Y Sagittarii

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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]

  1. a b Y Sagittarii (SIMBAD)
  2. 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. 
  3. 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. 
  4. 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. 
  5. 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. 
  6. 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. 
  7. Szabados, L. (1989). «Period changes of bright southern Cepheids». Communications of the Konkoly Observatory 94 (XI, 1). pp. 1-85.