Objeto Sakurai

El Objeto de Sakurai ( V4334  Sgr ) es una estrella en la constelación de Sagitario . Se cree que la estrella fue anteriormente una enana blanca , que se expandió hasta convertirse en una gigante roja en un estallido térmico tardío . El objeto está ubicado en el centro de una nebulosa planetaria ; se cree que la estrella se encuentra en un estado de inestabilidad térmica y el último destello de helio en el caparazón.

En el momento del descubrimiento, los astrónomos creían que el objeto de Sakurai era una nova lenta . Un análisis espectroscópico más reciente ha demostrado que la estrella no es nueva, pero está experimentando un estallido térmico tardío similar al de V605 Aquila , lo que lleva a una rápida expansión. V605 Orla, descubierta en 1919, es la segunda estrella de este tipo que se observa durante un estallido brillante; los modelos predicen que unas décadas más tarde, el objeto Sakurai seguirá el mismo escenario evolutivo.

Se cree que el Objeto Sakurai y otras estrellas similares terminan su evolución como una enana blanca rica en helio después de volver a atravesar el camino evolutivo de una enana blanca gigante a una enana blanca que se enfría. Hay varios otros objetos "renacidos", uno de los cuales es el FG de Arrow . El brote ocurrió en 1995; se supone que el último destello de helio del objeto Sakurai será el primer fenómeno de este tipo cuidadosamente observado. [9]

Historial de observaciones

La Circular de la Sociedad Astronómica Internacional, emitida el 23 de febrero de 1996, informaba del descubrimiento de una posible nova lenta con una magnitud aparente de 11,4; el objeto fue descubierto por Yukio Sakurai, un astrónomo aficionado. [10] El astrónomo japonés Shuichi Nakano anunció el descubrimiento, llamando la atención sobre el hecho de que el objeto no era visible ni en las imágenes de 1993 ni en los registros del Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica de 1930-1951 , a pesar de un probable aumento en el brillo antes del estallido. años [once]

Después del anuncio inicial, Hilmar Dürbeck publicó los resultados de un estudio del probable destello final de helio que observó Sakurai. Señala que la ubicación del objeto Sakurai corresponde a un objeto tenue descubierto en 1976 con una magnitud aparente de 21, y analiza otras observaciones de 1994-1996, durante las cuales la magnitud aparente aumentó a 11-15. [12] Al estudiar el flujo de radiación medido, el diámetro angular y la masa de la nebulosa, la distancia a la nebulosa se estimó en 5,5 kpc y la luminosidad en 38 luminosidades solares . Los investigadores notaron que estos datos son consistentes con las predicciones del modelo [13] , y la luminosidad en la llamarada es de aproximadamente 3100 luminosidades solares, que es 3 veces menos que el valor predicho por el modelo.

Los resultados de las primeras observaciones infrarrojas se publicaron en 1998 y se presentaron datos espectroscópicos en el infrarrojo cercano y lejano. Los datos recibidos mostraron un fuerte aumento en el brillo en 1996, luego en 1999 hubo una fuerte disminución en el brillo, como se esperaba. Luego se comprobó que la disminución del brillo se debe a la presencia de polvo alrededor de la estrella; la temperatura del polvo se estima en ~680 K. [14] [15] En 2000 se publicaron más observaciones infrarrojas realizadas con el telescopio UKIRT ; el documento analiza el cambio en las líneas de absorción. [16] [17]

Las observaciones con el telescopio UKIRT en 1999 indicaron que la estrella estaba experimentando una pérdida de masa significativa. [Dieciocho]

Desde 2005, se ha observado la fotoionización del carbono en las partículas expulsadas por el objeto Sakurai. [2]

Propiedades

Sakurai Object es una estrella evolutiva tardía después de la rama gigante asintótica ; la estrella después de un corto período de permanencia en la rama de las enanas blancas ha sufrido un destello de helio. [10] [19] [20] Se cree que la masa de la estrella es de 0,6 masas solares. [6] Las observaciones muestran un aumento del enrojecimiento y la actividad de pulsaciones, lo que sugiere inestabilidad térmica durante el último estallido de helio en la cubierta. [5] [21]

Hasta el reinicio de las reacciones nucleares, se consideraba que V4334 Sgr se estaba enfriando hasta convertirse en una enana blanca con una temperatura de unos 100.000 K y una luminosidad de unas 100 luminosidades solares. La luminosidad aumentó rápidamente unas 100 veces, luego la temperatura descendió a 10.000 K. La estrella comenzó a parecerse a una supergigante de tipo espectral F (F2 Ia). [7] El valor de temperatura observado continuó disminuyendo a 6000 K e inferior; la radiación visible de la estrella se ve atenuada por la presencia de polvo de carbono, que es similar a las propiedades de las estrellas de tipo R en la Corona del Norte . [22] La temperatura sube entonces a unos 20.000 K. [7]

Las propiedades del objeto Sakurai son muy similares a las del V605 Eagle . [2] V605, descubierta en 1919, es la única otra estrella conocida que se ha observado en la etapa de alta luminosidad de un estallido térmico muy tardío. Según el modelo, la temperatura del objeto Sakurai aumentará en las próximas décadas, de acuerdo con 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, lo que provocó que la observabilidad de la estrella disminuyera rápidamente, hasta que dejó de ser visible en el espectro óptico en 1999. [22] Las observaciones infrarrojas han demostrado que el polvo alrededor de la estrella está compuesto principalmente de carbono en forma amorfa. [23] En 2009, se descubrió que la envoltura de polvo era muy asimétrica, como un disco con un eje principal orientado a 134° e inclinado a unos 75°. Se cree que el disco se vuelve menos transparente debido a la rápida evolución del espectro fuente hacia temperaturas más bajas. [24] [25]

Nebulosa planetaria

El Objeto Sakurai está rodeado por una nebulosa planetaria que se formó después de la etapa de gigante roja hace unos 8.300 años. [26] La nebulosa tiene un diámetro angular de 44 segundos de arco y una velocidad de expansión de aproximadamente 32 km/s. [27]

Similitudes con otras estrellas

Un estudio de 1996 mostró que el objeto Sakurai tiene las propiedades de las estrellas variables Corona R en un déficit anómalo de carbono-13 ( 13 C). Además, la metalicidad del objeto de Sakurai en 1996 era similar a la del V605 Eagle en 1921. Se espera que el objeto Sakurai aumente la metalicidad para igualar al V605 Eagle. [quince]

Importancia para la investigación astronómica

Se espera obtener una cantidad significativa de datos sobre la formación y destrucción de estrellas, así como datos para la comparación con otros objetos, del estudio del objeto Sakurai. [10] La razón por la que existen estrellas como Object Sakurai y V605 Aquila generalmente se desconoce. Se ha observado que Sakurai Object y V605 Orla experimentan un proceso de renacimiento durante solo 10 años, con FG Arrow en esta etapa durante aproximadamente 120 años. Se supone que la razón es que el objeto de Sakurai y V605 Orla van a la rama gigante asintótica por primera vez, y FG Arrow por segunda vez. [28]

Notas

1. ↑ 12 R.M .; cutri; Skrutskie, MF; Van Dyk, S.; Beichman, California; Carpintero, JM; Chester, T.; Cambresy, L.; Evans, T.; Fowler, J.; Gizis, J.; Howard, E.; Huchra, J.; Jarret, T.; Kopan, EL; Kirkpatrick, JD; Luz, RM; Marsh, KA; McCallon, H.; Schneider, S.; Stiening, R.; Sykes, M.; Weinberg, M.; Wheaton, WA; Wheelock, S.; Zacarias, N. Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo de fuentes puntuales 2MASS All-Sky (Cutri+ 2003  )  // Catálogo de datos en línea de VizieR: II/246. Publicado originalmente en: 2003yCat.2246....0C : revista. - 2003. - vol. 2246 . - .
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3. ↑ NN; Samus; Durlevich, OV et al. 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 : revista. - 2009. - Vol. 1 . - .
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Enlaces

• Estrella Variable del Mes de AAVSO. V4334 Sgr (Objeto de Sakurai): junio de 2002 Archivado el 28 de noviembre de 2020 en Wayback Machine .

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