R Sagittae

R Sagittae

Wizualna krzywa blasku pasma dla R Sagittae, wykreślona z danych ASAS
Dane obserwacyjne Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS )
Konstelacja	Sagitta
Rektascensja	20 godz. 14 m 03,7451 sek
Deklinacja	+16° 43′ 35,053″
Pozorna wielkość (V)	8,9-9,8
Charakterystyka
Etap ewolucyjny	Po AGB
Typ widmowy	G0Ib-G8Ib
Indeks koloru U-B	+0,1-+0,9
Indeks koloru B-V	+0,75-+1,3
Typ zmiennej	RVb
Astrometria
Prędkość radialna (R v )	+8,3 km/s
Ruch własny (μ)	RA: -2,180 mas / rok Grudzień: -4,818 mas / rok
Paralaksa (π)	0,4030 ± 0,0457 mas
Dystans	około. 8100 ly (ok. 2500 szt .)
Wielkość bezwzględna (M V )	–3,505
Detale
Masa	0,81 M ☉
Promień	61,2 +12,5 −9,9 R ☉
Jasność	2329 +744 −638 L ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	-0,5-0,0 CG
Temperatura	5100 (4250-5750) K
Metaliczność [Fe/H]	-0,50 dek
Inne oznaczenia
HD 192388, BD +16 4197, SAO 105871, AAVSO 2009+16
Odniesienia do bazy danych
SIMBAD	dane

R Sagittae to gwiazda zmienna RV Tauri w konstelacji Sagitta , której jasność zmienia się od 8,0 do 10,5 magnitudo w 70,77 dni. Jest to żółty nadolbrzym o małej masie po AGB , który zmienia się między typami widmowymi G0Ib i G8Ib w miarę pulsowania. Jej oznaczenie gwiazdy zmiennej „R” wskazuje, że była to pierwsza odkryta gwiazda zmienna w konstelacji. Został odkryty w 1859 roku przez Josepha Baxendella , chociaż sklasyfikowany jako zmienna półregularna, dopóki zmienne RV Tauri nie zostały zidentyfikowane jako odrębna klasa w 1905 roku.

R Sagittae jest klasyfikowany jako zmienna RV Tauri ze względu na charakterystyczne regularne zmiany z naprzemiennymi głębokimi i płytkimi minimami. Okres jest umownie podawany jako czas między dwoma głębokimi minimami i jest podstawowym trybem pulsacji. Płytkie minimum jest wynikiem pulsacji pierwszego alikwotu. Jest dalej klasyfikowany jako RVb, ponieważ średnia i maksymalna wielkość zmienia się powoli na przestrzeni kilku lat. Główny okres zmienia się również w ciągu dziesięcioleci. Ma około 90% masy Słońca i średnią efektywną (powierzchniową) temperaturę około 5000 K. Jest około 10 000 razy jaśniejszy od Słońca. Pomiar jego paralaksy przez satelitę Gaia daje odległość około 8100 lat świetlnych.

Obserwator gwiazd zmiennych David Levy zaleca, aby obserwatorzy-amatorzy monitorowali ją raz w tygodniu, aby obserwować zmiany jasności.

Zmienne RV Tauri to gwiazdy po AGB, pierwotnie podobne do Słońca, ale teraz w ostatnich stadiach swojego życia. Przekraczają pas niestabilności cefeid , tracąc zewnętrzne warstwy na drodze do przekształcenia się w mgławicę planetarną . Chociaż ich widma i jasność przypominają nadolbrzymy , są to stare gwiazdy II o małej masie . Zależność okres-kolor-jasność została wyprowadzona z obserwacji zmiennych RV Tauri w Wielkim Obłoku Magellana, która jest ściśle związana z zależnością dla cefeidy typu II zmienne.