Y Sagittarii

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Ficha d'oxetu celesteY Sagittarii
estrella[1], Estrella variable[2] y classical Cepheid variable (en) Traducir[3]
Datos d'observación
Ascensión reuta (α) 275,34577678958 °[4]
Declinación (δ) −18,86000048972 °[4]
Distancia a la Tierra 0,488 kpc
Magnitú aparente (V) 5,75 (banda V)
Constelación Saxitariu[7]
Velocidá de rotación 18 km/s[8]
Velocidá radial −3,14 km/s[9]
Parallax 2,64 mas[4]
Gravedá superficial 45 cm/s²[10]
Tipu espectral F8II[11]
Otros nomes
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Coordenaes: Sky map 18h 21m 22.986s, -18° 51′ 36.002″

Y Sagittarii (Y Sgr / HD 168608 / HR 6863)[12] ye una estrella variable na constelación de Saxitariu. Ye una variable cefeida de magnitú aparente media +5,77, la tercera más brillosa nesta constelación dempués de X Sagittarii y W Sagittarii. La midida de la so paralax per aciu el Telescopiu Espacial Hubble asitia a Y Sagittarii a 1530 años lluz de distancia del Sistema Solar.[13]

El rellumu de Y Sagittarii bazcuya ente magnitú aparente +5,25 y +6,24 nun periodu de 5,7736 díes. De tipu espectral mediu F8II,[12] la so temperatura efectivo ye de 5370 K.[14] Tien un radiu 50 vegaes más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 16 km/s.[15] Tien una masa envalorada 6 vegaes mayor que la del Sol.[14] El so conteníu metálico ye similar a la solar, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,05.[16] Tocantes a otros metales evaluaos, amuesa cierta sobreabundancia de cobre, cinc, itriu y sodiu; el nivel d'esti últimu elementu ye casi'l doble que nel Sol ([Na/H] = +0,27).[17]

Esiste evidencia de que Y Sagittarii puede constituyir una estrella binaria espectroscópica. Suxurióse un periodu orbital pal sistema del orde de 10.000 - 12.000 díes;[18] sicasí, posteriores estudios qu'asumen una escentricidá cero pa la órbita, nun pudieron atopar una solución orbital convincente.[16]

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. ↑ Afirmao en: SIMBAD. Data de consulta: 16 agostu 2014.
  2. ↑ Afirmao en: SIMBAD.
  3. ↑ Afirmao en: General Catalogue of Variable Stars.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 Floor van Leeuwen (2007). «Validation of the new Hipparcos reduction» (n'inglés). Astronomy and Astrophysics (2):  páxs. 653–664. doi:10.1051/0004-6361:20078357. 
  5. ↑ «The distribution of the elements in the Galactic disk. II. Azimuthal and radial variation in abundances from Cepheids». The Astronomical Journal:  páxs. 51. 2011. doi:10.1088/0004-6256/142/2/51. 
  6. ↑ Afirmao en: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Llingua de la obra o nome: inglés. Data d'espublización: 2002.
  7. ↑ Afirmao en: VizieR. Llingua de la obra o nome: inglés.
  8. ↑ Afirmao en: Catalogue of rotational velocities of the stars. Llingua de la obra o nome: inglés. Data d'espublización: xunu 1970.
  9. ↑ Afirmao en: Gaia DR2. Llingua de la obra o nome: inglés. Data d'espublización: 25 abril 2018.
  10. ↑ «Barium abundances in Cepheids» (n'inglés). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society:  páxs. 3252–3261. 2013. doi:10.1093/MNRAS/STS270. 
  11. ↑ Afirmao en: Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars, Vol.4. Llingua de la obra o nome: inglés. Data d'espublización: 1988.
  12. ↑ 12,0 12,1 Y Sagittarii (SIMBAD)
  13. ↑ 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). páxs. 1810-1827. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007AJ....133.1810B&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  14. ↑ 14,0 14,1 Neilson, Hilding R.; Lester, John B. (2008). «On the Enhancement of Mass Loss in Cepheids Due to Radial Pulsation». The Astrophysical Journal 684 (1). páxs. 569-587. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2008ApJ...684..569N&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  15. ↑ 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). páxs. 309-319. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006A%26A...453..309N&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  16. ↑ 16,0 16,1 Groenewegen, M. A. T. (2008). «Baade-Wesselink distances and the effect of metallicity in classical cepheids». Astronomy and Astrophysics 488 (1). páxs. 25-35. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2008A%26A...488...25G&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  17. ↑ Luck, R. Y.; 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. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2011AJ....142...51L&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  18. ↑ Szabados, L. (1989). «Period changes of bright southern Cepheids». Communications of the Konkoly Observatory 94 (XI, 1). páxs. 1-85. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1989CoKon..94....3S&db_key=AST&nosetcookie=1. 

Coordenaes: Sky map 18h 21m 22.986s, -18° 51′ 36.002″

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