Obiect Sakurai | |
---|---|
Stea | |
Istoria cercetării | |
deschizator | Yukio Sakurai |
Date observaționale ( Epoca J2000.0 ) |
|
ascensiunea dreaptă | 17 h 52 m 32,69 s [1] |
declinaţie | −17° 41′ 8.00″ [1] |
Distanţă | 1800-5000 buc [2] |
Mărimea aparentă ( V ) | 10.90 - 21 [3] |
Constelaţie | Săgetător |
Astrometrie | |
Viteza radială ( Rv ) | −170 ± 30 [4] km/s |
Caracteristici spectrale | |
Clasa spectrală | F2Ia [8] |
Indice de culoare | |
• B−V | +0,81 [5] |
• U−B | +0,27 [5] |
caracteristici fizice | |
Greutate | 0,6 [6] M ⊙ |
Luminozitate | ~10 000 [7] L ⊙ |
Codurile din cataloage | |
V4334 Sgr, V4334 Sagittarii, 2MASS J17523269-1741080, DPV 1, variabila Sakurai, PN G010.4+04.4, GSC2 S2202011182877, Obiectul lui Sakurai, AAVSO 17746-177 | |
Informații în baze de date | |
SIMBAD | date |
Informații în Wikidata ? |
Obiectul lui Sakurai ( V4334 Sgr ) este o stea din constelația Săgetător . Se crede că steaua a fost anterior o pitică albă , care sa extins într-o gigantă roșie într-o explozie termică târzie . Obiectul este situat în centrul unei nebuloase planetare ; se crede că steaua se află într-o stare de instabilitate termică și fulgerul final de heliu în anvelopă.
La momentul descoperirii, astronomii credeau că obiectul lui Sakurai este o nova lentă . Analize spectroscopice mai recente au arătat că steaua nu este nouă, dar se confruntă cu o explozie termică târzie similară cu cea a lui V605 Aquila , ceea ce duce la o expansiune rapidă. V605 Orla, descoperită în 1919, este a doua astfel de stea observată în timpul unei izbucniri strălucitoare; modelele prevăd că câteva decenii mai târziu, obiectul Sakurai va urma același scenariu evolutiv.
Se crede că Obiectul Sakurai și alte stele similare își pun capăt evoluției ca pitică albă bogată în heliu după ce au revenit pe calea evolutivă de la gigant la pitică albă care se răcește. Există câteva alte obiecte „renăscute”, dintre care unul este FG-ul Arrow . Focarul a avut loc în 1995; se presupune că fulgerul final de heliu al obiectului Sakurai va fi primul fenomen de acest fel observat cu atenție. [9]
Circulara Societății Internaționale de Astronomie, publicată pe 23 februarie 1996, a raportat descoperirea unei posibile noi lente cu o magnitudine aparentă de 11,4; obiectul a fost descoperit de Yukio Sakurai, un astronom amator. [10] Astronomul japonez Shuichi Nakano a anunțat descoperirea, atrăgând atenția asupra faptului că obiectul nu era vizibil nici în imaginile din 1993, nici în înregistrările Centrului Harvard-Smithsonian pentru Astrofizică din 1930-1951 , în ciuda unei creșteri probabile a luminozității înainte de izbucnire. .ani. [unsprezece]
După anunțul inițial, Hilmar Dürbeck a publicat rezultatele unui studiu privind probabilitatea fulgerului final de heliu pe care Sakurai a observat-o. Se notează că locația obiectului Sakurai corespunde unui obiect slab descoperit în 1976 cu o magnitudine aparentă de 21 și discută alte observații din 1994-1996, în timpul cărora magnitudinea aparentă a crescut la 11-15. [12] La studierea fluxului de radiație măsurat, diametrul unghiular și masa nebuloasei, distanța până la nebuloasă a fost estimată la 5,5 kpc și luminozitatea egală cu 38 de luminozități solare . Cercetătorii au observat că aceste date sunt în concordanță cu predicțiile modelului [13] , iar luminozitatea în erupție este de aproximativ 3100 de luminozități solare, care este de 3 ori mai mică decât valoarea prezisă de model.
Rezultatele primelor observații în infraroșu au fost publicate în 1998 și au fost prezentate date de spectroscopie în infraroșu apropiat și îndepărtat. Datele primite au arătat o creștere bruscă a luminozității în 1996, apoi în 1999 a avut loc o scădere bruscă a luminozității, așa cum era de așteptat. Apoi s-a constatat că scăderea luminozității se datorează prezenței prafului în jurul stelei; temperatura prafului este estimată la ~ 680 K. [14] [15] Alte observații în infraroșu făcute cu telescopul UKIRT au fost publicate în 2000; lucrarea discută schimbarea liniilor de absorbție. [16] [17]
Observațiile efectuate cu telescopul UKIRT în 1999 au indicat că steaua suferea o pierdere semnificativă de masă. [optsprezece]
Din 2005, fotoionizarea carbonului a fost observată în particulele ejectate de obiectul Sakurai. [2]
Obiectul Sakurai este o stea evolutivă târzie după ramura gigant asimptotică ; steaua după o scurtă perioadă de ședere pe ramura piticelor albe a suferit o fulgerare de heliu. [10] [19] [20] Se crede că masa stelei este de 0,6 mase solare. [6] Observațiile arată creșterea activității de înroșire și pulsații, sugerând instabilitate termică în timpul exploziei finale de heliu în coajă. [5] [21]
Până la reluarea reacțiilor nucleare, V4334 Sgr a fost considerat a se răci la o pitică albă cu o temperatură de aproximativ 100.000 K și o luminozitate de aproximativ 100 de luminozități solare. Luminozitatea a crescut rapid de aproximativ 100 de ori, apoi temperatura a scăzut la 10.000 K. Steaua a început să arate ca o supergigantă de tip spectral F (F2 Ia). [7] Valoarea temperaturii observate a continuat să scadă la 6000 K și mai jos; radiația vizibilă a stelei este atenuată de prezența prafului de carbon, care este similar cu proprietățile stelelor de tip R din Corona de Nord . [22] Temperatura crește apoi la aproximativ 20.000 K. [7]
Proprietățile obiectului Sakurai sunt în general similare cu cele ale V605 Eagle . [2] V605, descoperită în 1919, este singura altă stea despre care se știe că a fost observată în stadiul de luminozitate ridicată a unei explozii termice foarte târzii. Potrivit modelului, obiectul Sakurai va crește temperatura în următoarele câteva decenii, în concordanță cu starea actuală a lui V605. [21]
În a doua jumătate a anului 1998, un plic de praf gros din punct de vedere optic a ascuns obiectul lui Sakurai, făcând ca observabilitatea stelei să scadă rapid, până când a încetat să mai fie vizibilă în spectrul optic în 1999. [22] Observațiile în infraroșu au arătat că praful din jurul stelei este compus în principal din carbon în formă amorfă. [23] În 2009, sa constatat că învelișul de praf este extrem de asimetric, ca un disc cu o axă majoră orientată la 134° și înclinată la aproximativ 75°. Se crede că discul devine mai puțin transparent datorită evoluției rapide a spectrului sursei către temperaturi mai scăzute. [24] [25]
Obiectul Sakurai este înconjurat de o nebuloasă planetară care s-a format după stadiul de gigant roșie în urmă cu aproximativ 8.300 de ani. [26] Nebuloasa are un diametru unghiular de 44 de secunde de arc și o viteză de expansiune de aproximativ 32 km/s. [27]
Un studiu din 1996 a arătat că obiectul Sakurai are proprietățile stelelor variabile Corona R într-un deficit anormal de carbon-13 ( 13 C). De asemenea, metalitatea obiectului lui Sakurai din 1996 a fost similară cu cea a lui V605 Eagle din 1921. Se așteaptă ca obiectul Sakurai să crească metalitatea pentru a se potrivi cu V605 Eagle. [cincisprezece]
O cantitate semnificativă de date despre formarea și distrugerea stelelor, precum și date pentru comparație cu alte obiecte, este de așteptat să fie obținută din studiul obiectului Sakurai. [10] Motivul pentru care există stele precum Object Sakurai și V605 Aquila este în general necunoscut. Sakurai Object și V605 Orla au experimentat un proces de renaștere de numai 10 ani, cu FG Arrow în această etapă de aproximativ 120 de ani. Se presupune că motivul este că obiectul lui Sakurai și V605 Orla merg la ramura gigant asimptotică pentru prima dată, iar FG Arrow a doua oară. [28]
![]() |
---|
Săgetător | Stele din constelația|
---|---|
Bayer | |
Flamsteed | |
Variabile |
|
sisteme planetare |
|
Alte | |
Lista stelelor din constelația Săgetător |