 Tau Sagittarii |
|---|
| Tipus | estrella amb alt moviment propi, font propera a infrarrojos i font d'emissió de raigs UV  |
|---|
| Tipus espectral (estel) | K1 III[1] |
|---|
| Constel·lació | Sagitari |
|---|
| Època | J2000.0 |
|---|
|
| Distància de la Terra | 35,311 pc [2] |
|---|
| Radi | 15,71 R☉ |
|---|
| Magnitud absoluta | 0,48 |
|---|
| Magnitud aparent (V) | 3,31 (banda V)[3] |
|---|
| Massa | 1,25 M☉ |
|---|
| Temperatura efectiva | 4.434 K[4] |
|---|
| Paral·laxi | 28,3195 mas[2] |
|---|
| Moviment propi (declinació) | −253,304 mas/a [2] |
|---|
| Moviment propi (ascensió recta) | −53,001 mas/a [2] |
|---|
| Velocitat de rotació estel·lar | 1,04 km/s |
|---|
| Velocitat radial | 40,59 km/s[4] |
|---|
| Gravetat superficial equatorial | 178 cm/s²[4] |
|---|
| Ascensió recta (α) | 19h 6m 56.4031s[2] |
|---|
| Declinació (δ) | -28° 19' 46.5037''[2] |
|---|
| Metal·licitat | −0,19[5] |
|---|
| Lluminositat | 87,6 lluminositats solars |
|---|
| Edat estimada | 7,91 mil milions d'anys |
|---|
|
|
Tau Sagittarii (τ Sgr / 40 Sagittarii / HD 177716) és un estel de magnitud aparent +3,32 a la Constel·lació del Sagitari.[6] S'hi troba a 120 anys llum del sistema solar.
Tau Sagittarii és una gegant taronja de tipus espectral K1III amb una temperatura superficial de 4.440 K. 92 vegades més lluminosa que el Sol, el seu radi és 16 vegades més gran que el radi solar. Com en molts estels anàlegs del nostre entorn —Aldebaran (α Tauri), Arcturus (α Bootis) o Pòl·lux (β Geminorum) són alguns coneguts exemples—, és una gegant estable en l'interior de la qual té lloc la transformació de l'heli en carboni i oxigen. La seva massa no és ben coneguda, podent estimar-se entre 1,5 i 2 masses solars. Igual que altres gegants, rota lentament; la mesura de la seva velocitat de rotació —3 km/s, sent aquest valor un límit inferior— dona lloc a un període de rotació que pot ser tan llarg com 270 dies.[7]
Tau Sagittarii s'hi mou a una velocitat relativa respecte a nosaltres de 64 km/s,4 vegades superior al valor mitjà local, cosa que suggereix que pot provenir d'una altra regió de la galàxia. Això concorda amb el seu baix contingut metàl·lic, entenent com a «metalls» aquells elements més pesats que l'heli, que suposa el 70% del valor solar.[7]
Referències
- ↑ Christopher J. Corbally «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc--The Southern Sample» (en anglès). Astronomical Journal, 1, 02-06-2006, pàg. 161–170. DOI: 10.1086/504637.
- ↑ 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 Henrik Jönsson «Abundances of disk and bulge giants from high-resolution optical spectra. I. O, Mg, Ca, and Ti in the solar neighborhood and Kepler field samples» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 08-02-2017. DOI: 10.1051/0004-6361/201629128.
- ↑ «Abundances of disk and bulge giants from high-resolution optical spectra. V. Molybdenum: The p-process element». Astronomy and Astrophysics, 10-2022. DOI: 10.1051/0004-6361/202244013.
- ↑ «LTT 7571 -- High proper-motion Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 20 desembre 2020].
- ↑ 7,0 7,1 «Tau Sagittarii» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 20 desembre 2020].
.svg){kind=small}
