X Strzelec
  | |
|
Dane obserwacyjne Epoka J2000 Równonoc J2000 |
|
|---|---|
| Konstelacja | Strzelec |
| Rektascensja | 17 godz. 47 m 33,62410 sek |
| Deklinacja | −27° 49′ 50,8490″ |
| Pozorna wielkość (V) | 4.54 |
| Charakterystyka | |
| Typ widmowy | F7II |
| Indeks koloru U-B | +0,50 |
| Indeks koloru B-V | +0,80 |
| Typ zmiennej | cefeida |
| Astrometria | |
| Prędkość radialna (R v ) | −10,10 km/s |
| Ruch własny (μ) | RA: -5,097 mas / rok Grudzień: -9,722 mas / rok |
| Paralaksa (π) | 3,4314 ± 0,2020 mas |
| Dystans | 950 ± 60 ly (290 ± 20 szt .) |
| Wielkość bezwzględna (M V ) | −2,85 |
| Detale | |
| Masa | 6,31 mln ☉ |
| Promień | 53 ± 3 R ☉ |
| Jasność | 2647 litrów ☉ |
| Ciężar powierzchniowy (log g ) | 1,77 CG |
| Temperatura | 6305 tys |
| Metaliczność [Fe/H] | −0,01 dek |
| Prędkość obrotowa ( v sin i ) | 27,1 km/s |
| Inne oznaczenia | |
| Odniesienia do baz danych | |
| SIMBAD | dane |
X Sagittarii jest gwiazdą zmienną i kandydującym układem podwójnym gwiazd w południowym konstelacji Strzelca , w pobliżu zachodniej granicy konstelacji z Wężownikiem . Ma żółto-biały odcień i jest widoczny gołym okiem z pozorną wielkością wizualną , która oscyluje wokół 4,54. Gwiazda znajduje się w odległości około 950 lat świetlnych od Słońca na podstawie paralaksy i zbliża się z prędkością radialną -10 km/s. Gwiazda ma jasność bezwzględną około -2,85.
Jest to jasny olbrzym typu F z gwiazdową klasyfikacją F7II. Jest to zmienna klasycznej cefeidy , której pozorna wielkość waha się od 4,20 do 4,90 z okresem 7,01283 dni. Zmianom jasności towarzyszy zmiana klasyfikacji widmowej z G2 na F5. Amplituda każdej pulsacji powoduje, że promień gwiazdy zmienia się o ~ 9%. Analiza widm sugeruje, że są dwie fale uderzeniowe na okres pulsacji, ze skomplikowanymi wzorami pojawiającymi się w metalicznych liniach. Gwiazda jest otoczona optycznie cienką otoczką okołogwiazdową na promieniu 15–20 gwiazd, co pojawia się jako nadmiar w podczerwieni wynoszący 13,3%. Może to składać się z węgla amorficznego.
László Szabados zasugerował w 1990 roku, że może to być system binarny z okresem 507 dni. Wykrycie tego projektowanego towarzysza zostało zgłoszone w 2013 roku za pomocą VLTI/AMBER . Jednak obiekt znajdował się na granicy wykrywalności instrumentu, wykazując kątową separację 10,7 mas od pierwotnego i różnicę wielkości 5,6 w paśmie K. Późniejsze poszukiwania optyczne zgłosiły niepowodzenie wykrycia towarzysza w 2014 r., Wyłączając towarzyszy jaśniejszych niż gwiazda ciągu głównego typu A klasa A9V. Szacunkowa masa tego obiektu to 0,2–0,3 M ☉ .