Y Sagittarii

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

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Referencias

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  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.