- 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]
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;[6] sin embargo, posteriores estudios que asumen una excentricidad cero para la órbita, no han podido encontrar una solución orbital convincente.[5]
Véase también
Referencias
- ↑ 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. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007AJ....133.1810B&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ 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. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2008ApJ...684..569N&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ 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. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006A%26A...453..309N&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ 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. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2008A%26A...488...25G&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ Szabados, L. (1989). «Period changes of bright southern Cepheids». Communications of the Konkoly Observatory 94 (XI, 1). pp. 1-85. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1989CoKon..94....3S&db_key=AST&nosetcookie=1.
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