Objeto de Sakurai para niños

Datos para niños Objeto de Sakurai V4334 Sagittarii
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
Declinación (δ)	-17°41′08.0″
Mag. aparente (V)	10,90
Color	F2Ia S...D
Características físicas
Masa solar	0,6 M☉
Índice de color	+0.81 (B-V) +0.27 (U-B) +0.57 (V-R)
Astrometría
Velocidad radial	−170 ± 30 km/s
Distancia	(1800-5000 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 para llegar a ser 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, pero que 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 al rastro frío de las enanas blancas. Existen otros casos parecidos como es el caso del FG Sagittae. Tras su erupción en 1995, se prevé que sea la primera buena observación de un flash de helio.

Historial de observaciones

Objeto de Sakurai por Hilmar Duerbeck, Observatorio Europeo Austral.

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. El astrónomo japonés Syuichi Nakano presentó el hallazgo, prestando atención al hecho de que no se había visualizado en imágenes desde 1993, ni en los registros del Centro de astrofísica Harvard-Smithsonian del período 1930-1951, a pesar de aparecer ligeramente 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».

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 cuerpo borroso detectado en 1976 de magnitud 21, y discutió otras observaciones en los años 1994-1996, cuando la magnitud había aumentado alrededor de 11-15. 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.

Las primeras observaciones de radiación infrarroja se realizaron en 1998, en el que se presentaron las espectroscopias cercana y lejana. Los datos recogidos mostraban el inclinado 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. En el año 2000, se publicaron datos adicionales de infrarrojos grabados por el Telescopio Infrarrojo del Reino Unido, en los que se analizaban los cambios de las líneas espectrales.

Adicionalmente, ese mismo observatorio reveló un año antes que la estrella está en una etapa parecida a la de una RCB en la que se arroja mucho polvo y se pierde masa en inmensas cantidades. Desde 2005, el Objeto de Sakurai ha sido objeto de observación debido a la expulsión de partículas a causa de la fotoionización que está teniendo lugar.

Propiedades

El Objeto de Sakurai se encuentra prácticamente en la fase posterior de la rama asintótica gigante, en la que, tras el frío rastro de una enana blanca, queda expuesto a destellos en la cubierta de helio —estos son conocidos por tener un pulso térmico muy tardío—. Inicialmente, se pensaba que iba a tener una masa de unos 0,6 M_☉. Junto a 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.

Las propiedades del Objeto de Sakurai son muy parecidas a las de una V605 Aquilae. Esta, 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 subir su temperatura en las siguientes pocas décadas para alcanzar el estado actual de la V605.

Nube de polvo

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. Observaciones infrarrojas mostraron que la nube de polvo que rodeaba al objeto era principalmente carbono en una forma amorfa. En 2009, se descubrió que la capa de polvo era fuertemente asimétrica, como 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.

Nebulosa planetaria

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. Se ha determinado que la nebulosa tiene un diámetro de 44 arcosegundos y una velocidad de expansión de aproximadamente 32 km/s.

Similitudes con otras estrellas

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.

Significado en investigación astronómica

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. La razón por la que estrellas como el Objeto de Sakurai o V605 Aquilae existan, así como la vida más corta comparada con 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 se envolvieron en ramas asintóticas gigantes una vez, mientras que la FG Sagittae está cubierta de la misma por segunda vez.

Véase también

En inglés: Sakurai's Object Facts for Kids

• V605 Aquilae
• FG Sagittae