FG Sagittae

FG Sagittae es una estrella supergigante en la constelación de Sagitta, a una distancia de 4000 años luz . Cuando se observó por primera vez en 1943, se identificó como una estrella variable , y en 1955 se descubrió que era una estrella caliente y azul de tipo espectral estelar B. Desde entonces, se ha expandido y enfriado, convirtiéndose en una estrella amarilla de tipo G en 1991, ^{[ 7 ]} y luego enfriándose aún más hasta convertirse en una estrella naranja de tipo K. Comenzó a pulsar al convertirse en una estrella de tipo A con un período de 15 días. Este período aumentó posteriormente a más de 100 días. ^{[ 2 ]}

Desde 1992, la estrella ha mostrado desvanecimientos y recuperaciones similares a los de una estrella variable R Coronae Borealis ; este comportamiento se ve acentuado por una deficiencia de hidrógeno típica de esta clase de estrellas. ^{[ 8 ]} Se ha propuesto que esta estrella experimentó un pulso térmico tardío (LTP) de fusión de helio después de haber abandonado la rama asintótica de gigantes (AGB) para moverse hacia el extremo más caliente de la "trayectoria de enfriamiento de las enanas blancas". Se cree que este pulso térmico revivió a esta estrella envejecida para que, durante un breve período, volviera a comportarse como una estrella AGB. ^{[ 8 ]}

FG Sagittae es la estrella central de la nebulosa planetaria Henize 1-5.

En 1943, se descubrió que una estrella designada AN 377.1943 era una estrella variable previamente desconocida. ^{[ 9 ]} Fue designada CSV 5066 como una variable sospechosa, ^{[ 10 ]} y luego FG Sagittae como una estrella variable confirmada. En ese momento, sus variaciones se describieron como irregulares, ^{[ 9 ]} pero pronto se notó que el brillo promedio estaba aumentando constantemente. Brilló aproximadamente dos magnitudes entre 1943 y 1970, y luego comenzó a desvanecerse. El examen de antiguas observaciones fotográficas encontró que la estrella había estado brillando desde al menos 1900, con extrapolaciones que sugieren que el mínimo ocurrió alrededor de 1880. ^{[ 3 ]} A medida que se desvanecía, FG Sagittae comenzó a mostrar variaciones periódicas, al principio un período de 80 días, pero aumentando a 130 días. En 1992, las variaciones periódicas cesaron y el brillo disminuyó cinco magnitudes en solo dos meses. ^{[ 11 ]} Desde entonces, ha seguido mostrando ocasionalmente eventos de desvanecimiento profundo, apareciendo muy parecido a una estrella R Coronae Borealis . ^{[ 8 ]}

El espectro de FG Sagittae cuando se observó por primera vez como una estrella variable era el de una supergigante azul . La primera clase espectral fiable fue B0 en 1930. La extrapolación de los índices de brillo y color sugiere que pudo haber sido una estrella O3 en 1890. ^{[ 3 ]} Luego se enfrió progresivamente, y la clase espectral llegó a ser K2 en la década de 1980. ^{[ 12 ]} Desde entonces, la clase espectral se ha mantenido como una supergigante de tipo G o K, pero ha habido cambios drásticos. Las abundancias de varios elementos han aumentado o disminuido: los elementos del proceso s se volvieron al menos 25 veces más abundantes entre 1967 y 1974; los elementos del pico de hierro se volvieron menos visibles; y el polvo rico en carbono se volvió claramente visible después de 1992. Las observaciones del espectro posteriores a 1992 se ven dificultadas por la formación de polvo, pero los elementos del proceso s y de tierras raras parecen haber continuado aumentando su abundancia. ^{[ 13 ]}

Existe una nebulosa planetaria visible muy tenue , Henize 1-5, alrededor de FG Sagittae, con una magnitud visual aproximada de 23. Esta se formó cuando FG Sagittae abandonó por primera vez la rama asintótica de las gigantes. ^{[ 14 ]} Actualmente, FG Sagittae está perdiendo masa a razón de aproximadamente una masa solar _por millón de años, y se ha formado una envoltura de polvo alrededor de la estrella. Esto podría dar lugar a una segunda nebulosa planetaria. ^{[ 15 ]} 

La temperatura efectiva de FG Sagittae en 1930 habría sido aproximadamente25.000 K  , posiblemente tan caliente como45.000  K en 1890, luego enfriándose a aproximadamente5500  K en 1975. ^{[ 12 ]} El análisis detallado de la distribución de energía espectral durante la década de 1980 muestra una disminución lenta de la temperatura hasta valores tan bajos como5280  K. Durante los desvanecimientos profundos desde 1992, se han calculado temperaturas aún más bajas, pero estas pueden representar observaciones de polvo que oscurece la estrella en lugar de la superficie misma. ^{[ 11 ]}

La luminosidad bolométrica _de FG Sagittae aumentó de forma constante desde alrededor de 2700 L☉ a finales del siglo XIX hasta más de ₁₀ 000 L☉ en 1965. La luminosidad se mantuvo más o menos estable hasta 1992. A medida que la estrella se enfriaba y se volvía más luminosa, su radio aumentó desde alrededor de _{un R☉} en 1900 hasta aproximadamente 184 R☉ en _1992. ^{[ 3 ]}    

Cuando la estrella se atenuó en 1992, quedó oscurecida por la formación de polvo y las comparaciones de temperatura y luminosidad se volvieron más difíciles. La luminosidad visual disminuyó en aproximadamente cinco magnitudes, pero el brillo infrarrojo aumentó en una cantidad comparable. Los modelos del polvo alrededor de la estrella sugieren que la luminosidad disminuyó drásticamente durante unos cientos de días a medida que el polvo se formaba y se calentaba, pero la luminosidad estelar subyacente fue esencialmente constante y permaneció constante al menos hasta 2001. ^{[ 11 ]}

Las propiedades subyacentes de FG Sagittae cambiaron en una escala de tiempo casi inaudita para una estrella, pasando de ser una pequeña estrella muy caliente en la rama asintótica de las gigantes a una enana blanca, luego a una supergigante caliente y finalmente a una supergigante fría. Se cree que esto se debió a un destello de helio en una envoltura que había permanecido inactiva desde que la estrella abandonó la rama asintótica de las gigantes. Esto se conoce como pulso térmico tardío o pulso térmico muy tardío, según el momento exacto. Los modelos se aproximan al comportamiento de FG Sagittae, aunque aún existen discrepancias en los detalles. ^{[ 13 ]}

• El objeto de Sakurai , también conocido como V4334 Sgr, es otro objeto que se presume es de emisión térmica tardía.
• V605 Aquilae .

• Estrella variable del mes de AAVSO. FG Sagitario: junio de 2008
• Estrella variable del mes de AAVSO. FG Sagittae: ​​noviembre de 1998