Usuario:5truenos/Taller/Objeto de Sakurai

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Historial de observaciones[editar]

El 23 de febrero de 1996, una circular de la Unión Astronómica Internacional anunció el descubrimiento de una «posible nova 'lenta' de magnitud 11.4 por parte de Yukio Sakurai, un astrónomo aficionado.[1]​ 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 que la explosión sugiere una lenta o simbiótica nova, la ausencia de líneas de emisión un año después de la iluminación es muy inusual».[2]​

Siguiendo el anuncio inicial, Hilmar Duerbeck y Stefano Benetti publicaron un estudio en el que se investiga el «posible final de flash de helio» observado por Sakurai. En él, notaron que la localización del objeto de Sakurai correspondía a un objeto borroso detectado en 1976 de magnitud 21, y discutió otras observaciones en los años 1994-1996, momento en el que la magnitud se había aumentado de 11 a 15.[3]​ Tras investigar los flujos medidos, 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[4]​ y que la luminosidad de la explosión estaba en el área de 3100 luminosidades solares por un factor de tres.

Las primeras observaciones de radiación infrarroja se realizaron en 1993, 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.[5]​[6]​ En el año 200, se publicaron datos de infrarrojos adicionales grabados por el Telescopio Infrarrojo del Reino Unido, en los que se analizaban los cambios de las líneas espectrales.[7]​[8]​

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.[9]​ 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.[10]​

Propiedades[editar]

El Objeto de Sakurai está envuelto de forma importante en una estrella en rama asintótica gigante posterior, en la que, a continuación de un breve período del frío rastro de una enana blanca, queda sometido al destello en la cubierta de helio —también conocido por un pulso térmico muy tardío—.[1]​[11]​[12]​ Incialmente, se pensaba que la estrella iba a tener una masa de 0,6 M☉.[13]​ Observaciones del Objeto de Sakurai muestran un creciente enrojecimiento y actividad pulsante, que sugiere que [la estrella] está inestable durante la etapa final del destello de la cubierta de helio.[14]​[15]​

Antes de su ignición, se pensó que el V4334 Sgr se había estado enfriando mientras iba hacia una enana blanca de una temperatura de unos 100 000 K y una luminosidad de alrededor de 100 L☉. Esta última rápidamente se incrementó cientos de veces para posteriormente reducir la temperatura hasta los 10 000 K aproximadamente. La estrella desarrolló la apariencia de una supergigante de clase F (F2 Ia).[16]​ La temperatura aparente continuó bajando hasta quedarse por debajo de los 6000 K y [la estrella] se fue ocultando gradualmente en las longitudes de onda ópticas por la formación de nubes de carbón similar a la R CrB star.[17]​ Desde aquel entonces, la temperatura ha aumentado hasta unos 20 000 K.[16]​

Las propiedades del Objeto de Sakurai son muy parecidas a las de una V605 Aquilae.[18]​ 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.[15]​

Nube de polvo[editar]

Véase también: Polvo cósmico

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.[19]​ Observaciones infrarrojas mostraron que la nube de polvo que rodeaba al objeto era principalmente carbono en una forma amorfa.[20]​ En 2009, se descubrió que la capa de polvo era fuertemente asimétrica, como un disco con un simieje mayor orientado a un ángulo de 134º e inclinado a unos 75º. Se cree que el disco está aumentando su opacidad debido a la rápida evolución espectral de la fuente hacia temperaturas más bajas.[21]​[22]​

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.[23]​ Se ha determinado que la nebulosa tiene un diámetro de 44 arcosegundos y una velocidad de expansión de aproximadamente 32 km/s.[24]​

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.[6]​

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.[25]​ 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 en 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.[26]​

  1. ↑ a b Pollacco, P. (2000). The Sakurai Object: A Case Study in Advanced Stellar Evolution (en inglés) 2. The Newsletter of the Isaac Newton Group of Telescopes (ING Newsl.). p. 9. Bibcode:2000INGN....2....9P. 
  2. ↑ Green, Daniel. «IAUC 6322: NOVALIKE Var IN Sgr» (en inglés). Unión Astronómica Internacional. Consultado el 21 de septiembre de 2016. 
  3. ↑ Hilmar, Duerbeck; Benetti, Stefano (10 de septiembre de 1996). Sakurai's Object - A possible Final Helium Flash in a Planetary Nebula Nucleus 468. The Astrophysical Journal. p. L111-L114. Bibcode:1996ApJ...468L.111D. doi:10.1086/310241. 
  4. ↑ Iben, I. (1983). On the Evolution of Those Nuclei of Planetary-Nebulae That Experience a Final Helium Shell Flash 264. Astrophysical Journal. pp. 605-612. Bibcode:1983ApJ...264..605I. doi:10.1086/160631. 
  5. ↑ S. Eyres (1998). Infrared Spectroscopy of Sakurai’s Object 298. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. pp. L37-L41. Bibcode:1998MNRAS.298L..37E. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01898.x. 
  6. ↑ a b Barlow, Michael J.; Méndez, Roberto H. (2006). Planetary nebulae in our galaxy and beyond : proceedings of the 234th symposium of the International Astronomical Union held in Waikoloa Beach, Hawaii, USA April 3-7, 2006 (en inglés). Cambridge: Cambridge Univ. Press. pp. 379-380. ISBN 9780521863438. Consultado el 25 de enero de 2016. 
  7. ↑ Geballe, T. R.; Eyres, S. (2002). The Infrared Evolution of Sakurai's Object (en inglés) 279. Astrophysics and Space Science. pp. 39-49. Bibcode:2002Ap&SS.279...39G. arXiv:astro-ph/0102043. doi:10.1023/a:1014683521291. 
  8. ↑ Tyne, V.; Eyres, S. (2000). The continuing saga of Sakurai's object (V4334 Sgr): dust production and helium line emission (en inglés) 315. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. pp. 595-599. Bibcode:2000MNRAS.315..595T. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03412.x. 
  9. ↑ V, Tyne; S, Eyres; T, Geballe; A, Evans; B, Smalley; H, Duerbeck; M, Asplund (julio de 2000). The continuing saga of Sakurai's object (V4334 Sgr): dust production and helium line emission. (en inglés) 315 (3). Monthly Notices Of The Royal Astronomical Society. pp. 595-599. ISSN 0035-8711. Consultado el 2 de febrero de 2016. (requiere suscripción). 
  10. ↑ van Hoof, Peter. «Recent observations of Sakurai's Object» (en inglés). Real Observatorio de Bélgica. Consultado el 28 de enero de 2016. 
  11. ↑ Worters, H.; Rushton, M. (2009). Sakurai’s Object: characterizing the near-infrared CO ejecta between 2003 and 2007 (en inglés) 393. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. pp. 108-112. Bibcode:2009MNRAS.393..108W. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14135.x. 
  12. ↑ Worters, H. L.; Rushton, M. T.; Eyres, S. P. S.; Geballe, T. R.; Evans, A. (11 de febrero de 2009). Sakurai's Object: characterizing the near-infrared CO ejecta between 2003 and 2007 (en inglés) 393 (1). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. pp. 108-112. Bibcode:2009MNRAS.393..108W. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14135.x. 
  13. ↑ Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas mass
  14. ↑ Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas ALetters
  15. ↑ a b Lawlor, T.M.; MacDonald, J. (Febrero de 2003). Sakurai's Object, V605 Aquilae, and FG Sagittae: An Evolutionary Sequence Revealed (en inglés) 583 (2). The Astrophysical Journal. pp. 913-922. Bibcode:2003ApJ...583..913L. doi:10.1086/345411. 
  16. ↑ a b Hajduk, M. (8 de abril de 2005). The Real-Time Stellar Evolution of Sakurai's Object 308 (5719). Science. pp. 231-233. Bibcode:2005Sci...308..231H. doi:10.1126/science.1108953. Consultado el 8 de marzo de 2016. 
  17. ↑ Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas pavlenko
  18. ↑ The onset of photoionization in Sakurai’s Object (V4334 Sagittarii). n 471. Astronomy & Astrophysics. 2007. pp. L9-L12. Bibcode:2007A&A...471L...9V. arXiv:0706.3857. doi:10.1051/0004-6361:20077932.  Parámetro desconocido |apllido1= ignorado (ayuda)
  19. ↑ Hajduk, M. (2008). Studying the old planetary nebula of V4334 Sgr (en inglés) 391. Astronomical Society of the Pacific Conference Series. pp. 163-164. 
  20. ↑ Tyne, V (2002). Modelling the dust cloud around Sakurai's Object (en inglés) 279. Astrophysics and Space Science. pp. 139-147. Bibcode:2002Ap&SS.279..139T. doi:10.1023/A:1014672712630. 
  21. ↑ Tyne, V (2002). Sakurai's Object (V4334 Sgr): evolution of the dust shell from 1999 to 2001 (en inglés) 334. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. pp. 875-882. Bibcode:2002MNRAS.334..875T. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05561.x. 
  22. ↑ Chesneau, O.; Clayton, G. (2009). A dense disk of dust around the born-again Sakurai's object (en inglés) 493. Astronomy & Astrophysics. pp. L17-L20. Bibcode:2009A&A...493L..17C. arXiv:0811.3295. doi:10.1051/0004-6361:200811173. 
  23. ↑ Hajduk, M. (2008). Studying the old planetary nebula of V4334 Sgr (en inglés) 391. Astronomical Society of the Pacific Conference Series. pp. 163-164. 
  24. ↑ Pollacco, Don (2002). Modelling the Planetary Nebula (en inglés) 279. Astrophysics and Space Science. pp. 129-137. Bibcode:2002Ap&SS.279..129P. doi:10.1023/a:1014620711722. 
  25. ↑ Pollacco, Don. «The Sakurai Object: A Case Study in Advanced Stellar Evolution» (en inglés). Isaac Newton Group of Telescopes. Consultado el 16 de enero de 2016. 
  26. ↑ Lawlor, J.; MacDonald. «Sakurai's Object, V605 Aquilae, and FG Sagittae: An Evolutionary Sequence Revealed». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service (en inglés). The Astrophysical Journal, Volume 583, Issue 2, pp. 913-922. Consultado el 16 de enero de 2016.  |nombre1= y |nombre= redundantes (ayuda)
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