Objeto de Sakurai
Objeto de Sakurai V4334 Sagittarii | ||
---|---|---|
![]() El objeto de Sakurai captado por el Observatorio Europeo Austral | ||
Datos de observación (Época J2000.0) | ||
Constelación | Sagitario | |
Ascensión recta (α) | 17 h 52 m 32.69 s[1] | |
Declinación (δ) | -17°41′08.0″[1] | |
Mag. aparente (V) | 10.90[1] | |
Características físicas | ||
Masa solar | 0.6[2] M☉ | |
Índice de color |
+0.81[3] (B-V) +0.27[3] (U-B) +0.57[3] (V-R) | |
Astrometría | ||
Velocidad radial | −170 ± 30[4] km/s | |
Distancia | (1800-5000[5] pc) | |
Referencias | ||
SIMBAD | enlace | |
El objeto de Sakurai (V4334 Sgr) es una estrella localizada en la constelación de Sagitario. Se piensa que anteriormente fue una enana blanca que, como consecuencia de un pulso térmico muy tardío, aumentó hasta convertirse en una gigante roja. Se ubica en el centro de una nebulosa planetaria y se cree que actualmente está en una inestabilidad térmica dentro de la última fase del flash de helio.
En el momento de su descubrimiento, los astrónomos pensaron que era una nova lenta, aunque posteriormente los análisis espectroscópicos sugirieron que no era tal; en cambio tenía un pulso térmico similar al de la V605 Aquilae, lo que causó una amplia expansión. V605 Aquilae, que fue descubierta en 1919, es la única estrella conocida que se ha observado durante la alta luminosidad de un pulso térmico tardío y los modelos predicen que el objeto de Sakurai seguirá el mismo ciclo durante las siguientes décadas.
Se espera que esta y otras estrellas parecidas terminen como enanas blancas con mucho helio después de retroceder su evolución desde un renacimiento en la fase de gigante hasta la secuencia de enfriamiento de las enanas blancas; de hecho, ya existen otros casos parecidos como es el caso del FG Sagittae. Tras su erupción en 1995, se prevé que sea el primer flash de helio observado apropiadamente.[6]
Historial de observaciones
[editar]![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c5/Phot-21-96.gif/200px-Phot-21-96.gif)
El 23 de febrero de 1996, en una circular de la Unión Astronómica Internacional, se anunció el descubrimiento de una «posible nova "lenta"» de magnitud 11.4 por parte de Yukio Sakurai, un astrónomo aficionado.[7] El astrónomo japonés Syuichi Nakano presentó el hallazgo y señaló el hecho de que no se había visualizado en imágenes desde 1993, ni en los registros del centro de astrofísica Harvard-Smithsonian del período que va desde 1930 hasta 1951, a pesar de que parecía brillar gradualmente en los años anteriores. Nakano escribió que «mientras la explosión sugiere una lenta o simbiótica nova, la ausencia de líneas de emisión un año después de la iluminación es muy inusual».[8]
Siguiendo la publicación inicial, Hilmar Duerbeck y Stefano Benetti divulgaron un estudio en el que se investigaba el «posible final del flash de helio» observado por Sakurai. En él, notaron que la localización del objeto de Sakurai correspondía a un elemento débil detectado en 1976 de magnitud 21, y discutieron otras observaciones entre los años 1994 y 1996, cuando esta había aumentado a alrededor de entre 11 y 15.[9] Tras investigar los flujos de medida, diámetro angular y la masa de la nebulosa, se determinó una distancia de 5.5 kpc y una luminosidad de 38 L☉. Los investigadores mencionaron que esto era según la apariencia y las predicciones del modelo.[10]
Las primeras observaciones de radiación infrarroja se realizaron en 1998, cuando se presentaron las espectroscopias cercana y lejana. Los datos recogidos mostraban el excesivo brillo del objeto de Sakurai en 1996, seguido de una nítida disminución en 1999, tal y como se esperaba. Posteriormente, se descubrió que el fuerte descenso fue debido al polvo circunestelar ubicado alrededor de la estrella, que presentaba una temperatura de ~680 K.[11][12] En el año 2000, se publicaron datos adicionales grabados por el Telescopio Infrarrojo del Reino Unido, en los que se analizaron los cambios de las líneas espectrales.[13][14] Por añadidura, esa misma tecnología había revelado un año antes que la estrella estaba en una etapa parecida a la de una RCB en la que se arrojaba mucho polvo y se perdía masa en amplias cantidades.[15] Desde 2005, la estrella ha sido objeto de observación debido a la expulsión de partículas a causa de la fotoionización que estaba teniendo lugar.[16]
Propiedades
[editar]El objeto de Sakurai es una estrella altamente desarrollada de la rama asintótica gigante, en la que, tras la secuencia de enfriamiento de una enana blanca, expermenta un flash de helio en capa —también conocidos por tener un pulso térmico muy tardío—.[7][17][18] Inicialmente, se pensaba que iba a tener una masa de unos 0.6 M☉.[2] Junto con ello, observaciones del objeto de Sakurai han mostrado un creciente enrojecimiento y actividad pulsante, lo que sugiere que la estrella está inestable durante la última parte de esta etapa.[3][19]
Las propiedades del objeto de Sakurai son muy parecidas a las de V605 Aquilae[5] —descubierta en 1919 como la única otra estrella conocida observada durante la fase de alta luminosidad de un pulso térmico muy tardío— y está modelado para subir su temperatura en las siguientes pocas décadas para alcanzar un estado similar.[19]
Nube de polvo
[editar]Durante la segunda mitad de 1998, una gruesa capa de polvo oscureció el objeto de Sakurai, lo que causó un rápido decrecimiento en la visibilidad de la estrella hasta 1999, cuando desapareció totalmente del espectro visible.[20] Observaciones infrarrojas mostraron que la nube de polvo que rodeaba al objeto era principalmente carbono en una forma amorfa.[21] En 2009, se descubrió que la capa de polvo era fuertemente asimétrica, similar a un disco con un semieje mayor orientado a un ángulo de 134° e inclinado a unos 75°. Se cree que el disco está aumentando su opacidad debido a la rápida evolución espectral de la fuente hacia temperaturas más bajas.[22][23]
Nebulosa planetaria
[editar]El objeto de Sakurai está rodeado de una nebulosa planetaria creada a continuación de la fase de gigante roja en una estrella hace unos 8300 años.[24] Se ha determinado que la nebulosa tiene un diámetro de 44 arcosegundos y una velocidad de expansión de aproximadamente 32 km/s.[25]
Similitudes con otras estrellas
[editar]Una investigación en 1996 reveló que el objeto de Sakurai tenía las características de una estrella variable R Coronae Borealis pero con la anomalía de falta de Carbono-13 (13C). Además, la metalicidad de la estrella en ese mismo año fue parecida a la de V605 Aquilae en 1921. Sin embargo, se cree que crecerá hasta alcanzar a esta última.[12]
Significado en investigación astronómica
[editar]Tras la constante observación del objeto de Sakurai, se espera grabar un amplio conjunto de nuevas estrellas en formación o destruyéndose, además de usar sus datos para la investigación futura de estrellas similares.[26] La razón por la que estrellas como el objeto de Sakurai o V605 Aquilae existen, así como el hecho de tener una vida más corta que la mayor parte de las estrellas, es ampliamente desconocida. Se ha observado que estas dos estrellas han experimentado un comportamiento de renacimiento por solo diez años, mientras que la FG Sagittae ha sufrido esa pauta durante 120 años. También se ha hipotetizado que esto sucede debido a que tanto el objeto de Sakurai como V605 Aquilae evolucionaron en ramas asintóticas gigantes una vez, mientras que la FG Sagittae está cubierta de la misma por segunda vez.[27]
Véase también
[editar]Referencias
[editar]- ↑ a b c «SIMBAD Database entry for V4334 Sgr» (en inglés). SIMBAD. Consultado el 19 de abril de 2013.
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Enlaces externos
[editar]- Esta obra contiene una traducción total derivada de «Sakurai's Object» de Wikipedia en inglés, concretamente de esta versión del 29 de febrero de 2016, publicada por sus editores bajo la Licencia de documentación libre de GNU y la Licencia Creative Commons Atribución-CompartirIgual 4.0 Internacional.
- V4334 Sagittarii - American Association of Variable Star Observers (en inglés)