stringtranslate.com

El objeto de Sakurai

El Objeto de Sakurai ( V4334 Sagittarii ) es una estrella de 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 ubicada 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 . Un análisis espectroscópico posterior sugirió que la estrella no era una nova, sino que había sufrido un pulso térmico muy tardío similar al de V605 Aquilae , lo que provocó su enorme expansión. V605 Aquilae, que se descubrió en 1919, es la única otra estrella conocida que se ha observado durante la fase de alta luminosidad de un pulso térmico muy tardío, y los modelos predicen que el Objeto de Sakurai, en 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 volver a trazar su trayectoria evolutiva desde la fase gigante "renacida" hasta la trayectoria de enfriamiento de las enanas blancas. Hay pocos otros objetos "renacidos" sospechosos, un ejemplo es FG Sagittae . Habiendo entrado en erupción en 1995, se espera que el destello de helio final 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 imágenes de 1993 ni en los registros del Centro de Astrofísica de Harvard y Smithsonian para los años 1930-1951, a pesar de que parecía brillar lentamente durante 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 investigaba el "posible destello final de helio " visto por Sakurai. En él, señalaron que la ubicación del objeto de Sakurai correspondía a un objeto débil detectado en 1976 de magnitud 21, y analizaron otras observaciones de los años 1994-1996, momento en el que 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 señalaron que esto concordaba con su apariencia y las predicciones del modelo [13] y que la luminosidad del estallido estaba en el área de 3100 luminosidades solares; menor que la predicha por un factor de 3.

Las primeras observaciones infrarrojas se publicaron en 1998, en las que se presentaron datos de espectroscopia de infrarrojo cercano y lejano . Los datos recopilados mostraron un pronunciado aumento del brillo del Objeto de Sakurai en 1996, seguido de un pronunciado descenso en 1999, como se esperaba. Más tarde se descubrió que el pronunciado descenso 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 del Telescopio Infrarrojo del Reino Unido (UKIRT) en 1999 revelaron que la estrella está en una fase similar a RCB con liberación de polvo y una enorme pérdida de masa. [18]

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

Propiedades

El Objeto de Sakurai es una estrella gigante post-asintótica altamente evolucionada que, tras un breve período en la trayectoria de enfriamiento de las enanas blancas , ha experimentado un destello de capa 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 destello final de capa de helio. [3] [21]

Se cree que antes de su reencendido, 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 alrededor de 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 los 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 de V605 Aquilae . [5] V605, descubierto en 1919, es la única otra estrella conocida observada durante la fase de alta luminosidad de un pulso térmico muy tardío, y se modela que el Objeto de Sakurai aumentará 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 gruesa oscureció el Objeto de Sakurai, causando una rápida disminución de la visibilidad de la estrella, hasta que en 1999 desapareció por completo de las observaciones de longitud de onda óptica . [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, de 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

Una investigación realizada en 1996 reveló que el objeto de Sakurai poseía las características de una estrella variable R Coronae Borealis con la anomalía de un 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 aumente su metalicidad para igualar la de V605 Aquilae. [15]

Importancia en la investigación astronómica

Se espera que se registre una cantidad significativa de datos de formación y destrucción de estrellas nuevas a partir de la observación continua del Objeto de Sakurai, así como que se utilicen como datos de referencia en la investigación futura de estrellas similares. [10] Por ejemplo, el Objeto de Sakurai es un objetivo principal para estudiar la recombinación que ocurre después de que se ionizan las nebulosas planetarias, porque las condiciones serían muy difíciles de replicar en un laboratorio. [28] La razón por la que existen estrellas como el Objeto de Sakurai y V605 Aquilae, así como por su vida útil más corta en comparación con la mayoría de las estrellas, es en gran parte desconocida. Se ha observado que el Objeto de Sakurai y V605 Aquilae experimentan un comportamiento de renacimiento durante solo 10 años, mientras que FG Sagittae ha experimentado dicho 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

  1. ^ abc Cutri, Roc M.; Skrutskie, Michael F.; Van Dyk, Schuyler D.; Beichman, Charles A.; Carpenter, John M.; Chester, Thomas; Cambresy, Laurent; Evans, Tracey E.; Fowler, John W.; Gizis, John E.; Howard, Elizabeth V.; Huchra, John P.; Jarrett, Thomas H.; Kopan, Eugene L.; Kirkpatrick, J. Davy; Light, Robert M.; Marsh, Kenneth A.; McCallon, Howard L.; Schneider, Stephen E.; Stiening, Rae; Sykes, Matthew J.; Weinberg, Martin D.; Wheaton, William A.; Wheelock, Sherry L.; Zacarias, N. (2003). "Catálogo de datos en línea VizieR: Catálogo de fuentes puntuales de todo el cielo 2MASS (Cutri+ 2003)". Colección de catálogos electrónicos CDS/ADC . 2246 : II/246. Código Bibliográfico :2003yCat.2246....0C.
  2. ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+ 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 . Código Bibliográfico :2009yCat....102025S.
  3. ^ abcd Arkhipova, VP; Noskova, RI (1997). "Fotometría UBV del objeto de Sakurai en 1996 y observaciones sobre su estado evolutivo". Astronomy Letters . 23 (5): 623. Bibcode :1997AstL...23..623A.
  4. ^ Eyres, SPS; Geballe, TR; Tyne, VH; Evans, A.; Smalley, B.; Worters, HL (mayo de 2004). "CO cálido de alta velocidad en el viento del objeto de Sakurai (= V4334 Sgr)". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 350 (1): L9–L12. arXiv : astro-ph/0403439 . Bibcode :2004MNRAS.350L...9E. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07808.x . S2CID  18500269.
  5. ^ abc van Hoof, PAM; Hajduk, M. (2007). "El inicio de la fotoionización en el Objeto de Sakurai (V4334 Sagittarii)". Astronomía y Astrofísica . 471 (1): L9-L12. arXiv : 0706.3857 . Código Bib : 2007A y A...471L...9V. doi :10.1051/0004-6361:20077932. S2CID  119324745.
  6. ^ ab Herwig, Falk (2011). "Combustión convectiva-reactiva de protones-12C en el Objeto de Sakurai (V4334 Sagittarii) e implicaciones para la evolución y los rendimientos de las primeras generaciones de estrellas". The Astrophysical Journal . 727 (2): 89. arXiv : 1002.2241 . Bibcode :2011ApJ...727...89H. doi :10.1088/0004-637X/727/2/89. S2CID  51428014.
  7. ^ abc Hajduk, M. (8 de abril de 2005). "La evolución estelar en tiempo real del objeto de Sakurai". Science . 308 (5719): 231–233. Bibcode :2005Sci...308..231H. doi :10.1126/science.1108953. PMID  15821085. S2CID  45275698.
  8. ^ Duerbeck, Hilmar W.; Benetti, Stefano (10 de septiembre de 1996). "El objeto de Sakurai: un posible destello final de helio en el núcleo de una nebulosa planetaria". The Astrophysical Journal . 468 (2): L111–L114. Bibcode :1996ApJ...468L.111D. doi :10.1086/310241. S2CID  121491943.
  9. ^ DuerbeckPhotom, Hilmar W. (enero de 2002). "Fotometría óptica de V4334 Sgr (objeto de Sakurai)". Astrofísica y ciencia espacial . 279 : 5–14. arXiv : astro-ph/0102346 . Código Bibliográfico :2002Ap&SS.279....5D. doi :10.1023/A:1014627418565. S2CID  18267843 . Consultado el 12 de marzo de 2022 .
  10. ^ abc Pollacco, P. (2000). "El objeto Sakurai: un estudio de caso sobre evolución estelar avanzada". Boletín del Grupo de Telescopios Isaac Newton (ING Newsl.) . 2 : 9. Bibcode :2000INGN....2....9P.
  11. ^ Nakano, S.; Sakurai, Y.; Hazen, M.; McNaught, RH; Benetti, S.; Duerbeck, HW; Cappellaro, E.; Leibundgut, B. (1996). "Variable tipo Nova en Sagitario". Circo IAU . 6322 : 1. Código bibliográfico : 1996IAUC.6322....1N.
  12. ^ Duerbeck, Hilmar; Benetti, Stefano (10 de septiembre de 1996). "El objeto de Sakurai: un posible destello final de helio en el núcleo de una nebulosa planetaria". The Astrophysical Journal . 468 (2): L111–L114. Bibcode :1996ApJ...468L.111D. doi :10.1086/310241. S2CID  121491943.
  13. ^ Iben, I. (1983). "Sobre la evolución de los núcleos de las nebulosas planetarias que experimentan un destello final en la capa de helio". Astrophysical Journal . 264 : 605–612. Bibcode :1983ApJ...264..605I. doi :10.1086/160631.
  14. ^ S. Eyres (1998). "Espectroscopia infrarroja del objeto de Sakurai". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 298 (2): L37–L41. Código Bibliográfico :1998MNRAS.298L..37E. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01898.x .
  15. ^ ab Barlow, Michael J.; Méndez, Roberto H., eds. (2006). Nebulosas planetarias en nuestra galaxia y más allá: actas del 234.º simposio de la Unión Astronómica Internacional celebrado en Waikoloa Beach, Hawai, EE. UU., del 3 al 7 de abril de 2006. Cambridge [ua]: Cambridge Univ. Press. pp. 379–380. ISBN 978-0-521-86343-8.
  16. ^ Geballe, TR; Eyres, S. (2002). "La evolución infrarroja del objeto de Sakurai". Astrofísica y ciencia espacial . 279 : 39–49. arXiv : astro-ph/0102043 . Código Bibliográfico :2002Ap&SS.279...39G. doi :10.1023/a:1014683521291. S2CID  17926499.
  17. ^ Tyne, V.; Eyres, S. (2000). "La saga continua del objeto de Sakurai (V4334 Sgr): producción de polvo y emisión de líneas de helio". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 315 (3): 595–599. Bibcode :2000MNRAS.315..595T. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03412.x .
  18. ^ Tyne, VH; Eyres, SPS; Geballe, TR; Evans, A.; Smalley, B.; Duerbeck, HW; Asplund, M. (2000). "La saga continua del objeto de Sakurai (V4334 Sgr): producción de polvo y emisión de líneas de helio". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 315 (3): 595. Bibcode :2000MNRAS.315..595T. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03412.x .
  19. ^ Worters, H.; Rushton, M. (2009). "Objeto de Sakurai: caracterización de los eyectados de CO en el infrarrojo cercano entre 2003 y 2007". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 393 (1): 108–112. arXiv : 0810.4556 . Bibcode :2009MNRAS.393..108W. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.14135.x . S2CID  16318447.
  20. ^ Worters, HL; Rushton, MT; Eyres, SPS; Geballe, TR; Evans, A. (11 de febrero de 2009). "Objeto de Sakurai: caracterización de los eyecta de CO en el infrarrojo cercano entre 2003 y 2007". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 393 (1): 108–112. arXiv : 0810.4556 . Bibcode :2009MNRAS.393..108W. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.14135.x . S2CID  16318447.
  21. ^ ab Lawlor, TM; MacDonald, J. (febrero de 2003). "Objeto de Sakurai, V605 Aquilae y FG Sagittae: ​​una secuencia evolutiva revelada". La revista astrofísica . 583 (2): 913–922. Código Bib : 2003ApJ...583..913L. doi : 10.1086/345411 .
  22. ^ ab Pavlenko, YV; Geballe, TR (2002). "Modelos de espectros infrarrojos del objeto de Sakurai (V4334 Sgr) en 1997". Astronomía y astrofísica . 390 (2): 621–626. arXiv : astro-ph/0205528 . Bibcode :2002A&A...390..621P. doi :10.1051/0004-6361:20020732. S2CID  51163489.
  23. ^ Tyne, V (2002). "Modelado de la nube de polvo alrededor del objeto de Sakurai". Astrofísica y ciencia espacial . 279 : 139–147. Código Bibliográfico :2002Ap&SS.279..139T. doi :10.1023/A:1014672712630. S2CID  115526277.
  24. ^ Tyne, V (2002). «Objeto de Sakurai (V4334 Sgr): evolución de la capa de polvo de 1999 a 2001». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 334 (4): 875–882. ​​Bibcode :2002MNRAS.334..875T. doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05561.x .
  25. ^ Chesneau, O.; Clayton, G. (2009). "Un denso disco de polvo alrededor del objeto renacido de Sakurai". Astronomía y Astrofísica . 493 (2): L17–L20. arXiv : 0811.3295 . Bibcode :2009A&A...493L..17C. doi :10.1051/0004-6361:200811173. S2CID  13370862.
  26. ^ Hajduk, M. (2008). "Estudio de la antigua nebulosa planetaria de V4334 Sgr". Serie de conferencias de la ASP . 391 : 163–164. Código Bibliográfico :2008ASPC..391..163H.
  27. ^ Pollacco, Don (2002). "Modelado de la nebulosa planetaria". Astrofísica y ciencia espacial . 279 : 129–137. Bibcode :2002Ap&SS.279..129P. doi :10.1023/a:1014620711722. S2CID  117831251.
  28. ^ Reichel, Martín; Kimeswenger, Stefan; Van Hoof, Peter AM; Zijlstra, Albert A.; Barría, Daniela; Hajduk, Marcin; Van De Steene, Griet C.; Tafoya, Daniel (2022). "Recombinación de nebulosas ionizadas calientes: la antigua nebulosa planetaria alrededor de V4334 SGR (estrella de Sakurai)". La revista astrofísica . 939 (2): 103. arXiv : 2209.03634 . Código Bib : 2022ApJ...939..103R. doi : 10.3847/1538-4357/ac90c4 . S2CID  252118792.
  29. ^ Lawlor, TM; MacDonald, J. (2003). "Objeto de Sakurai, V605 Aquilae y FG Sagittae: ​​una secuencia evolutiva revelada". La revista astrofísica . 583 (2): 913. Código bibliográfico : 2003ApJ...583..913L. doi : 10.1086/345411 .

Enlaces externos