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桜井天体（さくらいてんたい、Sakurai's Object）は、いて座の恒星である。1996年にこの天体を発見した日本人アマチュア天文学者の桜井幸夫の名前から名付けられた。漸近巨星分枝の後期熱パルスの段階にあると考えられている。 桜井天体は、かつて白色矮星であった赤色巨星だと考えられている。後期熱パルスは白色矮星の段階で起こり、漸近巨星分枝星（AGB星）に戻る。この型の天体は数個しか観測されていないが、水素が欠乏し、ヘリウムやその他の金属が豊富な状態になる〔。このような恒星は、最終的にヘリウムの豊富な白色矮星になると考えられる。 桜井天体は、1919年に発見されたわし座V605星とともに、後期熱パルスの高光度の段階にある2つの恒星のうちの1つである。その他、や座FG星等のいくつかの恒星も「再燃焼」の段階にあるのではないかと疑われている。 ==観測の歴史== 1996年2月23日に送付された国際天文学連合の会報は、アマチュア天文学者の櫻井幸夫が11.4等級の「進みの遅い新星の可能性がある天体」(“possible ’slow’ nova”)を発見したことを報じた〔THE ING NEWSLETTER No. 2, March 2000, Don Pollacco, QUB 〕。日本人天文学者の中野主一がこの発見を報告し、この天体が1993年の画像でも1931年から1950年のハーバード・スミソニアン天体物理学センターの記録でも見られないにも関わらず、前年よりわずかだけ明るくなっていることが関心を集めた。中野は「共生新星の爆発で増光の翌年に輝線が消失するのは非常に珍しい」と書いた。 最初の報告の後、ヒルマー・デュルベックらは、桜井が観測した「最後のヘリウムフラッシュの可能性がある天体」(‘possible final helium flash’)についての論文を発表した。その中で彼らは、桜井天体の位置は1976年に発見された21等級の暗い天体の位置に相当するとし、1994年から1996年に再び観測された時に11から15等級まで明るくなったとした。測定された流束、角直径、星雲の質量等の解析によって、5.5キロパーセクという距離や38太陽光度という光度が決定された。専門家は、この値は見かけやモデル予測とも合致するが、この領域の爆発の明るさは3100太陽光度で、予測より3倍も低いことを指摘した。 最初の赤外線観測については、1998年に近赤外と遠赤外の両方の分光画像が公開された。集められたデータは、桜井天体の増光がモデルの予測どおりであることを示し、~680Kの温度の星周塵が存在することが発見された。さらに2000年に公開されたイギリス赤外線望遠鏡による赤外線のデータから、吸収線の変化の発見について議論された。 抄文引用元・出典: フリー百科事典『 ウィキペディア（Wikipedia）』 ■ウィキペディアで「桜井天体」の詳細全文を読む スポンサード リンク
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