AG Draconis

De Wikipedia
Saltar a navegación Saltar a la gueta
AG Draconis
Picto infobox astronomy.png
AG Draconis A/B
Datos d'observación
(Dómina J2000.0)
Constelación Draco
Ascensión reuta (α) 16h 01min 41,01s
Declinación (δ) +66º 48’ 10,1’’
Mag. aparente (V) +9,75
Carauterístiques físiques
Clasificación estelar K3IIIpe / D
Masa solar 1,5 / > 0,6 M
Radiu (38 / 0,06 R)
Magnitú absoluta ?
Lluminosidá 2600 (conxunta) L
Variabilidá Estrella simbiótica
Astrometría
Velocidá radial -137,6 km/s
Distancia 8150 años lluz (2500 pc)
Sistema
Nᵁ de componentes 2
Referencies
SIMBAD enllaz
Otres designaciones
HIP 78512 / SAO 16931 / BD+67 922 / AG+66 715 / GCRV 9231 / PPM 19692 / GSC 04195-00254 / IRAS 16013+6656
[editar datos en Wikidata]

AG Draconis (AG Dra / HIP 78512)[1] ye una estrella variable na constelación de Draco de magnitú aparente +9,75. Alcuéntrase bien alloñada, a una distancia imprecisa de 2500 pársecs o 8150 años lluz del Sistema Solar.[2]

Componentes[editar | editar la fonte]

AG Draconis ye una estrella simbiótica, una clase d'estrelles bien escasa de la conócense menos de 200 representantes. Estes estrelles son binaries que les sos componentes —una xigante colorada y de normal una nana blanca— tópense arrodiaes por una nebulosidad que provién de la estrella xigante.

La componente fría d'AG Draconis ye una xigante de tipu espectral K3III. Tien una lluminosidá 2600 vegaes mayor que la del Sol[2] y el so radiu ye aproximao 38 vegaes más grande qu'el radiu solar.[3] Créese qu'el so periodu de rotación ye de 1160 díes y nun paez tar sincronizáu col periodu orbital.[4] La so masa puede ser un 50% mayor que la masa solar.

La componente caliente ye una nana blanca con una masa inferior a 0,6 mases solares y un radiu aproximao igual al 6% del radiu solar.[2] La distancia ente les dos estrelles ye de 1,7 UA y el periodu orbital del sistema ye de 554 díes. L'enclín del planu orbital ye pequeña —ente 30º y 45º— y de fechu la nana blanca nun aportar# a clisada pola xigante.[5]

AG Draconis evidencia una metalicidá bien baxa ([Fe/H] = -1,3), equivalente a namái'l 5% de la solar. Esto, xuníu a la so alta velocidá espacial —148 km/s— según a la so llatitú galáctica, fai que seya considerada una estrella de halo.[5]

Variabilidá[editar | editar la fonte]

L'analís la curva de lluz histórica d'AG Draconis, disponible dende 1890, dexa reparar que mientres los 31 primeros años el rellumu de la estrella nun sufrió fluctuaciones de más de 0,1 magnitúes. Alredor del añu 1922, el so rellumu en quiescencia aumentó 0,29 magnitúes, empezando una serie d'oscilaciones con una amplitú de 1 - 2 magnitúes y una duración típica de 100 a 200 díes. Los españíos arrexúntase en seis trupos conxuntos, cada unu d'ellos d'unos 1500 díes de duración, bien separaos ente sigo con una periodicidá de cuasi 5300 díes.[6] Mientres los españíos, el rellumu multiplícase «namái» por cinco, probablemente por cuenta de l'ausencia d'elementos pesaos. Na seronda de 2007 el rellumu d'AG Draconis aumentó hasta magnitú +8,98 mientres un españíu.[7]

Piénsase que los españíos del sistema son provocaos por tresferencia de masa dende l'atmósfera de la xigante a la redolada de la nana blanca. La modulación na tresferencia de masa del sistema ye un efeutu combináu d'un campu magnéticu dipolar de la xigante y de les marees inducíes na so atmósfera pola so compacta compañeru.

Per otra parte, les pulsaciones de la xigante provoquen la eyección d'envoltures de polvu. Los choques d'estes envoltures col vientu estelar de l'acompañante caliente dan llugar a los socesivos picos mientres les fases actives. Esto rellaciónase cola composición del gas y polvu de la nebulosa de choque. Los analises revelen emprobecimientu de carbonu, oxíxenu, nitróxenu y magnesiu, concretamente'l carbonu tópase aprobetáu nun factor de diez. Estos elementos son atrapaos en granos de polvu (silicatos y grafitu) y/o molécules diatómicas como CO, CN o CS.[4]

A lo último, cabo reseñar qu'AG Draconis ye la estrella simbiótica más brillosa na rexón de rayos X. Ye, amás, prototipu de les fontes de rayos X súper-blandos».[2]

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Referencies[editar | editar la fonte]

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]