R Aquarii una stella con la coda

L'oggetto presenta contemporaneamente le caratteristiche di una variabile Mira, di una stella simbiotica, di una sorgente X e di una nebulosa planetaria. In più di recente è comparso un getto

da un articolo di Roberto Viotti, apparso su l'Astronomia nr 70 10/1987

Da quando per la prima volta ebbi modo di vedere su un sito web della NASA la configurazione di una binaria chiamata MC922 (Red Square Nebula) di cui si è elaborato al computer la sua immagine in rotazione con la compagna; rimasi incuriosito per lo strano aspetto di questo oggetto e allo stesso tempo affascinato. Un colore rosso acceso che forma un rombo perfetto, è in realtà una binaria stretta su un'orbita circolare, mi incuriosì la somiglianza strutturale con R  Aquarii, un articolo che lessi tanto tempo fa e riporto fedelmente. Probabilmente questi due oggetti appartengono alla stessa famiglia. Qui sotto potete vedere la animazione ottenuta secondo i dati rilevati, e confrontata con R  Aquarii.

Due elaborazioni messe a confronto, MC922  nel 2007 e R  Aquarii nel 1987. Quest'ultima specifica: nella rappresentazione schematica dei due gusci in espansione intorno a R  Aquarii, secondo il modello di J.Solf e H. Ulrich. La materia che ora forma la nebulosa sarebbe stata espulsa 185 e 640 anni fa in seguito a violente esplosioni.

fine premessa

Non c'è un campo dello scibile umano così pieno di sorprese a getto continuo come l'astrofisica.

 Potremmo paragonarlo a un giardino zoologico popolato da animali di tutte le specie e pieno di tanti esseri esotici. Immaginiamo dunque di incamminarci lungo i viali di questo zoo e di raggiungere la sezione dedicata agli animali "simbiotici". Sono una categoria molto eterogenea, spesso soggetto a notevoli sbalzi di umore, con fasi parossistiche alternate a lunghi periodi di tranquillità. Z Andromedae e AG Draconis sono due rappresentanti abbastanza tipici di questa specie. Gli studiosi non sono stati ancora capaci di spiegarsi il comportamento bizzarro di queste stelle simbiotiche. Chissà: forse i due individui che fanno parte di questa simbiosi -fuor di metafora, una stella rossa e una blu- vivono per lungo tempo in perfetta armonia. Ma ogni tanto attraversano dei periodi di crisi, durante i quali diventano molto violenti. Esaurita la crisi, si raggiunge un nuovo modus vivendi e i due convivono abbastanza tranquilli per un altro lungo periodo di tempo. R  Aquarii è uno degli ospiti più strani dello zoo astrofisico. Si tratta di una stella variabile scoperta da Harding all'inizio dell'800, e che da allora è stata oggetto di studio da parte di numerosi astronomi. Questi studi hanno dimostrato che è una gigante rossa soggetta ad ampie e quasi regolari variazioni di luminosità con un periodo di circa un anno. Fin qui niente di strano. R  Aquarii non sarebbe altro che una delle tante variabili sinora note del tipo Mira, variabili che prendono il nome dal membro più noto della classe, la Omicron Ceti meglio nota con il nome di Mira (cioè meravigliosa). Ma a differenza delle altre variabili Mira, la nostra R  Aquarii presenta molte meraviglie in più che ne fanno uno degli oggetti più interessanti del cielo. Una prima peculiarità è rappresentata dalla strana nebulosa a forma di 8 coricato che la circonda. Tra l'altro, R  Aquarii è l'unica variabile Mira a trovarsi al centro di una nebulosa planetaria. Le osservazioni infrarosse, in particolare con il satellite IRAS, hanno rivelato una fortissima emissione a grandi lunghezza d'onda proveniente da nubi di polvere fredda che circondano la gigante rossa. Inoltre, di recente si è anche scoperto una sorgentev X coincidente con R  Aquarii. In sintesi troviamo assommate in uno stesso individuo caratteristiche che sono tipiche di oggetti celesti molto diversi tra di loro, come le nebulose planetarie, le variabili Mira, le sorgenti X, e , le stelle simbiotiche. Ma qual è dunque la vera faccia, la vera natura di questo oggetto?        Omicron Ceti

Una variabile Mira?

R  Aquarii, come dice il suo stesso nome, è la prima variabile scoperta nella costellazione dell'Acquario.(ricordiamo che di regola, nel designare le variabili scoperte in una data costellazione, si usa far precedere il nome della costellazione stessa da una lettera dell'alfabeto, a cominciare proprio dalla lettera R). La luminosità visuale e varia dalla sesta all'undicesima magnitudine con un periodo di circa un anno. Nelle stelle Mira l'enorme variazione di luminosità è il risultato di una regolare pulsazione della stella, con il raggio che varia tra un minimo e massimo di luce anche di un fattore 10, mentre la temperatura superficiale passa da circa 4000° a 3000°. Al massimo di luce la temperatura e al punto più alto e il raggio al suo valore minimo. La curva di luce e di R  Aquarii presenta generalmente un largo minimo della durata di 6-7 mesi seguito da una rapida risalita verso il massimo. Esistono però delle sostanziali differenze da ciclo a ciclo, sia nella forma che nell'ampiezza, per arrivare alla quasi totale scomparsa della variabilità, come è per esempio avvenuto negli anni 1905-10, 1928-30 e 1974-80. In altre parole sembra che ci sia una specie di modulazione dell'ampiezza delle oscillazioni di R  Aquarii con un periodo molto lungo, valutabile intorno ai 44 anni. Qual è la causa di questa modulazione? L'elemento perturbante potrebbe essere la presenza di una seconda stella che orbita attorno alla gigante rossa con un percorso molto eccentrico. Periodicamente le due stelle si avvicinano e si allontanano. Al momento di massima vicinanza reciproca l'attrazione gravitazionale provocherebbe effetti mareali sull'atmosfera della Mira, smorzandone le oscillazioni. L'appiattimento della curva di luce corrisponderebbe quindi al passaggio al periastro dell'ipotetica compagna. Questo " incontro ravvicinato" avrebbe ben altri effetti sulla gigante rossa, come per esempio quello di risucchiare grandi quantità di materia dalla sua superficie. Parte di questa materia andrebbe a cadere con un moto a spirale verso la compagna e formerebbe un anello o un disco molto caldo. Il resto viene riversato nello spazio attorno le due stelle. Come vedremo più avanti, questa ipotesi spiegherebbe anche l'aspetto molto peculiare della nebulosa di R  Aquarii. Restano però da trovare argomenti convincenti della presenza di una seconda stella, e passi tanto vicino alla gigante rossa da provocare questi effetti di marea.

Una stella Simbiotica?

Lo spettro di R  Aquarii è stato osservato per la prima volta da Merril nel 1919. Già queste prime osservazioni avevano rivelato quella che è una delle maggiori peculiarità della stella: la presenza simultanea di due componenti, tipiche di oggetti molto diversi quando una gigante rossa e una nebulosa planetaria. Le recenti osservazioni nell'ultravioletto con i satelliti astronomici hanno confermato la presenza di un forte componente ionizzante, identificabile con l'ipotetica compagna nana di R  Aquarii. Non hanno però completamente risolto il problema della natura di questa seconda stella. Lo spettro ottico e ultravioletto di R  Aquarii è quello tipico di una stella simbiotica. Di queste variabili si è già parlato molto. Qui vogliamo solo ricordare che le variabili simbiotiche vengono usualmente distinte in due sottogruppi, S e D in base alle caratteristiche del loro spettro infrarosso. Le simbiotiche di tipo S (dove S sta per stellare) sono così chiamate perché l'emissione infrarossa è proprio quella che ci si aspetterebbe da una stella fredda. Nelle simbiotiche di tipo D invece, l'infrarosso mostra un andamento che è caratteristico dell'emissione da parte di polvere circumstellare. La lettera D, sta infatti per l'inglese dusty, cioè polverosa. L'infrarosso di R  Aquarii è di tipo D, vale a dire che la stella è circondata da una nube di polvere prodotta molto probabilmente dalla materia espulsa dalla gigante rossa nel corso dei secoli. Recenti osservazioni con il satellite infrarosso IRAS hanno messo in luce la presenza di due distinte nubi di polvere, una calda ad una temperatura di circa 500°, e una molto più fredda, a 200° sotto zero. Le due lunghi potrebbero essere state espulse da R  Aquarii in due epoche diverse, e trovarsi l'una ancora vicina alla stella e l'altra, la più fredda, molto più lontana. Un altro elemento comune di R  Aquarii e alle simbiotiche di tipo D è la variabilità di tipo Mira. Anche in queste simbiotiche è presente una stella pulsante, che dovrebbe avere un ruolo importante nella formazione delle nubi di polvere. Di recente,  si è scoperto che le stelle simbiotiche di tipo D sono circondate da piccole nebulose che dovrebbero avere le stesse dimensioni di quella di R  Aquarii. Le più note e simbiotiche di questo tipo - RR Telescopii, Hm Sagittae e la variabile n. 1016 del Cigno (V1016 Cygni) - presentano anche un violento, seppur graduale, aumento di luminosità, molto simile a quello delle novae, ma molto più lento. Sono infatti chiamate anche novae simbiotiche. Esiste una relazione tra queste esplosioni e la presenza di una nebulosa?

Una nebulosa planetaria?

Abbiamo visto che R  Aquarii si trova al centro di una nebulosa. Quel è sostanzialmente caratterizzata da due strutture: una parte esterna di forma ovale, costituita da due archi che si estendono simmetricamente ad est e ad ovest della stella centrale, e che danno alla nebulosa l'aspetto di una lente biconvessa, oltre a un nucleo centrale molto brillante allungato in direzione circa Nord-sud, ad angolo retto quindi rispetto alla nebulosa esterna. Questa forma abbastanza inusuale per una nebulosa planetaria hanno invece molte analogie con le cosiddette nebulose bipolari associate ad oggetti molto giovani, come le stelle T Tauri o gli oggetti Herbig-Haro. L'ipotesi corrente è che questi oggetti siano avvolti da un disco denso di materia opaca disposto nel loro piano equatoriale, mentre la struttura bipolare sarebbe associata ad espulsione di materia in direzione polare. Nel caso di R  Aquarii esiste uno studio degli astronomi tedeschi Joseph Solf e Heinrich Ulrich che hanno di recente scoperto che la struttura apparentemente irregolare della nebulosa si può in realtà ricondurre ad un modello abbastanza semplice di due gusci concentrici in rapida e espansione espulsi da R  Aquarii in epoche diverse. La forma reale e tridimensionale di questi gusci sarebbe molto somigliante ad una clessidra, o a due bicchieri uniti per il fondo. Poiché tutta la nebulosa esterna si starebbe espandendo alla velocità di 30-50 km al secondo, i due gusci si sarebbero formati circa 185 640 anni fa in seguito a violente esplosioni. Per spiegare lo strano aspetto della nebulosa, è necessario fare l'ipotesi che al centro di R  Aquarii vi sia un sistema di due stelle molto vicine. Una continua interazione tra le due stelle provocherebbe la formazione di un denso strato discoiforme di gas e di polvere nel piano orbitale. La presenza di questo disco favorirebbe la fuga di materia in direzione perpendicolare al piano orbitale. L'asse di simmetria (Nord-sud) della nebulosa coinciderebbe quindi con l'asse di rotazione del sistema. C'è un'ultima importante considerazione da fare su R  Aquarii. L'analisi spettrale ha rilevato la presenza nella nebulosa di gas altamente ionizzati. Questo è tipico di una nebulosa planetaria. Ma in quelle diciamo, comuni, esiste sempre una stella calda centrale che, con la sua radiazione ultravioletta, provvede a ionizzare tutta la materia nebulare.

Invece, al centro della nostra nebulosa è visibile solo una stella rossa che certamente non è in grado da sola di ionizzare la nebulosa. Siamo quindi ancora una volta costretti a introdurre un elemento chiave, il “deus ex machina” rappresentato dalla piccola compagna invisibile di R  Aquarii. Troppo debole nell’ottico per competere con l’intensa luce della gigante rossa, ma dotata di una temperatura superficiale così alta da produrre tutti i fotoni necessari alla ionizzazione dell’intera nebulosa.

Il getto di R  Aquarii

Un capitolo nuovo nella storia di R  Aquarii è stato aperto nel 1977 con la scoperta da parte di George Wallerstein e Jesse Greenstein di un allungamento dell'immagine ottica della stella, come se questa avesse espulso un getto di materia. Nessuno aveva in precedenza notato questa coda. Anzi, George Herbig, dopo un'accurata analisi di vecchie fotografie, giungeva alla conclusione che questo getto doveva essersi formato da pochi anni, certamente dopo il 1970. È importante ricordare che nello stesso periodo di comparsa della coda, la curva di luce della Mira aveva presentato come abbiamo già visto una forte anomalia, con una pressoché scomparsa della pulsazione tra il 1974 e il 1980. R  Aquarii avrebbe dunque espulso in epoca molto recente un getto di materia, che adesso si starebbe allontanando dalla stella alla velocità, tutt'altro che disprezzabile, qualche centinaio di chilometri al secondo. Purtroppo le osservazioni ottiche sono fortemente limitate dalla turbolenza atmosferica, ed è quindi molto difficile avere una mappa precisa del getto. D'altra parte R  Aquarii è anche nota per essere una intensa sorgente radio. Grazie alle nuove tecniche di radioastronomia è possibile raggiungere a queste lunghezze d'onda dei poteri risolutivi molto maggiori che nell'ottico.

Dal 1980 R  Aquarii è sotto controllo al radiointerferometro VLA di Socorro nel Nuovo Messico, e i risultati, del tutto inaspettati, hanno in pratica capovolto il problema. Un gruppo di astronomi americani, tra cui due di chiara origine greca, Minas Kafatos e Andrea Michalitsianos, noti per le loro ricerche sulle stelle simbiotiche, hanno infatti scoperto che nel dominio radio R  Aquarii è costituita da ben cinque sorgenti distinte ed allineate. Una sorgente stessa coincide con l'oggetto (sorgente B); una seconda (A) si trova tra il certo ed R  Aquarii. Inoltre l'emissione centrata sulla stella risulta in realtà composta da due sorgenti separate da solo mezzo secondo d'arco (C1 e C2). Vi è infine un " anti-getto " ( A' ) dalla parte opposta del getto principale. Le osservazioni ottiche e radio ripetute a distanza di anni non hanno invece confermato l'alta velocità di allontanamento delle nubi che ci si sarebbe aspettato nel caso, ipotizzato in un primo momento, che queste strutture fossero state espulse pochi anni fa. Oggi si è più propensi a credere che queste nubi di materia si siano invece formate molte decine di anni fa in occasione di quegli " incontri ravvicinati " tra nana blu è gigante rossa di cui abbiamo parlato in precedenza. Come si spiega allora l'improvvisa apparizione del 1977 di questa coda? La risposta è abbastanza banale: si tratterebbe di una specie di effetto-faro. Infatti, l'ultimo passaggio al periastro del sistema binario che costituisce R  Aquarii sarebbe avvenuto una decina d'anni fa, in corrispondenza della scomparsa della pulsazione della Mira. In quell'occasione, la maggiore quantità di materia riversata dalla gigante rossa sul disco di accrescimento che ruota attorno alla nana, avrebbe " acceso " il disco stesso, portandolo ad una temperatura estremamente elevata. Il disco così riscaldato avrebbe cominciato ad irradiare fotoni altamente ionizzati nella banda elettromagnetica dell'ultravioletto lontano e dei raggi X. Questi fotoni si sono comportati come una specie di riflettore che viene all'improvviso accesso sulla scena di un teatro: le quinte che prima erano al buio vengono illuminate all'improvviso e sembrano come comparire dal nulla. Nella stessa maniera, le nubi fredde ed invisibili che stazionano ad una certa distanza da R  Aquarii vengono di colpo riscaldate dal nuovo flusso di radiazione ultravioletta ed X, e diventano così visibili ai telescopi. Ed ecco che all'improvviso la stella si adorna la di una splendida coda!

A questo punto viene spontaneo chiederci: chissà quanti astronomi sono stati sinora ingannati da questi effetti " scenografici ", che sono tutt'altro che infrequenti in astrofisica. Un caso è quello di Eta Carinae, la cui nebulosa ha cambiato in misura notevole di aspetto in occasione del grande indebolimento di luce della stella avvenuta verso la metà del secolo scorso. Simili fenomeni di comparsa (apparente) di nuove nebulose sono stati osservati in stelle giovani e di recente anche in diverse stelle simbiotiche. E in molti casi, se non proprio in tutti, il fenomeno sarebbe associato ad una variazione del flusso di fotoni ionizzanti dalla stella centrale, piuttosto che da una reale violenta espulsione di materia. È comunque molto significativo il fatto che tutte le nubi osservate con il radiotelescopio di Socorro si trovino su di una stessa linea. Questa linea appare leggermente incurvata a spirale, ciò che sembra confermare l'ipotesi di successive espulsioni in occasione dei diversi passaggi al periastro. Rimane invece aperto il problema dell'assenza di code verso sud-ovest, in direzione opposta al getto, con l'unica eccezione del debole " anti-getto " A'.

La sorgente X

Un quadro così variopinto non mancava che un ultimo elemento per entrare nel Guinness dei primati: la presenza di una sorgente di raggi X. E subito è arrivata dallo spazio la conferma: R  Aquarii è anche una sorgente X. Ma non si trattava di un fatto inatteso: altre stelle simbiotiche emettono raggi X, come la strana AG Draconis e le cosiddette novae simbiotiche RR Telescopi, HM Sagittae e V 1016 Cygni di cui abbiamo già parlato in questo articolo, e che presentano molte analogie con R  Aquarii. Ma soprattutto la presenza della struttura a getto era, almeno in apparenza,1 elemento molto promettente. Infatti, in molti oggetti astronomici noti per la presenza di getti, si è anche scoperta una intensa emissione di raggi X. Tipici esempi sono le galassie con nuclei attivi e la misteriosa stella SS433.       radiofoto di SS433

La presenza di materia presumibilmente espulsa dall'oggetto centrale e le altre peculiarità di R  Aquarii, sono tutti elementi che suggeriscono la presenza di fenomeni di particolare potenza, in grado anche di produrre un sostanziale flusso di radiazione molto energetica, come appunto sono i raggi X. Oltretutto la relativa vicinanza di R  Aquarii (circa 900 a.l.) rispetto agli altri astri " con coda " era un altro dato che avrebbe potuto favorire la rivelazione. Tuttavia il flusso X misurato è risultato piuttosto povero, senz'altro al di sotto delle aspettative. Perché? Lasciamo per un attimo in sospeso la domanda e vediamo la storia delle osservazioni X di R  Aquarii. La stella era stata " puntata " una prima volta con il satellite Einstein dagli americani M. Jura e D. Helfand. Per le prime osservazioni del giugno 1979 era stato usato l'High Resolution Imager (HRI) che permetteva una elevata risoluzione angolare. I risultati però erano stati del tutto negativi. L'anno successivo, nell'aprile del 1980, si riprovava di nuovo, utilizzando questa volta l'IPC (Imaging Proportional Counter) dell'Einstein dotato di minore risoluzione ma di maggiore sensibilità. Purtroppo, anche questa seconda osservazione era risultata, almeno apparentemente, negativa. Il satellite Einstein cessò di funzionare nel 1981. Due anni dopo veniva lanciato il satellite europeo EXOSAT con cui iniziamo un programma di osservazione di raggi X nelle stelle simbiotiche come RR Telescopi, AG Draconis e la nostra R  Aquarii. Ci eravamo infatti accorti che nel caso di quest'ultima entrambe le osservazioni americane con l'Einstein erano state fatte durante la fase minima di luminosità della stella. Era possibile che l'emissione X seguisse in qualche misura la curva di luce della Mira e che quindi fosse più intensa vicino al massimo di luce. Come vedremo, questa ipotesi di lavoro è poi risultata errata, ma almeno servì a farci approvare il programma di osservazione e di R  Aquarii. Il successo delle nostre osservazioni servì anche a scoprire un grossolano errore. Non appena il satellite europeo EXOSAT aveva cominciato a funzionare ed i primi interessanti dati venivano resi pubblici, i due astronomi americani che arrivano per primi puntato R  Aquarii, forse stimolati dal nostro interesse, o più probabilmente per questioni di priorità nella scoperta, avevano analizzato di nuovo i vecchi dati 1980 dell'Einstein. Ciò li aveva portati a scoprire una debole emissione X, giusto nella posizione di R  Aquarii: pochi fotoni, che si considerano " scoperta di una emissione marginale " (loro parole) di raggi X da R  Aquarii.

Questo risultato era stato poi la base di un ponderoso articolo sull'autorevole rivista americana The Astrophisical Journal, articolo che aveva suscitato non poche perplessità tra gli scienziati. (per la cronaca va aggiunto che nello stesso articolo viene anche per la prima volta rivelata la presenza di una emissione di raggi X da parte della stessa Mira Ceti). Pochi mesi dopo, nel giugno del 1985, con R  Aquarii al massimo di luminosità, il satellite Exosat. Alla stella e scopre di nuovo una debole emissione X. A questo punto era di somma importanza fare un accurato confronto delle due osservazioni, con l'Einstein e con l'Exosat, allo scopo di verificare se c'era stata qualche variazione del flusso dei raggi X tra il 1980 tanta ed il 1985. Non fu poca la sorpresa quando, in compagnia del responsabile dei dati Einstein, Fred Seward, ci si accorse che la conclamata scoperta di emissione X da parte dei due americani era in realtà solo una fluttuazione statistica del rumore di fondo dello strumento,1 effetto ben noto a chiunque abbia a che fare con strumenti elettronici, ma probabilmente meno noto a qualche astrofisico. Lo stesso discorso valeva anche per la supposta scoperta di emissione X della Mira Ceti. E comunque, dato l'indiscutibile successo delle nostre osservazioni (anche se, visti i precedenti, sarebbe più giusto parlare di fortuna!), abbiamo chiesto e ottenuto di osservare di nuovo R  Aquarii, ma non più al massimo bensì al minimo di luce, per vedere se veramente l'emissione X dipende alla pulsazione della gigante rossa. La vigilia di Natale 1985 l'EXOSAT punta di nuovo R  Aquarii. Bastano pochi minuti per scoprire che il flusso di fotoni X è ancora lì, con una intensità pressoché immutata rispetto alle osservazioni di sei mesi prima. Dunque l'emissione X di R  Aquarii c'è veramente e, cosa di massima importanza, non è affatto associata alla pulsazione della Mira. Da dove viene allora? Quali sono soprattutto le relazioni di questa scoperta con gli altri fenomeni e peculiarità osservate?

Un modello per R  Aquarii

Il momento culminante, e forse più delicato, del lavoro dell'astrofisico è quando si cerca di inserire i diversi elementi osservativi in un quadro completo e coerente che costituisca quello che rappresenta il " modello " del fenomeno astronomico sotto osservazione. Questo modello è uno schema che non solo dovrebbe spiegare il fenomeno osservato, ma dovrebbe servire a prevederne l'evoluzione successiva. Qui il condizionale è d'obbligo sia per la reale difficoltà di spiegare tutti gli infiniti aspetti di un fenomeno astrofisico molto complesso, sia per l'assoluta imprevedibilità di comportamento di un oggetto così bizzarro come la stella di cui stiamo parlando. R  Aquarii a prima vista appare come un rompicapo, un gioco ad incastro di cui non si riesce a mettere insieme i singoli elementi. Prendiamo ad esempio l'emissione X. Le previsioni erano perla presenza di un flusso X molto potente, mentre invece l'abbiamo trovato piuttosto fiacco. Chiaramente, l'origine di questi raggi X dovrebbe essere ben diversa che nelle classiche sorgenti galattiche, dove l'emissione X è soprattutto legata a fenomeni di scambio di materia in sistemi binari molto stretti. Nel caso di R  Aquarii un periodo orbitale di 44 anni implica una eccessiva separazione tra le due stelle del sistema. Se l'orbita è circolare e lo scambio di massa tra le due stelle rimane trascurabile; c'è però l'orbita molto eccentrica, può accadere che al momento di massima vicinanza l'effetto di attrazione mareale della nana calda sulla gigante rossa provochi un rapido aumento di flusso di gas dalla gigante alla nana, con la creazione nel suo piano equatoriale di un grosso disco in rapida rotazione. Questo fenomeno sarebbe di breve durata e si ripeterebbe ad ogni passaggio al periastro, cioè ogni 44 anni, se questo è il vero periodo orbitale del sistema. Questa ipotesi è naturalmente giustificata dall'aspetto della nebulosa attorno a R  Aquarii e anche dall'improvvisa apparizione del getto grazie all'effetto-faro di cui si è detto. Per quanto riguarda il basso livello di emissione X ci sarebbe una spiegazione abbastanza semplice: siccome il piano dell'orbita è poco inclinato rispetto all'osservatore, noi possiamo osservare solo i raggi X emessi, o riflessi, dalla coda. Tutto il resto, cioè i raggi emessi dalle parti centrali, rimane schermato dallo strato di materia relativamente ben sa presente soprattutto nel piano equatoriale di R  Aquarii.

 È probabile che se fosse possibile dare uno sguardo alla scena " da sopra ", cioè dalla direzione polare, si scoprirebbe un flusso X di gran lunga superiore a quello trovato. Questa ipotesi è indirettamente suggerita dalla struttura e dal grado di ionizzazione del getto e dalle misure radio. Si tratta in ogni caso di proposte che richiedono ulteriori verifiche da parte di future osservazioni, specialmente dallo spazio. Quello che è comunque importante qui sottolineare è il fatto che, grazie a questi primi risultati, è possibile oggi affrontare con maggiore concretezza due grossi problemi dell'astrofisica moderna: l'origine e la struttura dei getti e la natura dei dischi di accrescimento, nonché da possibile correlazione tra questi due interessanti fenomeni. Sarà possibile con il telescopio spaziale e con gli altri progetti spaziali aggiungere i tasselli mancanti a questo rompicapo. Qualunque siano le sorprese che R  Aquarii non mancherà di riservarci, certamente questa stella è destinata a rimanere a lungo ospite di riguardo nel nostro zoo astrofisico.

                                                                                                                                                                                                                                                     quelli della via lattea