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El objeto de Sakurai

Objeto de Sakurai ( V4334 Sagittarii ) es una estrella en la constelación de Sagitario . Se cree que anteriormente fue una enana blanca que, como resultado de un pulso térmico muy tardío , se hinchó y se convirtió en una gigante roja . Está ubicado en el centro de una nebulosa planetaria y se cree que actualmente se encuentra en inestabilidad térmica y dentro de su fase final de destello de helio .

En el momento de su descubrimiento, los astrónomos creían que el Objeto de Sakurai era una nova lenta . Análisis espectroscópicos posteriores sugirieron que la estrella no era una nova, sino que había sufrido un pulso térmico muy tardío similar al de V605 Aquilae , provocando que se expandiera enormemente. V605 Aquilae, descubierta en 1919, es la única otra estrella conocida que ha sido observada durante la fase de alta luminosidad de un pulso térmico muy tardío, y los modelos predicen que el Objeto de Sakurai, durante las próximas décadas, seguirá un ciclo de vida similar. .

Se espera que el Objeto de Sakurai y otras estrellas similares terminen como enanas blancas ricas en helio después de desandar su trayectoria evolutiva desde la fase gigante "nacida de nuevo" hasta la trayectoria de enfriamiento de la enana blanca. Hay algunos otros objetos sospechosos de "nacidos de nuevo", un ejemplo es FG Sagittae . Habiendo entrado en erupción en 1995, se espera que el último destello de helio del Objeto de Sakurai sea el primero bien observado. [8]

Historial de observación

Una curva de luz de banda visual para V4334 Sagittarii, adaptada de Duerbeck (2002) [9]

Una circular de la Unión Astronómica Internacional enviada el 23 de febrero de 1996 anunció el descubrimiento de una "posible nova 'lenta' " de magnitud 11,4 por parte de Yukio Sakurai, un astrónomo aficionado. [10] El astrónomo japonés Syuichi Nakano informó del descubrimiento, llamando la atención sobre el hecho de que el objeto no había sido visible en las imágenes de 1993 ni en el Centro de Astrofísica | Registros de Harvard y Smithsonian para los años 1930-1951, a pesar de que parecen mejorar lentamente con respecto a los años anteriores. Nakano escribió que "si bien el estallido [sugiere] una nova lenta o simbiótica, la falta de líneas de emisión obvias un año después del brillo es muy inusual". [11]

Tras el anuncio inicial, Hilmar Duerbeck publicó un estudio que investiga el "posible destello final de helio " visto por Sakurai. En él, observaron que la ubicación del Objeto de Sakurai correspondía a un objeto débil detectado en 1976 de magnitud 21, y discutieron otras observaciones en los años 1994-1996, momento en el cual la magnitud había aumentado a alrededor de 11-15. [12] Al investigar los flujos medidos, el diámetro angular y la masa de la nebulosa , se determinó una distancia de 5,5 k pc y una luminosidad de 38  L ☉ . Los investigadores observaron que esto estaba de acuerdo con la apariencia y las predicciones del modelo [13] y que la luminosidad del estallido estaba en el área de 3100 luminosidades solares; inferior al previsto por un factor de 3.

Las primeras observaciones infrarrojas se publicaron en 1998, en las que se presentaron datos de espectroscopía del infrarrojo cercano y lejano . Los datos recopilados mostraron un fuerte aumento del brillo del Objeto de Sakurai en 1996, seguido de una fuerte disminución en 1999, como se esperaba. Más tarde se descubrió que la pronunciada disminución de la luz de la estrella se debía al polvo circunestelar ubicado alrededor de la estrella, que estaba presente a una temperatura de ~ 680 K. [14] [15] En 2000 se publicaron más datos infrarrojos registrados por el Telescopio Infrarrojo del Reino Unido , en los que se discutieron los hallazgos de las líneas de absorción cambiantes. [16] [17]

Las observaciones realizadas por el Telescopio Infrarrojo del Reino Unido (UKIRT) en 1999 revelaron que la estrella se encuentra en una fase similar a RCB con liberación de polvo y una enorme pérdida de masa. [18]

Desde 2005, se ha observado en las partículas expulsadas del Objeto de Sakurai que se está produciendo una fotoionización del carbono. [5]

Propiedades

El Objeto de Sakurai es una estrella rama gigante post-asintótica altamente evolucionada que, después de un breve período en la trayectoria de enfriamiento de la enana blanca , ha experimentado un destello de helio (también conocido como pulso térmico muy tardío). [10] [19] [20] Se cree que la estrella tiene una masa de alrededor de 0,6  M ☉ . [6] Las observaciones del Objeto de Sakurai muestran un enrojecimiento creciente y una actividad pulsante, lo que sugiere que la estrella está exhibiendo inestabilidad térmica durante su último destello de helio. [3] [21]

Antes de su reencendido, se cree que V4334 Sgr se estaba enfriando hasta convertirse en una enana blanca con una temperatura de alrededor de 100.000 K y una luminosidad de alrededor de 100  L ☉ . La luminosidad aumentó rápidamente unas cien veces y luego la temperatura disminuyó a alrededor de 10.000 K. La estrella desarrolló la apariencia de una supergigante de clase F (F2 Ia). [7] La ​​temperatura aparente continuó enfriándose por debajo de 6.000 K y la estrella se oscureció gradualmente en longitudes de onda ópticas por la formación de polvo de carbono, similar a una estrella R CrB . [22] Desde entonces, la temperatura ha aumentado a alrededor de 20.000 K. [7]

Las propiedades del Objeto de Sakurai son bastante similares a las del V605 Aquilae . [5] V605, descubierta en 1919, es la única otra estrella conocida observada durante la fase de alta luminosidad de un pulso térmico muy tardío, y el Objeto de Sakurai está modelado para aumentar su temperatura en las próximas décadas para igualar el estado actual de V605. [21]

Nube de polvo

Durante la segunda mitad de 1998, una capa de polvo ópticamente espesa oscureció el Objeto de Sakurai, provocando una rápida disminución en la visibilidad de la estrella, hasta que en 1999 desapareció por completo de las observaciones ópticas de longitud de onda . [22] Las observaciones infrarrojas mostraron que la nube de polvo alrededor de la estrella es principalmente carbono en forma amorfa . [23] En 2009 se descubrió que la capa de polvo es fuertemente asimétrica , como un disco con un eje mayor orientado en un ángulo de 134° y una inclinación de alrededor de 75°. Se cree que el disco se está volviendo más opaco debido a la rápida evolución espectral de la fuente hacia temperaturas más bajas. [24] [25]

Nebulosa planetaria

El objeto de Sakurai, por Hilmar Duerbeck, ESO

El Objeto de Sakurai está rodeado por una nebulosa planetaria creada después de la fase de gigante roja de la estrella hace unos 8300 años. [26] Se ha determinado que la nebulosa tiene un diámetro de 44 segundos de arco y una velocidad de expansión de aproximadamente 32 km/s. [27]

Similitudes con otras estrellas

La investigación realizada en 1996 reveló que el Objeto de Sakurai poseía las características de una estrella variable R Coronae Borealis con la anomalía del déficit de Carbono-13 ( 13 C). Además, la metalicidad del objeto de Sakurai en 1996 era similar a la de V605 Aquilae en 1921. Sin embargo, se espera que el objeto de Sakurai crezca en su metalicidad para igualar la de V605 Aquilae. [15]

Importancia en la investigación astronómica

Se espera que se registre una cantidad significativa de nuevos datos de formación y destrucción de estrellas a partir de la observación continua del Objeto de Sakurai, así como que se utilicen como datos de referencia en futuras investigaciones de estrellas similares. [10] Por ejemplo, el Objeto de Sakurai es un objetivo principal para estudiar la recombinación que se produce después de que las nebulosas planetarias se ionizan, porque las condiciones serían muy difíciles de replicar en un laboratorio. [28] La razón por la que existen estrellas como Sakurai's Object y V605 Aquilae, además de experimentar una vida útil más corta en comparación con la mayoría de las estrellas, es en gran medida desconocida. Se ha observado que Sakurai's Object y V605 Aquilae experimentan un comportamiento de nacimiento de nuevo durante sólo 10 años, mientras que FG Sagittae ha experimentado tal comportamiento durante 120 años. Se plantea la hipótesis de que esto se debe a que el Objeto de Sakurai y V605 Aquilae evolucionaron a la rama gigante asintótica de estrellas por primera vez, mientras que FG Sagittae está experimentando el proceso por segunda vez. [29]

Referencias

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