Y Sagittarii
| Constelación | Sagitario |
| Ascensión recta α | 18h 21min 22,99s |
| Declinación δ | -18º 51’ 36,0’’ |
| Distancia | 1530 años-luz (aprox) |
| Magnitud visual | +5,77 (media) |
| Magnitud absoluta | -3,26 |
| Luminosidad | 1570 soles |
| Temperatura | 5370 K |
| Masa | 6 soles |
| Radio | 50 soles |
| Tipo espectral | F8II (variable) |
| Velocidad radial | -3,2 km/s |
Y Sagittarii (Y Sgr / HD 168608 / HR 6863)[1] es una estrella variable en la constelación de Sagitario. Es una variable cefeida de magnitud aparente media +5,77, la tercera más brillante en esta constelación después de X Sagittarii y W Sagittarii. La medida de su paralaje mediante el telescopio espacial Hubble sitúa a Y Sagittarii a 1530 años luz de distancia del sistema solar.[2]
El brillo de Y Sagittarii oscila entre magnitud aparente +5,25 y +6,24 en un período de 5,7736 días. De tipo espectral medio F8II,[1] su temperatura efectiva es de 5370 K.[3] Tiene un radio 50 veces más grande que el radio solar y gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 16 km/s.[4] Posee una masa estimada 6 veces mayor que la del Sol.[3] Su contenido metálico es similar al solar, con un índice de metalicidad [Fe/H] = +0,05.[5] En cuanto a otros metales evaluados, muestra cierta sobreabundancia de cobre, zinc, itrio y sodio; el nivel de este último elemento es casi el doble que en el Sol ([Na/H] = +0,27).[6]
Existe evidencia de que Y Sagittarii puede constituir una estrella binaria espectroscópica. Se ha sugerido un período orbital para el sistema del orden de 10 000-12 000 días;[7] sin embargo, posteriores estudios que asumen una excentricidad cero para la órbita, no han podido encontrar una solución orbital convincente.[5]
Véase también
[editar]Referencias
[editar]- ↑ a b Y Sagittarii (SIMBAD)
- ↑ Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E.; Feast, Michael W.; Barnes, Thomas G.; Harrison, Thomas E.; Patterson, Richard J.; Menzies, John W.; Bean, Jacob L.; Freedman, Wendy L. (2007). «Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations». The Astronomical Journal 133 (4). pp. 1810-1827.
- ↑ a b Neilson, Hilding R.; Lester, John B. (2008). «On the Enhancement of Mass Loss in Cepheids Due to Radial Pulsation». The Astrophysical Journal 684 (1). pp. 569-587.
- ↑ Nardetto, N.; Mourard, D.; Kervella, P.; Mathias, Ph.; Mérand, A.; Bersier, D. (2006). «High resolution spectroscopy for Cepheids distance determination. I. Line asymmetry». Astronomy and Astrophysics 453 (1). pp. 309-319.
- ↑ a b Groenewegen, M. A. T. (2008). «Baade-Wesselink distances and the effect of metallicity in classical cepheids». Astronomy and Astrophysics 488 (1). pp. 25-35.
- ↑ Luck, R. E.; Andrievsky, S. M.; Kovtyukh, V. V.; Gieren, W.; Graczyk, D. (2011). «The Distribution of the Elements in the Galactic Disk. II. Azimuthal and Radial Variation in Abundances from Cepheids». The Astronomical Journal 142 (2). 51.
- ↑ Szabados, L. (1989). «Period changes of bright southern Cepheids». Communications of the Konkoly Observatory 94 (XI, 1). pp. 1-85.
Datos: Q5177836