RY Sagittarii

RY Sagittarii Datos de observación
( época J2000.0 )
Ascensión recta 19 h  16 m  32.7670 s
Declinación −33 ° 31 ′ 20,3370 ″
Constelación Sagitario
Magnitud aparente 5,8-14,0

Ubicación en la constelación: Sagitario

(Ver situación en la constelación: Sagitario) Sagitario IAU.svg
Caracteristicas
Tipo espectral G0Iaep (C1,0)
Variabilidad RCB
Astrometria
Velocidad radial −22,8  km / s
Movimiento limpio μ α  = +8,887  mas / a
μ δ  = −0,472  mas / a
Paralaje 0.508 4 ± 0.045 3  mas
Distancia 1 967 ± 175  pieza (∼6 420  al )
Magnitud absoluta −5
Características físicas
Rayo 60  R ☉
Brillo 9 120  L ☉
Temperatura 7250  K

Otras designaciones

RY Sag , HR 7296 , HD 180093 , HIP  94730, CD -33 14076, CPD -33 5553, SAO  211117

RY Sagittarii (abreviado RY Sgr ) es una estrella supergigante amarilla y R Coronae Borealis variable de la constelación de Sagitario . Aunque parece tener el espectro de una estrella de tipo G , difiere notablemente de una estrella ordinaria en su espectro, que casi no muestra hidrógeno y tiene una gran abundancia de carbono .

Descubrimiento

El coronel Ernest Elliott Markwick notó por primera vez la estrella ahora conocida como RY Sagittarii durante su investigación de estrellas variables mientras estaba estacionado en Gibraltar . Él registró que disminuyó de magnitud 7 enJulio 1893 en una magnitud inferior a 11 le 23 de octubre del mismo año, y que nuevamente se volvió tan brillante como una magnitud de 6.4 en Noviembre 1894. Edward Charles Pickering la describió como un "objeto notable" y que "casi se fue". Casi al mismo tiempo, su espectro se observó por primera vez como particular, y en 1953 se clasificó como una Coronae Borealis variable de tipo R, junto con un puñado de otras estrellas.

Intrigado por el origen de estas peculiaridades, Danziger propuso en 1965 varias explicaciones, como la formación de una nube de helio , una vieja estrella que habría agotado su hidrógeno, o incluso una estrella que lo habría hecho, de una forma u otra. , expulsó su envoltura de hidrógeno, aunque también señaló que no había evidencia que demuestre la existencia de dicha envoltura. Sin embargo, admitió que el conocimiento de la evolución estelar no estaba lo suficientemente avanzado como para encontrar una explicación.

Variabilidad

RY Sagittarii es una de las tres estrellas Coronae Borealis de tipo R más brillantes visibles para los observadores terrestres, junto con R Coronae Borealis y V854 Centauri , y la más brillante del hemisferio celeste sur. También es una variable pulsante , con un período semi-regular de 38 días. Su curva de luminosidad ha sido estudiada durante más de cien años y es típica de las estrellas de tipo R CrB, caracterizada por una caída repentina de la luminosidad de varias magnitudes en tan solo unas pocas semanas, antes de volverse más brillante gradualmente en los meses siguientes. El tiempo entre estas desventajas es irregular. Esta repentina caída de magnitud parece explicarse por la presencia de nubes de polvo de carbono que oscurecen (y muy probablemente expulsan) la estrella, aunque el mecanismo detrás de este fenómeno sigue siendo desconocido. El interferómetro del Very Large Telescope de ESO ha detectado nubes extensas .

Propiedades

La estrella está muy lejos y su paralaje, por lo que su distancia y luminosidad no se pudieron calcular con precisión. El satélite Hipparcos determinó que tenía un paralaje de 1,29 milisegundos de arco , lo que indica una distancia de aproximadamente 526,32 pc (  ∼1720  al ) de la Tierra . El paralaje obtenido de la segunda liberación de datos del satélite Gaia es mucho más pequeño, a 0.51 mas, lo que indica una distancia mucho mayor y más precisa de aproximadamente 1.967  pc (∼6.420  al ), con un margen de error d 'restante de aproximadamente 175  pc (∼571  al ). El valor obtenido en Gaia DR2 se confirma por la distancia que derivamos comparando RY Sgr con otras estrellas similares y que es de alrededor de 2000  pc (∼6 520  al ).

Su temperatura efectiva se calculó en 7.250  K y su radio en 60  R ☉ , basado en una luminosidad de 9120  L ☉ .

Notas y referencias

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enlaces externos