 X Sagittarii |
|---|
| Tipus | estrella variable, variable cefeida clàssica, font propera a infrarrojos i font d'emissió de raigs UV  |
|---|
| Tipus espectral (estel) | F7II[1] |
|---|
| Constel·lació | Sagitari |
|---|
| Època | J2000.0 |
|---|
|
| Distància de la Terra | 356,417 pc [2] |
|---|
| Magnitud absoluta | −2,85 |
|---|
| Magnitud aparent (V) | 4,54 (banda V)[3] |
|---|
| Massa | 6,31 M☉ |
|---|
| Temperatura efectiva | 5.698 K[4] |
|---|
| Paral·laxi | 2,8057 mas[2] |
|---|
| Moviment propi (declinació) | −10,553 mas/a [2] |
|---|
| Moviment propi (ascensió recta) | −4,948 mas/a [2] |
|---|
| Velocitat de rotació estel·lar | 26 km/s[5] |
|---|
| Velocitat radial | −10,1 km/s[6] |
|---|
| Gravetat superficial equatorial | 59 cm/s²[4] |
|---|
| Ascensió recta (α) | 17h 47m 33.6239s[2] |
|---|
| Declinació (δ) | -28° 10' 9.1642''[2] |
|---|
| Metal·licitat | −0,36[4] |
|---|
|
|
X Sagittarii (X Sgr / 3 Sagittarii) és una estrella variable cefeida a la constel·lació del Sagitari prop del límit amb el Serpentari.[7] X Sagittarii, juntament amb Eta Aquilae i T Monocerotis, és una de les cefeides considerades fàcils de trobar al cel nocturn. Aproximadament un grau al sud d'X Sagittarii s'hi pot localitzar el centre de la Via Làctia, Sagitari A.
Situada a 1075 anys llum del sistema solar, X Sagittarii és una cefeida clàssica amb una lluentor que varia entre magnitud aparent +4,24 i +4,84 en un període de 7,013 dies. La seva variació en lluentor va acompanyada d'un canvi en el seu tipus espectral des d'F5 a G9. Amb una temperatura de 5.300 K, té una lluminositat 3.100 vegades major que la del Sol, i el seu radi és unes 66 vegades més gran que el radi solar. La seva velocitat de rotació projectada, 24 km/s, dona com a resultat un període de rotació igual o inferior a 138 dies. Té una massa 6 ó 7 vegades major que la del Sol, amb una edat estimada entre 43 i 65 milions d'anys.[8] És, a més, un binari espectroscòpic amb un període orbital de 573 dies.[9]
Recents estudis suggereixen que l'espectre d'X Sagittarii pot ser interpretat sobre la base de dues ones de xoc consecutives per període de pulsació. Fins ara s'havia al·legat, tant des del punt de vista observacional com del teòric, que devien haver-hi ones de xoc en les cefeides clàssiques, si bé no havien estat detectades fins al moment.[10]
Vegeu també
Referències
- ↑ Afirmat a: Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars, Vol. 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Pàgina: 0. Data de publicació: 1982. Autor: Nancy Houk.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
- ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
- ↑ 4,0 4,1 4,2 «Parameters and abundances in luminous stars» (en anglès). Astronomical Journal, 6, 02-05-2014, pàg. 137. DOI: 10.1088/0004-6256/147/6/137.
- ↑ «New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: are there two populations of differentially rotating stars?» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 6-2012, pàg. A116. DOI: 10.1051/0004-6361/201118724.
- ↑ Ralf-Dieter Scholz «Astrophysical supplements to the ASCC-2.5: Ia. Radial velocities of ∼55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations». Astronomische Nachrichten, 9, 11-2007, pàg. 889-896. DOI: 10.1002/ASNA.200710776.
- ↑ «X Sagittarii» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 27 maig 2021].
- ↑ «X Sagittarii» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 27 maig 2021].
- ↑ Groenewegen, M. A. T. «Baade-Wesselink distances and the effect of metallicity in classical cepheids». Astronomy and Astrophysics. pp. 25-35.
- ↑ Mathias, P.; Gillet, D.; Fokin, A. B.; Nardetto, N.; Kervella, P.; Mourard, D. «Multiple shock waves in the atmosphere of the Cepheid X Sagittarii?». Astronomy and Astrophysics. pp.575-579.
.svg){kind=small}
