RY Sagittarii - RY Sagittarii
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| Datos de observación Epoch J2000.0 ICRS Equinox J2000.0 ICRS |
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| Constelación | Sagitario |
| Ascensión recta | 19 h 16 m 32.76686 s |
| Declinación | −33 ° 31 ′ 20,3402 ″ |
| Magnitud aparente (V) | 5,8-14,0 |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | G0Iaep (C1,0) |
| Tipo variable | R CrB |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | −16,02 km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: 8,957 mas / año Diciembre: −0,277 mas / año |
| Paralaje (π) | 0.5880 ± 0.0273 mas |
| Distancia | 5.500 ± 300 ly (1.700 ± 80 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | −5 |
| Detalles | |
| Radio | 60 R ☉ |
| Luminosidad | 9.120 L ☉ |
| La temperatura | 7.250 K |
| Otras designaciones | |
| Referencias de la base de datos | |
| SIMBAD | datos |
RY Sagittarii es una supergigante amarilla y una estrella variable de tipo R Coronae Borealis en la constelación de Sagitario . Aunque aparentemente tiene el espectro de una estrella de tipo G, se diferencia notablemente de la mayoría en que casi no tiene hidrógeno y mucho carbono.
Descubrimiento
El coronel Ernest Elliott Markwick se encontró por primera vez con lo que se conoció como RY Sagittarii durante las búsquedas de estrellas variables mientras estaba publicado en Gibraltar. Lo registró oscureciéndose de magnitud 7 en julio de 1893 a más débil que 11 el 23 de octubre de ese año, y brillando a magnitud 6,4 en noviembre de 1894. Edward Charles Pickering escribió que era un "objeto notable" y que "casi se escapa". Se observó por primera vez que el espectro era peculiar en ese momento, y en 1953 se clasificó como una variable R Coronae Borealis, junto con un puñado de otras estrellas.
Desconcertado por sus orígenes, Danziger postuló posibles explicaciones como la formación de una nube de helio, una estrella envejecida que había agotado su hidrógeno o una estrella que de alguna manera se había desprendido de su envoltura de hidrógeno, aunque señaló que no había evidencia de tal envoltura. Admitió que el conocimiento de la evolución de las estrellas no estaba lo suficientemente avanzado como para dar una explicación.
Variabilidad
Es una de las tres estrellas R Coronae Borealis más brillantes visibles para los observadores de la Tierra, junto con R Coronae Borealis y V854 Centauri , y la más brillante del hemisferio sur. También es una variable pulsante, con un período semirregular de 38 días. Su curva de luz ha sido estudiada durante más de cien años y es típica de la clase, caracterizada por una caída repentina en el brillo de varias magnitudes durante unas pocas semanas antes de aumentar gradualmente durante los siguientes meses. El tiempo entre estas atenuaciones es irregular. La causa de la caída en la magnitud es la presencia de nubes de polvo de carbono que oscurecen (y muy probablemente se expulsan) de la estrella, aunque se desconoce el mecanismo por el que esto podría ocurrir. Se han detectado nubes extensas con el interferómetro del Very Large Telescope de ESO.
Propiedades
La estrella es tan remota que su paralaje, distancia y, por lo tanto, luminosidad eran imposibles de calcular con precisión. El satélite Hipparcos calculó su paralaje en 1,29 milisegundos de arco, lo que arroja una distancia de 1.716,6 años luz (526,32 parsecs ) de la Tierra . Su paralaje del Gaia EDR3 es mucho menor en 0.56 mas , lo que indica una distancia mucho mayor consistente con estimaciones de distancia sin paralaje. La distancia derivada indirectamente en comparación con estrellas similares es de alrededor de 2.000 parsecs. Su temperatura efectiva se ha calculado en 7.250 K y su tamaño en 60 R ☉ basándose en una luminosidad asumida de 9.120 L ☉ .