Y Sextantis
Y Sextantis (Y Sex / HD 87079 / HIP 49217)[1] es una estrella variable de la constelación de Sextans, el sextante. Está situada al otro lado del ecuador celeste respecto a α Sextantis, a poco menos de 2º de ésta. Se encuentra a 361 años luz del sistema solar.
| Constelación | Sextans |
| '%D] α | 10h 02min 48,0s |
| Declinación δ | +01º 05’ 40’’ |
| Distancia | 361 años luz |
| Magnitud visual | +9,97 (variable) |
| Magnitud absoluta | +4,64 |
| Luminosidad | 4,3 + 0,98 soles |
| Temperatura | 6650 + 6448 K |
| Masa | 1,47 + 0,29 soles |
| Radio | 1,57 + 0,80 soles |
| Tipo espectral | F8V (conjunta) |
| Velocidad radial | +9,80 km/s |
Y Sextantis es una binaria de contacto de tipo espectral F5-F6[2] o F8V.[1][3] En este tipo de binarias cercanas, debido a su proximidad, las dos estrellas comparten sus capas exteriores de gas, aunque en el caso de Y Sextantis el contacto es sólo marginal.[4] Las temperaturas respectivas de las componentes son 6650 y 6448 K. La más caliente es 4,3 veces más luminosa que el Sol y tiene un radio de 1,57 radios solares. Es un 50% más masiva que el Sol mientras que su compañera apenas tiene el 2% de la masa solar. La relación entre las masas de ambas componentes, q, es igual a 0,195. La estrella menos caliente es ligeramente menos luminosa que el Sol y su radio equivale al 80% del radio solar.[5]
Clasificada como variable W Ursae Majoris, la variabilidad de Y Sextantis fue observada por primera vez por Cuno Hoffmeister en 1934. Su brillo fluctúa entre magnitud aparente +9,83 y +10,21 a lo largo de su período orbital de 0,4198 días (10,075 horas).[6] Se ha observado una disminución del período con el tiempo, lo que se ha interpretado como transferencia de masa desde la estrella más masiva hacia su compañera, o como pérdida de masa y de momento angular por parte del sistema. Asimismo, existen dos oscilaciones periódicas adicionales, la primera de 51,22 años —con una amplitud de 0,0218 días— y la segunda de 32,10 años.[3] Estos valores sugieren la presencia de un tercer objeto en el sistema —de tipo espectral estimado M3-M4 y de 0,3 masas solares—[7] y la posibilidad de que exista un cuarto objeto de menor masa. Una explicación alternativa es que ambas estrellas posean ciclos magnéticos como consecuencia de su rápida rotación.[3]
Véase también editar
Referencias editar
- ↑ a b Y Sex (SIMBAD)
- ↑ Pribulla, Theodor; Rucinski, Slavek M.; Blake, R. M.; Lu, Wenxian; Thomson, J. R.; DeBond, Heide; Karmo, Toomas; de Ridder, Archie; Ogłoza, Waldemar; Stachowski, Greg; Siwak, Michal (2009). «Radial Velocity Studies of Close Binary Stars. XV». The Astronomical Journal 137 (3). pp. 3655-3667.
- ↑ a b c He, Jia-Jia; Qian, Sheng-Bang (2007). «An Orbital Period Investigation of the W UMa-Type Binary Y Sextantis». Publications of the Astronomical Society of Japan 59 (6). pp. 1115-1119.
- ↑ Pribulla, T.; Kreiner, J. M.; Tremko, J. (2003). «Catalogue of the field contact binary stars». Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso 33 (1). pp. 38-70 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ Deb, Sukanta; Singh, Harinder P. (2011). «Physical parameters of 62 eclipsing binary stars using the All Sky Automated Survey-3 data - I». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 412 (3). pp. 1787-1803.
- ↑ Y Sextantis (General Catalogue of Variable Stars)
- ↑ Wolf, M.; Molík, P.; Hornoch, K.; Šarounová, L. (2000). «Period changes in W UMa-type eclipsing binaries: DK Cygni, V401 Cygni, AD Phoenicis and Y Sextantis». Astronomy and Astrophysics Supplement 147 (1). pp. 243-249.
Datos: Q5178181
