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« Objet de Sakurai » : différence entre les versions

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'''L'objet de Sakurai''' ('''V4334 Sgr''') est une [[étoile]] dans la [[constellation]] du [[Sagittaire (constellation)|Sagittaire]], nommée d'après l'astronome amateur japonais [[Yukio Sakurai]]. On pense qu'elle fut une [[naine blanche]] qui, à la suite d'une [[Branche asymptotique des géantes|impulsion thermique tardive]], gonfla et devint une [[géante rouge]]. Elle est située au centre d'une [[nébuleuse planétaire]] et est censée être actuellement en cours d'instabilité thermique et dans sa phase finale de [[Flash de l'hélium|flash de l'hélium en coquille.]]
L''''objet de Sakurai''' ('''{{nobr|V4334 Sgr}}''') est une [[étoile]] dans la [[constellation]] du [[Sagittaire (constellation)|Sagittaire]], [[éponymie|nommée d'après]] l'[[astronome amateur]] [[japon]]ais [[Yukio Sakurai]]. On pense qu'elle fut une [[naine blanche]] qui, à la suite d'une [[Branche asymptotique des géantes|impulsion thermique tardive]], gonfla et devint une [[géante rouge]]. Elle est située au centre d'une [[nébuleuse planétaire]] et est censée être actuellement en cours d'instabilité thermique et dans sa phase finale de [[Flash de l'hélium|flash de l'hélium en coquille]].

== Découverte ==
== Découverte ==
Au moment de sa découverte, en {{date-|février 1996}}, les astronomes pensaient que l'objet de Sakurai était une [[Nova|nova lente]]. Ultérieurement, l'analyse spectroscopique a suggéré que l'étoile n'était pas une nova, mais avait fait l'objet d'une impulsion thermique très tardive similaire à celle de [[V605 Aquilae|V605 Aquilæ]], l'amenant à s'élargir fortement. V605 Aquilæ, découverte en 1919, est la seule autre étoile connue pour avoir été observée au cours de la phase de haute luminosité de l'impulsion thermique tardive, et les modèles prédisent que l'objet de Sakurai, au cours des prochaines décennies, suivra le même cycle de vie.
Au moment de sa découverte, en {{date|février 1996|en astronomie}}, les astronomes pensaient que l'objet de Sakurai était une [[nova]] lente. Ultérieurement, l'analyse spectroscopique a suggéré que l'étoile n'était pas une nova, mais avait fait l'objet d'une impulsion thermique très tardive similaire à celle de [[V605 Aquilae]], l'amenant à s'élargir fortement. {{nobr|[[V605 Aquilae]]}}, découverte en 1919, est la seule autre étoile connue pour avoir été observée au cours de la phase de haute luminosité de l'impulsion thermique tardive, et les modèles prédisent que l'objet de Sakurai, au cours des prochaines décennies, suivra le même cycle de vie.


L'objet de Sakurai et d'autres étoiles similaires paraissent devoir se terminer en naines blanches riches en [[hélium]] lorsqu'on retrace leur d'évolution depuis la phase de géante "née de nouveau" vers la naine blanche se refroidissant. Il y a quelques autres objets présumés "nés de nouveau", par exemple [[FG Sagittae|FG Sagittæ]]. Ayant éclaté en 1995, il est possible que le flash d'hélium final de l'objet de Sakurai soit le premier bien observé<ref name="The Astrophysical Journal">{{Article|langue=en|nom1=Duerbeck|prénom1=Hilmar W.|nom2=Benetti|prénom2=Stefano|titre=Sakurai's Object—A Possible Final Helium Flash in a Planetary Nebula Nucleus|périodique=The Astrophysical Journal|date=10 septembre 1996|volume=468|numéro=2|pages=L111–L114|doi=10.1086/310241|bibcode=1996ApJ...468L.111D}}</ref>.
L'objet de Sakurai et d'autres étoiles similaires paraissent devoir se terminer en naines blanches riches en [[hélium]] lorsqu'on retrace leur d'évolution depuis la phase de géante "née de nouveau" vers la naine blanche se refroidissant. Il y a quelques autres objets présumés "nés de nouveau", par exemple [[FG Sagittae]]. Ayant éclaté en 1995, il est possible que le flash d'hélium final de l'objet de Sakurai soit le premier bien observé<ref name="The Astrophysical Journal">{{Article|langue=en|nom1=Duerbeck|prénom1=Hilmar W.|nom2=Benetti|prénom2=Stefano|titre=Sakurai's Object—A Possible Final Helium Flash in a Planetary Nebula Nucleus|périodique=The Astrophysical Journal|date=10 septembre 1996|volume=468|numéro=2|pages=L111–L114|doi=10.1086/310241|bibcode=1996ApJ...468L.111D}}</ref>.


== Histoire de l'observation ==
== Histoire de l'observation ==
[[Fichier:Phot-21-96.gif|gauche|vignette|Objet de Sakurai, par Hilmar Duerbeck, [[Observatoire européen austral|ESO]]]]
[[Fichier:Phot-21-96.gif|gauche|vignette|Objet de Sakurai, par Hilmar Duerbeck, [[Observatoire européen austral|ESO]]]]
Une [[circulaire de l'Union astronomique internationale]] envoyée le {{date-|23 février 1996}} a annoncé la découverte d'une "possible [[nova]] ''lente''" de [[Magnitude apparente|magnitude]] 11,4 par Yukio Sakurai, un astronome amateur. L'astronome japonais [[Syuichi Nakano]] a signalé la découverte, en attirant l'attention sur le fait que l'objet n'avait pas été visible en images à partir de 1993, et ne se retrouvait pas non plus dans les dossiers de la [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]] des années 1930-1951, en dépit du fait que sa luminosité semblait augmenter lentement les années précédentes. Nakano a écrit que "bien que l'explosion [suggère] une nova lente ou symbiotique, l'absence de raies d'émission un an après l'augmentation de luminosité est très inhabituel"<ref name="circular">{{article|langue=en|bibcode=1996IAUC.6322....1N|titre=Novalike Variable in Sagittarius|journal=IAU Circ|volume=6322|pages=1|auteur1=Nakano|prénom1=S.|nom2=Sakurai|prénom2=Y.|nom3=Hazen|prénom3=M.|nom4=McNaught|prénom4=R. H.|nom5=Benetti|prénom5=S.|nom6=Duerbeck|prénom6=H. W.|nom7=Cappellaro|prénom7=E.|nom8=Leibundgut|prénom8=B.|année=1996}}</ref>.
Une [[circulaire de l'Union astronomique internationale]] envoyée le {{date|23 février 1996|en astronomie}} a annoncé la découverte d'une {{citation|possible [[nova]] ''lente''}} de [[Magnitude apparente|magnitude]] 11,4 par [[Yukio Sakurai]], un [[astronome amateur]]. L'[[astronome]] [[japon]]ais [[Syuichi Nakano]] a signalé la découverte, en attirant l'attention sur le fait que l'objet n'avait pas été visible en images à partir de 1993, et ne se retrouvait pas non plus dans les dossiers de la [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]] des années 1930-1951, en dépit du fait que sa luminosité semblait augmenter lentement les années précédentes. Nakano a écrit que {{citation|bien que l'explosion [suggère] une nova lente ou [[nova symbiotique|symbiotique]], l'absence de [[raies d'émission]] un an après l'augmentation de luminosité est très inhabituel}}<ref name="circular">{{article|langue=en|bibcode=1996IAUC.6322....1N|titre=Novalike Variable in Sagittarius|journal=IAU Circ|volume=6322|pages=1|auteur1=Nakano|prénom1=S.|nom2=Sakurai|prénom2=Y.|nom3=Hazen|prénom3=M.|nom4=McNaught|prénom4=R. H.|nom5=Benetti|prénom5=S.|nom6=Duerbeck|prénom6=H. W.|nom7=Cappellaro|prénom7=E.|nom8=Leibundgut|prénom8=B.|année=1996}}</ref>.


À la suite de l'annonce initiale, [[Hilmar Duerbeck]] a publié une étude sur la possibilité "d'un [[flash de l'hélium]] final" observé par Sakurai. En cela, il a noté que l'emplacement de l'objet de Sakurai correspondait à un petit objet détecté en 1976 de magnitude 21, et a montré à partir d'autres observations dans les années 1994-1996, que la magnitude avait augmenté jusqu'à environ 11 à 15<ref name="Duerbeck1">{{Article|langue=en|titre=Sakurai's Object - A possible Final Helium Flash in a Planetary Nebula Nucleus|prénom1=Hilmar|nom1=Duerbeck|prénom2=Stefano|nom2=Benetti|journal=The Astrophysical Journal|volume=468|numéro=2|page=L111–L114|date=10 septembre 1996|bibcode=1996ApJ...468L.111D|doi=10.1086/310241}}</ref>. A partir des flux mesurés, du diamètre angulaire et de la masse de la [[nébuleuse]], une distance de 5,5 [[Parsec|kpc]] et une [[luminosité]] de {{Luminosité solaire|38|link=y}} ont été déterminées. Les chercheurs ont constaté que c'était en accord avec les prévisions du modèle<ref>{{article|langue=en|titre=On the Evolution of Those Nuclei of Planetary-Nebulae That Experience a Final Helium Shell Flash|prénom1=I.|nom1=Iben|journal=Astrophysical Journal|volume=264 |pages=605–612|date=1983 |bibcode=1983ApJ...264..605I|doi=10.1086/160631}}</ref> et que la luminosité de l'explosion fut environ de 3100 luminosités solaires, inférieure à celle prévue d'un facteur de 3.
À la suite de l'annonce initiale, [[Hilmar Duerbeck]] a publié une étude sur la possibilité {{citation|d'un [[flash de l'hélium]] final}} observé par Sakurai. En cela, il a noté que l'emplacement de l'objet de Sakurai correspondait à un petit objet détecté en 1976 de magnitude 21, et a montré à partir d'autres observations dans les années 1994-1996, que la magnitude avait augmenté jusqu'à environ 11 à 15<ref name="Duerbeck1">{{Article|langue=en|titre=Sakurai's Object - A possible Final Helium Flash in a Planetary Nebula Nucleus|prénom1=Hilmar|nom1=Duerbeck|prénom2=Stefano|nom2=Benetti|journal=The Astrophysical Journal|volume=468|numéro=2|page=L111–L114|date=10 septembre 1996|bibcode=1996ApJ...468L.111D|doi=10.1086/310241}}</ref>. À partir des flux mesurés, du [[diamètre angulaire]] et de la [[masse]] de la [[nébuleuse]], une distance de 5,5 [[Parsec|kpc]] et une [[luminosité]] de {{Luminosité solaire|38|link=y}} ont été déterminées. Les chercheurs ont constaté que c'était en accord avec les prévisions du modèle<ref>{{article|langue=en|titre=On the Evolution of Those Nuclei of Planetary-Nebulae That Experience a Final Helium Shell Flash|prénom1=I.|nom1=Iben|journal=Astrophysical Journal|volume=264 |pages=605–612|date=1983 |bibcode=1983ApJ...264..605I|doi=10.1086/160631}}</ref> et que la luminosité de l'explosion fut environ de {{unité|3100|[[luminosités solaires]]}}, inférieure à celle prévue d'un facteur de 3.


Les premières [[Astronomie infrarouge|observations infrarouge]] ont été publiées en 1998, avec des données de [[spectroscopie proche infrarouge]] et lointaine. Les données recueillies ont montré le brusque accroissement de luminosité en 1996, suivi d'une forte baisse en 1999, comme prévu. Il a été découvert plus tard que le déclin de la lumière est dû à la [[poussière circumstellaire]] située autour de l'étoile, présente à une température de ~680 [[Kelvin|K]]<ref>{{Article|langue=en|titre=Infrared Spectroscopy of Sakurai's Object|auteur=S. Eyres|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=298|numéro=2|pages=L37–L41|date=1998|bibcode=1998MNRAS.298L..37E|doi=10.1046/j.1365-8711.1998.01898.x}}</ref>{{,}}<ref name="PN">{{Ouvrage|langue=en|prénom1=ed. by Michael J.|nom1=Barlow|prénom2=Roberto H.|nom2=Méndez|titre=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|lieu=Cambridge u.a.|éditeur=[[Cambridge University Press|Cambridge Univ. Press]]|année=2006|pages totales=379–380|isbn=978-0-521-86343-8|lire en ligne=https://books.google.com/books?id=3dpaBzRbanMC&pg=PA379&dq=sakurai%27s+object|consulté le=25 janvier 2016}}</ref>. D'autres données infrarouge enregistrées par le [[Télescope infrarouge du Royaume-Uni]] ont été publiées en 2000, discutant les changements des [[Raie spectrale|raies d'absorption]] observés<ref name="IR review">{{article|langue=en|titre=The Infrared Evolution of Sakurai's Object|prénom1=T. R.|nom1=Geballe|prénom2=S.|nom2=Eyres|date=2002|journal=Astrophysics and Space Science|volume=279|pages=39–49|arxiv=astro-ph/0102043|bibcode=2002Ap&SS.279...39G|doi=10.1023/a:1014683521291}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en|titre=The continuing saga of Sakurai's object (V4334 Sgr): dust production and helium line emission|date=2000|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|pages=595–599|volume=315|numéro=3|prénom1=V.|nom1=Tyne|prénom2=S.|nom2=Eyres|bibcode=2000MNRAS.315..595T|doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03412.x}}</ref>.
Les premières [[Astronomie infrarouge|observations en infrarouge]] ont été publiées en 1998, avec des données de [[spectroscopie proche infrarouge]] et lointaine. Les données recueillies ont montré le brusque accroissement de luminosité en 1996, suivi d'une forte baisse en 1999, comme prévu. Il a été découvert plus tard que le déclin de la lumière est dû à la [[poussière circumstellaire]] située autour de l'étoile, présente à une température de {{unité|~680|[[Kelvin|K]]}}<ref>{{Article|langue=en|titre=Infrared Spectroscopy of Sakurai's Object|auteur=S. Eyres|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=298|numéro=2|pages=L37–L41|date=1998|bibcode=1998MNRAS.298L..37E|doi=10.1046/j.1365-8711.1998.01898.x}}</ref>{{,}}<ref name="PN">{{Ouvrage|langue=en|prénom1=ed. by Michael J.|nom1=Barlow|prénom2=Roberto H.|nom2=Méndez|titre=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|lieu=Cambridge u.a.|éditeur=[[Cambridge University Press|Cambridge Univ. Press]]|année=2006|pages totales=379–380|isbn=978-0-521-86343-8|lire en ligne=https://books.google.com/books?id=3dpaBzRbanMC&pg=PA379&dq=sakurai%27s+object|consulté le=25 janvier 2016}}</ref>. D'autres données infrarouge enregistrées par le [[Télescope infrarouge du Royaume-Uni]] ont été publiées en 2000, discutant les changements des [[Raie spectrale|raies d'absorption]] observés<ref name="IR review">{{article|langue=en|titre=The Infrared Evolution of Sakurai's Object|prénom1=T. R.|nom1=Geballe|prénom2=S.|nom2=Eyres|date=2002|journal=Astrophysics and Space Science|volume=279|pages=39–49|arxiv=astro-ph/0102043|bibcode=2002Ap&SS.279...39G|doi=10.1023/a:1014683521291}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en|titre=The continuing saga of Sakurai's object (V4334 Sgr): dust production and helium line emission|date=2000|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|pages=595–599|volume=315|numéro=3|prénom1=V.|nom1=Tyne|prénom2=S.|nom2=Eyres|bibcode=2000MNRAS.315..595T|doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03412.x}}</ref>.


Les observations du [[Télescope infrarouge du Royaume-Uni]] (UKIRT) en 1999 révélèrent que l'étoile est dans une phase ''RCB'' avec libération de poussière et une énorme perte de masse<ref name="MNOTRAS">{{article|langue=en|bibcode=2000MNRAS.315..595T|titre=The continuing saga of Sakurai's object (V4334 Sgr): Dust production and helium line emission|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=315|numéro=3|pages=595|auteur1=Tyne|prénom1=V. H.|nom2=Eyres|prénom2=S. P. S.|nom3=Geballe|prénom3=T. R.|nom4=Evans|prénom4=A.|nom5=Smalley|prénom5=B.|nom6=Duerbeck|prénom6=H. W.|nom7=Asplund|prénom7=M.|année=2000|doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03412.x}}</ref>.
Les observations du [[Télescope infrarouge du Royaume-Uni]] (UKIRT) en 1999 révélèrent que l'étoile est dans une phase ''RCB'' avec libération de poussière et une énorme perte de masse<ref name="MNOTRAS">{{article|langue=en|bibcode=2000MNRAS.315..595T|titre=The continuing saga of Sakurai's object (V4334 Sgr): Dust production and helium line emission|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=315|numéro=3|pages=595|auteur1=Tyne|prénom1=V. H.|nom2=Eyres|prénom2=S. P. S.|nom3=Geballe|prénom3=T. R.|nom4=Evans|prénom4=A.|nom5=Smalley|prénom5=B.|nom6=Duerbeck|prénom6=H. W.|nom7=Asplund|prénom7=M.|année=2000|doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03412.x}}</ref>.
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== Propriétés ==
== Propriétés ==
L'objet de Sakurai est une étoile post-[[branche asymptotique des géantes]] très évoluée qui a, à la suite d'une brève période de refroidissement en [[naine blanche]] fait l'objet d'un [[flash de l'hélium]] en coquille (aussi connu comme impulsion thermique tardive)<ref name="ing">{{Article|bibcode=2000INGN....2....9P|titre=The Sakurai Object: A Case Study in Advanced Stellar Evolution|journal=The Newsletter of the Isaac Newton Group of Telescopes (ING Newsl.)|volume=2|pages=9|auteur1=Pollacco|prénom1=P.|année=2000}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en|titre=Sakurai’s Object: characterizing the near-infrared CO ejecta between 2003 and 2007|date=2009|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=393|pages=108–112|prénom1=H.|nom1=Worters|prénom2=M.|nom2=Rushton |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.14135.x |bibcode=2009MNRAS.393..108W}}</ref>{{,}}<ref name="MNRAS1">{{article|langue=en|nom1=Worters|prénom1=H. L.|nom2=Rushton|prénom2=M. T.|nom3=Eyres|prénom3=S. P. S.|nom4=Geballe|prénom4=T. R.|nom5=Evans|prénom5=A.|titre=Sakurai's Object: characterizing the near-infrared CO ejecta between 2003 and 2007|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|date=11 février 2009|volume=393|numéro=1|pages=108–112|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.14135.x|bibcode=2009MNRAS.393..108W}}</ref>. L'étoile est supposée avoir une masse d'environ {{Masse solaire|0,6|lien=1}}. Les observations de l'objet de Sakurai montrent des activités d'augmentation de la rougeur et de la pulsation, ce qui suggère que l'étoile présente une instabilité thermique lors de son flash final d'hélium en coquille<ref name="2003ApJ583-913">{{article|langue=en|prénom1=T.M.|nom1=Lawlor|prénom2=J.|nom2=MacDonald|titre=Sakurai's Object, V605 Aquilae, and FG Sagittae: An Evolutionary Sequence Revealed|journal=The Astrophysical Journal|volume=583|numéro=2|pages=913–922|date=février 2003|doi=10.1086/345411|bibcode=2003ApJ...583..913L}}</ref>.
L'objet de Sakurai est une étoile post-[[branche asymptotique des géantes]] très évoluée qui a, à la suite d'une brève période de refroidissement en [[naine blanche]], fait l'objet d'un [[flash de l'hélium]] en coquille (aussi connu comme impulsion thermique tardive)<ref name="ing">{{Article|bibcode=2000INGN....2....9P|titre=The Sakurai Object: A Case Study in Advanced Stellar Evolution|journal=The Newsletter of the Isaac Newton Group of Telescopes (ING Newsl.)|volume=2|pages=9|auteur1=Pollacco|prénom1=P.|année=2000}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en|titre=Sakurai’s Object: characterizing the near-infrared CO ejecta between 2003 and 2007|date=2009|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=393|pages=108–112|prénom1=H.|nom1=Worters|prénom2=M.|nom2=Rushton |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.14135.x |bibcode=2009MNRAS.393..108W}}</ref>{{,}}<ref name="MNRAS1">{{article|langue=en|nom1=Worters|prénom1=H. L.|nom2=Rushton|prénom2=M. T.|nom3=Eyres|prénom3=S. P. S.|nom4=Geballe|prénom4=T. R.|nom5=Evans|prénom5=A.|titre=Sakurai's Object: characterizing the near-infrared CO ejecta between 2003 and 2007|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|date=11 février 2009|volume=393|numéro=1|pages=108–112|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.14135.x|bibcode=2009MNRAS.393..108W}}</ref>. L'étoile est supposée avoir une masse d'environ {{Masse solaire|0,6|lien=1}}. Les observations de l'objet de Sakurai montrent des activités d'augmentation de la rougeur et de la pulsation, ce qui suggère que l'étoile présente une instabilité thermique lors de son flash final d'hélium en coquille<ref name="2003ApJ583-913">{{article|langue=en|prénom1=T.M.|nom1=Lawlor|prénom2=J.|nom2=MacDonald|titre=Sakurai's Object, V605 Aquilae, and FG Sagittae: An Evolutionary Sequence Revealed|journal=The Astrophysical Journal|volume=583|numéro=2|pages=913–922|date=février 2003|doi=10.1086/345411|bibcode=2003ApJ...583..913L}}</ref>.


Avant son rallumage, V4334 Sgr est supposée s'être refroidie vers une naine blanche d'une température avoisinant 100000 K et une luminosité autour de {{Luminosité solaire|100|link=y}}. La luminosité a augmenté rapidement jusqu'à une centaine de fois, puis la température a diminué vers environ 10000 K. L'étoile a développé l'apparence d'une supergéante de classe F (F2 Ia)<ref name="hajduk">{{Article|nom1=Hajduk|prénom1=M.|titre=The Real-Time Stellar Evolution of Sakurai's Object|périodique=Science|date=8 Avril 2005|volume=308|numéro=5719|pages=231–233|doi=10.1126/science.1108953|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Sci...308..231H|consulté le=8 mars 2016|bibcode=2005Sci...308..231H}}</ref>. La température apparente a continué à descendre jusqu'au-dessous de 6000 K et l'étoile a peu à peu été obscurcie à des longueurs d'onde optiques par la formation de poussière de carbone, semblable à une [[Étoile variable de type R Coronae Borealis|étoile R CrB]]. Depuis lors, la température a augmenté à environ 20000 K.
Avant son rallumage, V4334 Sgr est supposée s'être refroidie vers une naine blanche d'une température avoisinant {{unité|100000|K}} et une luminosité autour de {{Luminosité solaire|100|link=y}}. La luminosité a augmenté rapidement jusqu'à une centaine de fois, puis la température a diminué vers environ {{unité|10000|K}}. L'étoile a développé l'apparence d'une supergéante de classe F (F2 Ia)<ref name="hajduk">{{Article|nom1=Hajduk|prénom1=M.|titre=The Real-Time Stellar Evolution of Sakurai's Object|périodique=Science|date=8 Avril 2005|volume=308|numéro=5719|pages=231–233|doi=10.1126/science.1108953|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Sci...308..231H|consulté le=8 mars 2016|bibcode=2005Sci...308..231H}}</ref>. La température apparente a continué à descendre jusqu'au-dessous de 6000 K et l'étoile a peu à peu été obscurcie à des longueurs d'onde optiques par la formation de poussière de carbone, semblable à une [[Étoile variable de type R Coronae Borealis|étoile R CrB]]. Depuis lors, la température a augmenté à environ {{unité|20000|K}}.


Les propriétés de l'objet de Sakurai sont assez similaires à celles de [[V605 Aquilae]]<ref name="photoionization">{{article|langue=en| nom1= van Hoof|prénom1= P. A. M.|nom2= Hajduk |prénom2= M. |date= 2007|titre = The onset of photoionization in Sakurai’s Object (V4334 Sagittarii)| journal = Astronomy & Astrophysics| volume= 471| pages = L9–L12| doi= 10.1051/0004-6361:20077932|arxiv = 0706.3857 |bibcode = 2007A&A...471L...9V }}</ref>. V605, découverte en 1919, est la seule étoile connue observée au cours de la phase de haute luminosité d'une pulsation thermique tardive, et l'objet de Sakurai est supposé subir une augmentation de température dans les prochaines décennies pour atteindre l'état actuel de V605.
Les propriétés de l'objet de Sakurai sont assez similaires à celles de [[V605 Aquilae]]<ref name="photoionization">{{article|langue=en| nom1= van Hoof|prénom1= P. A. M.|nom2= Hajduk |prénom2= M. |date= 2007|titre = The onset of photoionization in Sakurai’s Object (V4334 Sagittarii)| journal = Astronomy & Astrophysics| volume= 471| pages = L9–L12| doi= 10.1051/0004-6361:20077932|arxiv = 0706.3857 |bibcode = 2007A&A...471L...9V }}</ref>. Cette dernière, découverte en 1919, est la seule étoile connue observée au cours de la phase de haute luminosité d'une pulsation thermique tardive, et l'objet de Sakurai est supposé subir une augmentation de température dans les prochaines décennies pour atteindre l'état actuel de V605 Aquilae.


=== Nuage de poussière ===
=== Nuage de poussière ===
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=== Nébuleuse planétaire ===
=== Nébuleuse planétaire ===
L'objet de Sakurai est entouré d'une [[nébuleuse planétaire]] créée à la suite de la phase [[géante rouge]] de l'étoile il y a environ 8300 ans<ref>{{Article|prénom1=M.|nom1=Hajduk|titre=Studying the old planetary nebula of V4334 Sgr|périodique=ASP Conference Series|volume=391|date=2008|pages=163–164}}</ref>. Il a été déterminé que la nébuleuse a un diamètre de 44 [[Sous-unités du degré|secondes d'arc]] et une vitesse d'expansion d'environ 32 km/s<ref>{{Article|langue=en|prénom1=Don|nom1=Pollacco|titre=Modelling the Planetary Nebula|périodique=Astrophysics and Space Science|volume=279|date=2002|doi=10.1023/a:1014620711722|bibcode=2002Ap&SS.279..129P|pages=129–137}}</ref>.
L'objet de Sakurai est entouré d'une [[nébuleuse planétaire]] créée à la suite de la phase [[géante rouge]] de l'étoile il y a environ 8300 ans<ref>{{Article|prénom1=M.|nom1=Hajduk|titre=Studying the old planetary nebula of V4334 Sgr|périodique=ASP Conference Series|volume=391|date=2008|pages=163–164}}</ref>. Il a été déterminé que la nébuleuse a un diamètre de 44 [[Sous-unités du degré|secondes d'arc]] et qu'elle présente une vitesse d'expansion d'environ {{unité|32|km/s}}<ref>{{Article|langue=en|prénom1=Don|nom1=Pollacco|titre=Modelling the Planetary Nebula|périodique=Astrophysics and Space Science|volume=279|date=2002|doi=10.1023/a:1014620711722|bibcode=2002Ap&SS.279..129P|pages=129–137}}</ref>.


=== Les ressemblances avec d'autres étoiles ===
=== Les ressemblances avec d'autres étoiles ===
La recherche en 1996 a révélé que l'objet de Sakurai possédait les caractéristiques d'une [[étoile variable de type R Coronae Borealis]] avec une anomalie de déficit en [[Carbone 13|Carbone-13]] (<sup>13</sup>C). La [[métallicité]] de l'objet de Sakurai en 1996 était similaire à celle de V605 Aquilæ en 1921. Il est prévu que la métallicité de l'objet de Sakurai grandisse pour correspondre à celle de V605 Aquilæ aujourd'hui.
Une étude de 1996 a révélé que l'objet de Sakurai possédait les caractéristiques d'une [[étoile variable de type R Coronae Borealis]] avec une anomalie de déficit en [[Carbone 13|Carbone-13]] (<sup>13</sup>C). La [[métallicité]] de l'objet de Sakurai en 1996 était similaire à celle de V605 Aquilae en 1921. Il est prévu que la métallicité de l'objet de Sakurai s'accroisse jusqu'à correspondre à la métallicité actuelle de V605 Aquilae<ref name="PN" />.


== Signification en recherche astronomique ==
== Signification en recherche astronomique ==
Une quantité importante de données sur la formation et la destruction des étoiles devraient être enregistrées à partir d'observations continues de l'objet de Sakurai, et être également utilisées comme données de référence dans l'avenir de la recherche sur des étoiles similaires. La raison pour laquelle des étoiles telles que l'objet de Sakurai et V605 Aquilæ existent, ainsi que le fait d'avoir une plus courte durée de vie par rapport à la plupart des étoiles, est en grande partie inconnue. L'objet de Sakurai et V605 Aquilæ ont eu un comportement d'étoile "née de nouveau" pendant seulement 10 ans, alors que FG Sagittæ a connu un tel comportement pendant 120 ans. L'hypothèse émise est que cela est dû au fait que l'objet de Sakurai et V605 Aquilæ évoluent vers la [[Branche asymptotique des géantes|branche asymptotique des étoiles géantes]] pour la première fois, alors que FG Sagittæ parcourt le processus pour la deuxième fois<ref>{{Article|auteur1=Lawlor|prénom1=T. M.|prénom2=J.|nom2=MacDonald|titre=Sakurai's Object, V605 Aquilæ, and FG Sagittae: An Evolutionary Sequence Revealed|périodique=The Astrophysical Journal|volume=583|numéro=2|année=2003|doi=10.1086/345411|bibcode=2003ApJ...583..913L|pages=913}}</ref>.
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== Liens externes ==
== Liens externes ==

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Objet de Sakurai
Description de cette image, également commentée ci-après
L'objet de Sakurai (photo de l'ESO)
Données d'observation
(époque J2000.0 (ICRS))
Ascension droite 17h 52m 32,69s[1]
Déclinaison −17° 41′ 08,0″[1]
Constellation Sagittaire
Magnitude apparente 10,90[1]

Localisation dans la constellation : Sagittaire

(Voir situation dans la constellation : Sagittaire)
Caractéristiques
Type spectral F2Ia[2]
Magnitude apparente (J) 11,555 ± 0,022
Magnitude apparente (K) 6,372 ± 0,018
Indice U-B +0,27[3]
Indice B-V +0,81[3]
Indice R-I +0,57[3]
Variabilité Variable
Astrométrie
Vitesse radiale −170 ± 30 km/s[4]
Caractéristiques physiques
Masse 0,6 M☉[5]
Luminosité ~10 000 L☉[6]

Désignations

V4334 Sgr, 2MASS J17523269-1741080[2]

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L'objet de Sakurai (V4334 Sgr) est une étoile dans la constellation du Sagittaire, nommée d'après l'astronome amateur japonais Yukio Sakurai. On pense qu'elle fut une naine blanche qui, à la suite d'une impulsion thermique tardive, gonfla et devint une géante rouge. Elle est située au centre d'une nébuleuse planétaire et est censée être actuellement en cours d'instabilité thermique et dans sa phase finale de flash de l'hélium en coquille.

Découverte

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Au moment de sa découverte, en , les astronomes pensaient que l'objet de Sakurai était une nova lente. Ultérieurement, l'analyse spectroscopique a suggéré que l'étoile n'était pas une nova, mais avait fait l'objet d'une impulsion thermique très tardive similaire à celle de V605 Aquilae, l'amenant à s'élargir fortement. V605 Aquilae, découverte en 1919, est la seule autre étoile connue pour avoir été observée au cours de la phase de haute luminosité de l'impulsion thermique tardive, et les modèles prédisent que l'objet de Sakurai, au cours des prochaines décennies, suivra le même cycle de vie.

L'objet de Sakurai et d'autres étoiles similaires paraissent devoir se terminer en naines blanches riches en hélium lorsqu'on retrace leur d'évolution depuis la phase de géante "née de nouveau" vers la naine blanche se refroidissant. Il y a quelques autres objets présumés "nés de nouveau", par exemple FG Sagittae. Ayant éclaté en 1995, il est possible que le flash d'hélium final de l'objet de Sakurai soit le premier bien observé[7].

Histoire de l'observation

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Objet de Sakurai, par Hilmar Duerbeck, ESO

Une circulaire de l'Union astronomique internationale envoyée le a annoncé la découverte d'une « possible nova lente » de magnitude 11,4 par Yukio Sakurai, un astronome amateur. L'astronome japonais Syuichi Nakano a signalé la découverte, en attirant l'attention sur le fait que l'objet n'avait pas été visible en images à partir de 1993, et ne se retrouvait pas non plus dans les dossiers de la Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics des années 1930-1951, en dépit du fait que sa luminosité semblait augmenter lentement les années précédentes. Nakano a écrit que « bien que l'explosion [suggère] une nova lente ou symbiotique, l'absence de raies d'émission un an après l'augmentation de luminosité est très inhabituel »[8].

À la suite de l'annonce initiale, Hilmar Duerbeck a publié une étude sur la possibilité « d'un flash de l'hélium final » observé par Sakurai. En cela, il a noté que l'emplacement de l'objet de Sakurai correspondait à un petit objet détecté en 1976 de magnitude 21, et a montré à partir d'autres observations dans les années 1994-1996, que la magnitude avait augmenté jusqu'à environ 11 à 15[9]. À partir des flux mesurés, du diamètre angulaire et de la masse de la nébuleuse, une distance de 5,5 kpc et une luminosité de 38 L☉ ont été déterminées. Les chercheurs ont constaté que c'était en accord avec les prévisions du modèle[10] et que la luminosité de l'explosion fut environ de 3 100 luminosités solaires, inférieure à celle prévue d'un facteur de 3.

Les premières observations en infrarouge ont été publiées en 1998, avec des données de spectroscopie proche infrarouge et lointaine. Les données recueillies ont montré le brusque accroissement de luminosité en 1996, suivi d'une forte baisse en 1999, comme prévu. Il a été découvert plus tard que le déclin de la lumière est dû à la poussière circumstellaire située autour de l'étoile, présente à une température de ~680 K[11],[12]. D'autres données infrarouge enregistrées par le Télescope infrarouge du Royaume-Uni ont été publiées en 2000, discutant les changements des raies d'absorption observés[13],[14].

Les observations du Télescope infrarouge du Royaume-Uni (UKIRT) en 1999 révélèrent que l'étoile est dans une phase RCB avec libération de poussière et une énorme perte de masse[15].

Depuis 2005, il a été observé dans les particules éjectées de l'objet de Sakurai que la photoionisation du carbone prend place.

Propriétés

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L'objet de Sakurai est une étoile post-branche asymptotique des géantes très évoluée qui a, à la suite d'une brève période de refroidissement en naine blanche, fait l'objet d'un flash de l'hélium en coquille (aussi connu comme impulsion thermique tardive)[16],[17],[18]. L'étoile est supposée avoir une masse d'environ 0,6 M☉. Les observations de l'objet de Sakurai montrent des activités d'augmentation de la rougeur et de la pulsation, ce qui suggère que l'étoile présente une instabilité thermique lors de son flash final d'hélium en coquille[19].

Avant son rallumage, V4334 Sgr est supposée s'être refroidie vers une naine blanche d'une température avoisinant 100 000 K et une luminosité autour de 100 L☉. La luminosité a augmenté rapidement jusqu'à une centaine de fois, puis la température a diminué vers environ 10 000 K. L'étoile a développé l'apparence d'une supergéante de classe F (F2 Ia)[6]. La température apparente a continué à descendre jusqu'au-dessous de 6000 K et l'étoile a peu à peu été obscurcie à des longueurs d'onde optiques par la formation de poussière de carbone, semblable à une étoile R CrB. Depuis lors, la température a augmenté à environ 20 000 K.

Les propriétés de l'objet de Sakurai sont assez similaires à celles de V605 Aquilae[20]. Cette dernière, découverte en 1919, est la seule étoile connue observée au cours de la phase de haute luminosité d'une pulsation thermique tardive, et l'objet de Sakurai est supposé subir une augmentation de température dans les prochaines décennies pour atteindre l'état actuel de V605 Aquilae.

Nuage de poussière

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Au cours de la seconde moitié de 1998, une couche optiquement épaisse de poussière obscurcit l'objet de Sakurai, provoquant une rapide diminution de la visibilité de l'étoile, jusqu'en 1999 où elle a entièrement disparu des observations aux longueurs d'onde optiques[21]. Les observations infrarouge ont montré que le nuage de poussière autour de l'étoile est principalement constitué de carbone sous forme amorphe[22]. En 2009, il a été découvert que la coquille de poussière est fortement asymétrique, comme un disque avec un grand axe orienté à un angle de 134° et une inclinaison d'environ 75°. Le disque est suspecté devenir de plus en plus opaque en raison de la rapide évolution spectrale de la source vers les basses températures[23],[24].

Nébuleuse planétaire

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L'objet de Sakurai est entouré d'une nébuleuse planétaire créée à la suite de la phase géante rouge de l'étoile il y a environ 8300 ans[25]. Il a été déterminé que la nébuleuse a un diamètre de 44 secondes d'arc et qu'elle présente une vitesse d'expansion d'environ 32 km/s[26].

Les ressemblances avec d'autres étoiles

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Une étude de 1996 a révélé que l'objet de Sakurai possédait les caractéristiques d'une étoile variable de type R Coronae Borealis avec une anomalie de déficit en Carbone-13 (13C). La métallicité de l'objet de Sakurai en 1996 était similaire à celle de V605 Aquilae en 1921. Il est prévu que la métallicité de l'objet de Sakurai s'accroisse jusqu'à correspondre à la métallicité actuelle de V605 Aquilae[12].

Signification en recherche astronomique

[modifier | modifier le code]

Une quantité importante de données sur la formation et la mort des étoiles devraient être enregistrées à partir d'observations continues de l'objet de Sakurai, et être également utilisées comme données de référence dans l'avenir de la recherche sur des étoiles similaires. La raison pour laquelle des étoiles telles que l'objet de Sakurai et V605 Aquilae existent, ainsi que le fait qu'elles aient une durée de vie plus courte que la plupart des autres étoiles, est en grande partie inconnue. L'objet de Sakurai et V605 Aquilae ont eu un comportement d'étoile "née de nouveau" pendant seulement 10 ans, alors que FG Sagittae a connu un tel comportement pendant 120 ans. L'hypothèse émise est que cela est dû au fait que l'objet de Sakurai et V605 Aquilae évoluent vers la branche asymptotique des géantes pour la première fois, alors que FG Sagittae la parcourt pour la deuxième fois[27].

Liens externes

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Références

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  1. ↑ a b et c (en) Cutri, M. F. Skrutskie, S. Van Dyk, C. A. Beichman, J. M. Carpenter, T. Chester, L. Cambresy, T. Evans, J. Fowler, J. Gizis, E. Howard, J. Huchra, T. Jarrett, E. L. Kopan, J. D. Kirkpatrick, R. M. Light, K. A. Marsh, H. McCallon, S. Schneider, R. Stiening, M. Sykes, M. Weinberg, W. A. Wheaton, S. Wheelock et N. Zacarias, « VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003) », VizieR On-line Data Catalog: II/246. Originally published in: 2003yCat.2246....0C, vol. 2246,‎ (Bibcode 2003yCat.2246....0C)
  2. ↑ a et b (en) V* V4334 Sgr -- Nova-like Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  3. ↑ a b et c (en) Arkhipova et R. I. Noskova, « UBV photometry of Sakurai's object in 1996 and remarks about its evolutionary status », Astronomy Letters, vol. 23,‎ , p. 623 (Bibcode 1997AstL...23..623A)
  4. ↑ (en) S. P. S. Eyres, T. R. Geballe, V. H. Tyne, A. Evans, B. Smalley et H. L. Worters, « Warm high-velocity CO in the wind of Sakurai's Object (= V4334 Sgr) », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 350, no 1,‎ , L9–L12 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2004.07808.x, Bibcode 2004MNRAS.350L...9E, arXiv astro-ph/0403439)
  5. ↑ (en) Falk Herwig, « Convective-reactive proton-12C combustion in Sakurai's Object (V4334 Sagittarii) and implications for the evolution and yields from the first generations of stars », The Astrophysical Journal, vol. 727, no 2,‎ , p. 89 (DOI 10.1088/0004-637X/727/2/89, Bibcode 2011ApJ...727...89H, arXiv 1002.2241)
  6. ↑ a et b M. Hajduk, « The Real-Time Stellar Evolution of Sakurai's Object », Science, vol. 308, no 5719,‎ , p. 231–233 (DOI 10.1126/science.1108953, Bibcode 2005Sci...308..231H, lire en ligne, consulté le )
  7. ↑ (en) Hilmar W. Duerbeck et Stefano Benetti, « Sakurai's Object—A Possible Final Helium Flash in a Planetary Nebula Nucleus », The Astrophysical Journal, vol. 468, no 2,‎ , L111–L114 (DOI 10.1086/310241, Bibcode 1996ApJ...468L.111D)
  8. ↑ (en) Nakano, Y. Sakurai, M. Hazen, R. H. McNaught, S. Benetti, H. W. Duerbeck, E. Cappellaro et B. Leibundgut, « Novalike Variable in Sagittarius », IAU Circ, vol. 6322,‎ , p. 1 (Bibcode 1996IAUC.6322....1N)
  9. ↑ (en) Hilmar Duerbeck et Stefano Benetti, « Sakurai's Object - A possible Final Helium Flash in a Planetary Nebula Nucleus », The Astrophysical Journal, vol. 468, no 2,‎ , L111–L114 (DOI 10.1086/310241, Bibcode 1996ApJ...468L.111D)
  10. ↑ (en) I. Iben, « On the Evolution of Those Nuclei of Planetary-Nebulae That Experience a Final Helium Shell Flash », Astrophysical Journal, vol. 264,‎ , p. 605–612 (DOI 10.1086/160631, Bibcode 1983ApJ...264..605I)
  11. ↑ (en) S. Eyres, « Infrared Spectroscopy of Sakurai's Object », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 298, no 2,‎ , L37–L41 (DOI 10.1046/j.1365-8711.1998.01898.x, Bibcode 1998MNRAS.298L..37E)
  12. ↑ a et b (en) ed. by Michael J. Barlow et Roberto H. Méndez, 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, Cambridge u.a., Cambridge Univ. Press, , 379–380 p. (ISBN 978-0-521-86343-8, lire en ligne)
  13. ↑ (en) T. R. Geballe et S. Eyres, « The Infrared Evolution of Sakurai's Object », Astrophysics and Space Science, vol. 279,‎ , p. 39–49 (DOI 10.1023/a:1014683521291, Bibcode 2002Ap&SS.279...39G, arXiv astro-ph/0102043)
  14. ↑ (en) V. Tyne et S. Eyres, « The continuing saga of Sakurai's object (V4334 Sgr): dust production and helium line emission », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 315, no 3,‎ , p. 595–599 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2000.03412.x, Bibcode 2000MNRAS.315..595T)
  15. ↑ (en) Tyne, S. P. S. Eyres, T. R. Geballe, A. Evans, B. Smalley, H. W. Duerbeck et M. Asplund, « The continuing saga of Sakurai's object (V4334 Sgr): Dust production and helium line emission », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 315, no 3,‎ , p. 595 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2000.03412.x, Bibcode 2000MNRAS.315..595T)
  16. ↑ Pollacco, « The Sakurai Object: A Case Study in Advanced Stellar Evolution », The Newsletter of the Isaac Newton Group of Telescopes (ING Newsl.), vol. 2,‎ , p. 9 (Bibcode 2000INGN....2....9P)
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  18. ↑ (en) H. L. Worters, M. T. Rushton, S. P. S. Eyres, T. R. Geballe et A. Evans, « Sakurai's Object: characterizing the near-infrared CO ejecta between 2003 and 2007 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 393, no 1,‎ , p. 108–112 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.14135.x, Bibcode 2009MNRAS.393..108W)
  19. ↑ (en) T.M. Lawlor et J. MacDonald, « Sakurai's Object, V605 Aquilae, and FG Sagittae: An Evolutionary Sequence Revealed », The Astrophysical Journal, vol. 583, no 2,‎ , p. 913–922 (DOI 10.1086/345411, Bibcode 2003ApJ...583..913L)
  20. ↑ (en) P. A. M. van Hoof et M. Hajduk, « The onset of photoionization in Sakurai’s Object (V4334 Sagittarii) », Astronomy & Astrophysics, vol. 471,‎ , L9–L12 (DOI 10.1051/0004-6361:20077932, Bibcode 2007A&A...471L...9V, arXiv 0706.3857)
  21. ↑ (en) Y.V. Pavlenko et T.R. Geballe, « Models of infrared spectra of Sakurai's Object (V4334 Sgr) in 1997 », Astronomy & Astrophysics, vol. 390, no 2,‎ , p. 621–626 (DOI 10.1051/0004-6361:20020732, Bibcode 2002A&A...390..621P, arXiv astro-ph/0205528).
  22. ↑ (en) V Tyne, « Modelling the dust cloud around Sakurai's Object », Astrophysics and Space Science, vol. 279,‎ , p. 139–147 (DOI 10.1023/A:1014672712630, Bibcode 2002Ap&SS.279..139T).
  23. ↑ (en) V Tyne, « Sakurai's Object (V4334 Sgr): evolution of the dust shell from 1999 to 2001 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 334, no 4,‎ , p. 875–882 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2002.05561.x, Bibcode 2002MNRAS.334..875T).
  24. ↑ (en) O. Chesneau et G. Clayton, « A dense disk of dust around the born-again Sakurai's object », Astronomy & Astrophysics, vol. 493, no 2,‎ , L17–L20 (DOI 10.1051/0004-6361:200811173, Bibcode 2009A&A...493L..17C, arXiv 0811.3295).
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  27. ↑ Lawlor et J. MacDonald, « Sakurai's Object, V605 Aquilae, and FG Sagittae: An Evolutionary Sequence Revealed », The Astrophysical Journal, vol. 583, no 2,‎ , p. 913 (DOI 10.1086/345411, Bibcode 2003ApJ...583..913L)
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