En febrero de 1996, el astrónomo aficionado japonés Yukio Sakurai encontró en sus fotografías de la constelación de Sagitario una estrella brillante que antes no estaba allí. Treinta años después, el objeto de Sakurai ha desarrollado un viento estelar de tipo Wolf-Rayet y su superficie ronda los 30.500 kelvin, según un análisis de observaciones de 2023 hechas con el Very Large Telescope (VLT) del Observatorio Europeo Austral, en Chile.
Esa temperatura confirma que la estrella se está recalentando tras su erupción, aunque lo hace más despacio de lo que predecía alguno de los modelos con los que se intentó anticipar su evolución, que la situaba cerca de los 90.000 kelvin en 2020. La diferencia ayuda a decidir qué teorías describen mejor las últimas etapas de la vida de una estrella parecida al Sol.
El primer firmante del trabajo es Wagner Marcolino, del Observatorio de Valongo de la Universidad Federal de Río de Janeiro (Brasil), y en él participan astrónomos del Real Observatorio de Bélgica, la Universidad de Potsdam, la Universidad Nacional Autónoma de México y la Universidad de Mánchester, entre otros centros.
Una estrella que ya iba camino de apagarse
El objeto de Sakurai, que en los catálogos figura como V4334 Sagittarii, era una estrella parecida al Sol que ya había agotado su combustible nuclear y se encaminaba a convertirse en una enana blanca. Una enana blanca es el núcleo caliente y denso que queda cuando muere una estrella corriente, el mismo final que espera al Sol dentro de miles de millones de años.
Entonces sufrió lo que los astrónomos llaman un «pulso térmico muy tardío», la reignición repentina de una capa de helio en el interior de la estrella moribunda. El episodio la hinchó, la enfrió y le hizo expulsar grandes cantidades de material al espacio, de modo que volvió durante un tiempo a una fase anterior de su vida, y por eso se la describe como una estrella «renacida».
Según el artículo, entre el pulso y su descubrimiento en 1996 pasaron unos cinco años. Solo dos estrellas se han visto atravesar este proceso en directo: el objeto de Sakurai y V605 Aquilae, descubierta en 1919.
Treinta años de cambios a la vista de los astrónomos
«La mayoría de las estrellas evolucionan tan despacio que los grandes cambios se producen en escalas de tiempo mucho más largas que una vida humana», explicó Albert Zijlstra, catedrático del Jodrell Bank Centre for Astrophysics de la Universidad de Mánchester y autor de contacto del estudio, en la nota de prensa de la universidad. «Como resultado, normalmente tenemos que reconstruir la evolución estelar a partir de instantáneas, comparando estrellas diferentes en distintas etapas de su vida».
«El objeto de Sakurai ofrece algo mucho más raro», añadió. «Es una de las muy pocas estrellas conocidas que han cambiado de forma drástica en apenas unas décadas, lo que nos da la oportunidad de ver cómo se desarrolla la evolución estelar en tiempo real».
La universidad calcula que la estrella es ahora seis veces más caliente que hace 30 años, cuando tenía una temperatura parecida a la del Sol, cuya superficie está a unos 5800 kelvin. Es uno de los aumentos más rápidos que se han observado nunca en una estrella.
El polvo que esconde a la estrella desde 1996
Tras la erupción, la estrella quedó oculta detrás de las densas nubes de gas y polvo que ella misma había lanzado, y todavía hoy no se distingue en imágenes directas. Las observaciones en radio e infrarrojo siguieron registrando cambios, pero hasta 2020 nadie había identificado en su luz las señales de un viento de tipo Wolf-Rayet, recuerdan los autores.
En 2025, un trabajo firmado por varios de los mismos investigadores avisó de que esas señales podían estar apareciendo y ganando fuerza. Para confirmarlo, el equipo usó datos de 2023 tomados con FORS2, un espectrógrafo del VLT que descompone la luz en sus longitudes de onda, donde cada elemento químico deja unas líneas características. Las observaciones salieron de las campañas de Peter van Hoof, del Real Observatorio de Bélgica.
Las huellas del carbono y el helio en la luz
Los investigadores compararon ese espectro con modelos informáticos de atmósferas en expansión, calculados con el código CMFGEN, que simulan cómo brilla una estrella envuelta en un viento denso. «Varias de las líneas de emisión observadas surgen en un viento estelar de tipo [WR], lo que establece que la estrella central es un objeto [WR]», escriben los autores.
Las señales más fuertes proceden del carbono ionizado y del helio, y por eso clasifican la estrella como [WC], la variante rica en carbono. Los corchetes distinguen a estas estrellas centrales de nebulosas planetarias de las Wolf-Rayet masivas, aunque sus vientos produzcan espectros parecidos.
La temperatura sale del equilibrio entre dos formas del carbono. Por encima de unos 30.500 kelvin, las líneas del carbono que ha perdido dos electrones se vuelven más intensas de lo observado y las del que ha perdido uno, más débiles, mientras que por debajo ocurre lo contrario. El ajuste descarta valores superiores a unos 36.000 kelvin e inferiores a unos 27.000, con el mejor resultado cerca de 30.500.
Con una luminosidad supuesta de 5000 veces la del Sol, el modelo preferido describe una estrella de unos 2,5 radios solares que pierde cada año alrededor de 1,1 millonésimas de masa solar en un viento que sale a unos 500 kilómetros por segundo. Para su superficie, el modelo adopta la composición típica de estas estrellas, que encaja bien con el espectro: en masa, un 51 % carbono, un 42,5 % helio y casi un 6 % oxígeno, muy lejos del 90 % de helio que se dedujo poco después del estallido.
Lejos de los 90.000 kelvin que predecía un modelo para 2020
La comparación con las predicciones es lo que más interesa a los teóricos. Un modelo publicado en 2005 en la revista Science, firmado entre otros por el propio Zijlstra, predecía que la estrella rondaría los 90.000 kelvin en 2020, lo que implicaba un calentamiento mucho más rápido que el que ahora se ha medido.
Aquellos cálculos necesitaban reducir de forma artificial la mezcla convectiva, el movimiento del gas que remueve las capas donde se enciende el helio, para explicar lo deprisa que renació la estrella. Sin ese ajuste, el renacimiento habría tardado unos 350 años en lugar de unos cinco.
Otros cálculos publicados en 2006 por Miller Bertolami y sus colegas, con una estrella algo menos masiva, de unas 0,58 masas solares, encajan a grandes rasgos con la nueva medición. En ese modelo, la estrella no supera los 60.000 kelvin hasta unos 100 años después del pulso.
«Una de las preguntas clave es con qué rapidez debería recuperarse el objeto de Sakurai tras su espectacular erupción», dijo Zijlstra. «Nuestras mediciones muestran que la estrella se está recalentando de forma más gradual de lo que predecían algunos modelos anteriores. Eso nos da una forma importante de comprobar qué teorías describen mejor lo que ocurre cuando una estrella moribunda vuelve brevemente a la vida».
V605 Aquilae, la estrella que renació en 1919
La otra estrella renacida observada en directo, V605 Aquilae, entró en erupción unos 80 años antes que el objeto de Sakurai. Según los datos que recoge el artículo, pasó de unos 5000 kelvin en 1921 a unos 95.000 en 2001, cuando ya mostraba el espectro de una estrella [WR].
Al colocar las dos en un mismo diagrama, V605 Aquilae queda cerca de las [WR] más calientes y evolucionadas, mientras que el objeto de Sakurai aparece entre las más frías. «Nuestros resultados respaldan una clasificación [WCL] para el objeto de Sakurai, que lo sitúa en una etapa evolutiva más temprana que V605 Aql», escriben los autores, donde [WCL] designa a las [WC] tardías y más frías.
Lo que el estudio todavía no puede asegurar
Los propios autores reconocen varios límites. Los datos de FORS2 tienen poca resolución espectral, las líneas de la nebulosa contaminan varias zonas del espectro y algunas señales se solapan, por lo que la temperatura se da como un intervalo que califican de «conservador».
Tampoco logran reproducir una señal débil en torno a 580 nanómetros, y no descartan que el viento sea asimétrico, por ejemplo por la rotación de la estrella, ni que el polvo que la rodea altere la luz al dispersarla. Que las líneas nazcan en el material expulsado y no en un viento les parece poco probable, porque «sería una coincidencia notable» que un modelo de viento esférico las reprodujera tan bien.
Además, la distancia a la estrella no se ha medido de forma directa (el valor más usado ronda los 11.400 años luz), así que el equipo supuso la luminosidad en lugar de deducirla y fijó la masa en 0,6 masas solares.
«A medida que sigamos vigilando la estrella en los próximos años, esperamos aprender mucho más sobre esta notable fase de la evolución estelar», dijo Zijlstra. Los autores insisten en que el seguimiento espectroscópico continuo «será crucial» para trazar su curva de recalentamiento mientras la estrella retoma su camino hacia convertirse en una enana blanca.
El estudio completo se publicó en septiembre de 2026 en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Imagen: ESO (CC BY 4.0)
