좌표 : 17h 52m 32.69s, -17° 41' 08.0
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사쿠라이의 오브제

Sakurai's Object
사쿠라이의 오브제

사쿠라이의 오브제 (사진: ESO)
관측자료
에포크J2000.0이쿼녹스J2000.0(ICRS)
별자리 궁수자리
적승 17h 52m 32.69s[1]
데클로네이션 -17°41' 08.[1]0
겉보기크기(V) 10.90 - 21[2]
특성.
스펙트럼형 변수
겉보기크기(J) 11.555 ± 0.022[1]
U-B 컬러 인덱스 +0.27[3]
B-V 컬러 인덱스 +0.81[3]
V-R 컬러 인덱스 +0.57[3]
측성법
반지름 속도(Rv)-170 ± 30km[4]/s
거리1800-5000[5] pc
세부 사항
덩어리0.6[6] M☉
광도~10,000[7] L☉
기타지명
V4334 Sgr, V4334 Sagittarii, 2MASS J17523269-1741080, DPV 1, Sakurai's variable, PN G010.4+04.4, GSC2 S2202011182877, Sakurai's Object, AAVSO 1746-17
데이터베이스 참조
심배드데이터.

사쿠라이의 천체(V4334 Sagittarii)는 궁수자리에 있는 항성입니다. 이전에는 아주 늦은 열 펄스의 결과로 부풀어 올라 적색 거성이 된 백색 왜성이었던 것으로 추정됩니다. 이 성운은 행성상 성운의 중심에 위치하고 있으며 현재 열 불안정 상태에 있으며 최종 껍질 헬륨 섬광 단계 내에 있는 것으로 추정됩니다.

발견 당시, 천문학자들은 사쿠라이의 천체가 느림보라고 믿었습니다. 나중에 분광 분석을 통해 이 별은 초신성이 아니라 V605 아퀼라에와 비슷한 아주 늦은 열 펄스를 거쳤으며, 이로 인해 별이 엄청나게 팽창했음을 알 수 있습니다. 1919년에 발견된 V605 아퀼래는 매우 늦은 열 펄스의 고광도 단계에서 관찰된 것으로 알려진 유일한 다른 별이며, 모델들은 사쿠라이의 물체가 향후 수십 년 동안 비슷한 수명 주기를 따를 것이라고 예측합니다.

사쿠라이의 천체와 다른 유사한 별들은 "다시 태어난" 거대 단계에서 백색 왜성 냉각 궤도로 진화 궤도를 되돌린 후 헬륨이 풍부한 백색 왜성이 될 것으로 예상됩니다. 다른 "태어나" 것으로 의심되는 물체는 거의 없습니다. 한 가지 예로 FG 사기태가 있습니다. 1995년에 폭발한 사쿠라이 물체의 마지막 헬륨 섬광이 관측된 최초의 것이 될 것으로 예상됩니다.[8]

관측이력

Duerbeck(2002)[9]에서 차용한 V4334 Sagittarii용 시각 밴드 광곡선

1996년 2월 23일 국제천문연맹 회보는 아마추어 천문학자인 사쿠라이 유키오에 의해 진도 11.4의 "가능한 '느린' 노바의 발견"을 발표했습니다.[10] 일본 천문학자 나카노 유이치는 이 발견을 보고했는데, 이 물체가 1993년의 이미지나 1930-1951년 동안 천체물리학 센터 하버드 & 스미스소니언 기록에서 볼 수 없었다는 사실에 주목했습니다. 나카노(Nakano)는 "폭발은 느리거나 공생하는 노바(nova)를 암시하지만, 밝은 후 1년 후 뚜렷한 방출선이 없는 것은 매우 이례적입니다."[11]라고 썼습니다.

최초의 발표 이후, 힐마르 뒤르벡은 사쿠라이에 의해 목격된 "가능한 최종 헬륨 섬광"을 조사하는 연구를 발표했습니다. 그들은 사쿠라이 천체의 위치가 1976년에 발견된 진도 21의 희미한 물체에 해당한다는 것에 주목하고 1994-1996년에 다른 관측에 대해 논의했습니다. 그 당시에는 진도가 약 11-15까지 증가했습니다.[12] 측정된 성운의 플럭스, 각지름, 질량을 조사하여 거리 5.5kpc, 광도 38을 측정했습니다. 연구원들은 이것이 그들의 외모와 모델 예측과[13] 일치하며 폭발 광도가 3100 태양 광도 영역에 있다고 언급했습니다. 이는 예측한 것보다 3배 낮은 것입니다.

1998년에 최초의 적외선 관측이 발표되었으며, 여기서 근적외선 분광학 데이터와 원적외선 분광학 데이터가 모두 제시되었습니다. 수집된 데이터는 Sakurai의 Object가 1996년에 급격히 밝아진 것을 보여주었으며, 예상대로 1999년에 급격히 감소했습니다. 이 별의 급격한 빛의 감소는 ~680 K의 온도에서 존재하는 항성 주위에 위치한 주위의 먼지 때문이라는 것이 나중에 밝혀졌습니다.[14][15] 영국 적외선 망원경이 기록한 적외선 데이터는 2000년에 발표되었는데, 여기서 흡수선의 변화에 대한 연구 결과가 논의되었습니다.[16][17]

1999년 영국 적외선 망원경(UKIRT)의 관측 결과 이 별은 먼지가 방출되고 엄청난 질량 손실과 함께 RCB와 같은 단계에 있다는 것이 밝혀졌습니다.[18]

2005년부터 사쿠라이의 물체에서 분출된 입자에서 탄소의 광이온화가 일어나는 것이 관찰되었습니다.[5]

특성.

사쿠라이 천체(Sakurai's Object)는 백색 왜성 냉각 궤도에서 짧은 시간 동안 헬륨 껍질 섬광(Helium shell flash, 매우 늦은 열 펄스라고도 함)을 겪은 매우 진화한 후의 거대한 가지 별입니다.[10][19][20] 이 별의 질량은 약 0.6 정도인 것으로 [6]추정됩니다. 사쿠라이 천체의 관측은 이 별이 마지막 헬륨 껍질 섬광 동안 열 불안정을 보이고 있음을 시사하며 붉어지고 펄럭이는 활동이 증가하고 있음을 보여줍니다.[3][21]

재위기 전 V4334 Sgr은 온도가 약 100,000 K, 광도가 약 100인 백색왜성을 향해 식어가고 있었던 것으로 추정됩니다. L☉. ☉광도는 약 100배로 급격히 증가한 다음 온도가 약 10,000K까지 감소했습니다. 이 별은 F급 초거성(F2 Ia)의 모습을 발전시켰습니다.[7] 겉보기 온도는 6,000 K 이하로 계속 냉각되었고, R CrB 별과 비슷한 탄소 먼지의 형성에 의해 별은 광학 파장에서 점차 가려졌습니다.[22] 그 이후로 온도가 약 20,000 K까지 상승했습니다.[7]

사쿠라이의 오브제의 속성은 V605 아퀼래와 상당히 유사합니다.[5] 1919년에 발견된 V605는 매우 늦은 열 펄스의 고광도 단계에서 관측된 유일한 다른 알려진 별이며, 사쿠라이의 물체는 V605의 현재 상태와 일치하도록 향후 수십 년 동안 온도가 증가하도록 모델링되었습니다.[21]

먼지구름

참고 항목: 우주진

1998년 하반기에 광학적으로 두꺼운 먼지 껍질이 사쿠라이의 천체를 가려서 이 별의 가시거리가 급격히 감소하여 1999년에 광학 파장 관측에서 완전히 사라졌습니다.[22] 적외선 관측 결과 이 별 주변의 먼지 구름은 주로 비정질 형태의 탄소인 것으로 나타났습니다.[23] 2009년에는 장축이 134°의 각도와 약 75°의 경사를 가진 원반으로 먼지 껍질이 매우 비대칭적이라는 것이 발견되었습니다. 원반은 더 낮은 온도로 향하는 소스의 빠른 스펙트럼 진화로 인해 더 불투명하게 성장하고 있는 것으로 생각됩니다.[24][25]

행성상 성운

사쿠라이의 오브제, 힐마르 뒤르벡, ESO

사쿠라이의 천체는 약 8300년 전 이 별의 적색거성 단계 이후 생성된 행성상 성운으로 둘러싸여 있습니다.[26] 성운의 지름은 44초, 팽창 속도는 약 32km/s인 것으로 밝혀졌습니다.[27]

다른 별들과의 유사성

1996년 연구에 따르면 사쿠라이의 천체는 탄소-13(13C) 결핍의 변칙성과 함께 R 코로나에 보레알리스 변광성의 특징을 가지고 있습니다. 또한, 1996년 사쿠라이의 물체의 금속성은 1921년 V605 아퀼래와 유사했습니다. 그러나 사쿠라이의 물체는 V605 Aquilae에 필적할 정도로 금속성이 커질 것으로 예상됩니다.[15]

천문학 연구의 의의

사쿠라이 천체의 지속적인 관측을 통해 상당한 양의 새로운 별 형성 및 별 파괴 데이터가 기록될 것으로 예상되며, 향후 유사 별 연구에 참고 자료로 활용될 것으로 기대됩니다.[10] 예를 들어, Sakurai's Object는 행성상 성운이 이온화된 후 발생하는 재결합을 연구하기 위한 주요 표적입니다. 왜냐하면 조건이 실험실에서 복제하기 매우 어려울 것이기 때문입니다.[28] 대부분의 별에 비해 수명이 짧을 뿐만 아니라 사쿠라이의 천체, V605 아퀼래 등의 별이 존재하는 이유는 대부분 알려져 있지 않습니다. 사쿠라이의 오브제와 V605 아퀼래는 10년 동안 born-again 행동을 하는 것이 관찰된 반면, FG Sagittae는 120년 동안 이러한 행동을 했습니다. 이는 사쿠라이의 천체와 V605 아퀼래가 처음으로 점근적 거대 항성 가지로 진화한 반면, FG 사기태는 두 번째 과정을 거치고 있기 때문으로 추측됩니다.[29]

참고문헌

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