El objeto de Sakurai

El 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 expandió y se convirtió en una gigante roja . Se encuentra en el centro de una nebulosa planetaria y se cree que actualmente está 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 experimentado un pulso térmico muy tardío similar al de V605 Aquilae , lo que provocó su enorme expansión. V605 Aquilae, descubierta 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 seguirá un ciclo de vida similar en las próximas décadas.

Se espera que el Objeto de Sakurai y otras estrellas similares terminen convirtiéndose en enanas blancas ricas en helio tras recorrer de nuevo su trayectoria evolutiva desde la fase de gigante "renacida" hasta la fase de enfriamiento de enana blanca. Existen otros pocos objetos sospechosos de "renacer", como por ejemplo FG Sagittae . Tras su erupción en 1995, se prevé que el último destello de helio del Objeto de Sakurai sea el primero bien observado. ^{[ 8 ]}

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 Yukio Sakurai, un astrónomo aficionado. ^{[ 10 ]} El astrónomo japonés Syuichi Nakano informó del descubrimiento, señalando que el objeto no había sido visible en imágenes de 1993 ni en los registros del Centro de Astrofísica | Harvard & 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 aumento de 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 discutieron otras observaciones en 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 estaba de acuerdo con su apariencia y predicciones del modelo ^{[ 13 ]} y que la luminosidad del estallido estaba en el área de 3100 luminosidades solares; menor que lo predicho por un factor de 3. 

Las primeras observaciones infrarrojas se publicaron en 1998, presentando datos de espectroscopia infrarroja cercana y lejana . Los datos recopilados mostraron un fuerte aumento de brillo del Objeto Sakurai en 1996, seguido de una fuerte disminución en 1999, como se esperaba. Posteriormente se descubrió que la fuerte 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 del Telescopio Infrarrojo del Reino Unido (UKIRT) en 1999 revelaron que la estrella se encuentra en una fase similar a la de un RCB , con liberación de polvo y una enorme pérdida de masa. ^{[ 18 ]}

Desde 2005, se ha observado en las partículas eyectadas del Objeto de Sakurai que se está produciendo la fotoionización del carbono. ^{[ 5 ]}

El objeto de Sakurai es una estrella de la rama gigante post-asintótica altamente evolucionada que, tras un breve período en la trayectoria de enfriamiento de la enana blanca , ha experimentado un destello de envoltura 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 actividad pulsante, lo que sugiere que la estrella está exhibiendo inestabilidad térmica durante su último destello de envoltura de helio. ^{[ 3 ] [ 21 ]} 

_{Antes de su reencendido ,} se cree que V4334 Sgr se estaba enfriando hacia 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 6000 K y la estrella fue oscurecida 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, descubierta 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 ]}

Nebulosa planetaria

El objeto de Sakurai está rodeado por una nebulosa planetaria creada tras 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 ]}

Se espera que se registre una cantidad significativa de nuevos datos de formación y destrucción estelar 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 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 el Objeto de Sakurai y V605 Aquilae, así como por la que experimentan una 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 hipotetiza que esto se debe a que el Objeto de Sakurai y V605 Aquilae evolucionan a la rama asintótica de gigantes de estrellas por primera vez, mientras que FG Sagittae está experimentando el proceso por segunda vez. ^{[ 29 ]}

• Estrella variable del mes de la AAVSO. V4334 Sgr (Objeto de Sakurai): junio de 2002