares u otras características periódicas en las curvas de luz de fotometría de alta velocidad para esta antigua nova, por lo que las variaciones periódicas encontradas por el satélite IUE siguen siendo un enigma. Se piensa que estas variaciones pueden surgir de la formación de estructuras transitorias en el disco de acreción. La nebulosa creada tras la nova fué catalogada como PN A66 58 y conocida como Abell 58. En esta imagen el norte está arriba.
Fotografía Original
Crédito: Aladin Sky Atlas / CDS
| Nombre | RA | DEC | Magnitud | Datos |
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V* V603 Aql / NOVA Aql 1918 / Nova Aquila No 3 / HD 174107 / ALS 9992
HIC 92316 / HIP 92316 / TIC 173460141 / TYC 448-423-1 GCRV 68659 / GSC 00448-00423 / GEN# +8.04000003 / PLX 4341 SBC7 706 / SBC9 1086 / UCAC4 453-082415 / UBV M 51004 1RXS J184854.7+003501 / SSTGLMC G033.1638+00.8287 2MASS J18485464+0035030 / WEB 15932 / AAVSO 1843+00 WISE J184854.64+003503.4 / WISEA J184854.63+003503.3 SWIFT J1848.4+0040 / FASTT 1189 / Gaia DR1 4266547566124966912 Gaia DR2 4266547566124966912 / Gaia DR3 4266547566124966912 |
18:48:54.6369872232 | +00º 35' 02.857106184'' | V = 12.087 | Simbad |
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PN A66 58 / Abell 58 / NOVA Aql 1919 / Nova Aquilae No 4 / Lund 21
PK 037-05 1 / PN G037.5-05.1 / PN A55 45 / PN ARO 150 PN VV' 489 / V* V605 Aql / SCM 239 / IRAS 19158+0141 / AN 7.1920 C* 2719 / CGCS 4225 / GSC2 N020103213277 / AAVSO 1913+01 |
19:18:20.476 | +01º 46' 59.62'' | Simbad |
