HR 4049 , también conocida como HD 89353 y AG Antliae , es una estrella binaria post -asintótica-gigante-rama (post-AGB) en la constelación Antlia . Una estrella muy pobre en metales , está rodeada por un grueso disco circumbinario único enriquecido en varias moléculas. Con una magnitud aparente de alrededor de 5,5, la estrella se puede ver fácilmente en condiciones ideales. Se encuentra aproximadamente a 1.700 parsecs (5.500 li) de distancia.
HR 4049 tiene un espectro peculiar. La estrella parece, según su espectro en la serie de Balmer , ser una supergigante azul , aunque en realidad es una vieja estrella de baja masa en la fase de su vida posterior a la AGB. Su atmósfera es extremadamente deficiente en elementos pesados, con una metalicidad más de 30.000 inferior a la del Sol . [9] [10] También muestra un fuerte exceso de infrarrojos , que se corresponde estrechamente con un Cuerpo negro de 1200 K producido por un disco de material que rodea la estrella. [11] La estrella también está experimentando una intensa pérdida de masa [12]
HR 4049 tiene un compañero invisible, detectado a partir de variaciones en el desplazamiento doppler de sus líneas espectrales . Las propiedades del compañero solo pueden estimarse haciendo ciertas suposiciones sobre la inclinación de la órbita y la función de masa . Dadas esas suposiciones, se cree que es una estrella de secuencia principal de baja luminosidad . [5]
HR 4049 es una estrella variable inusual , que oscila entre las magnitudes 5,29 y 5,83 con un período de 429 días. [13] Se le ha dado la designación de estrella variable AG Antliae, pero aún se le conoce más comúnmente como HR 4049. Se ha descrito que pulsa de manera similar a una variable RV Tauri , [14] aunque la interpretación preferida es que las variaciones se producen por extinción variable que produce el material alrededor de la estrella y que el periodo es el mismo que el periodo orbital. [5]
Aunque HR 4049 aparentemente tiene el espectro de una supergigante azul , es una vieja estrella de baja masa que ha agotado la fusión nuclear y está perdiendo sus capas exteriores a medida que se convierte en una enana blanca y posiblemente en una nebulosa planetaria . Durante esta fase tiene una luminosidad varios miles de veces mayor que la del Sol, aunque una masa alrededor de la mitad de la del sol. La masa solo se puede adivinar a partir de la masa esperada de la enana blanca en la que se está convirtiendo. [15]