Anar al contingut

Sagitario (constelació)

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
«Sagittarius» redirigix ací. Per a el gènero monotípic d'aus, vore Sagittarius (gènero).

Sagitari, «l'arquero» (Sagittarius en llatí), és una constelació del zodíac, generalment representada com un centauro sostenint un arc. Sagittarius es troba entre Scorpius a l'oest i Capricornus a l'est.

Les estrelas més lluentes formen un asterisme fàcilment reconeixible, «la Tetera», que la seua torra està formada per les estreles ζ Sagittarii, τ Sagittarii, σ Sagittarii i φ Sagittarii, el tap per φ Sagittarii, λ Sagittarii i δ Sagittarii, el cos de la Tetera ho formen ζ Sagittarii, φ Sagittarii, δ Sagittarii i ε Sagittarii, sent el «pitorro» les estreles δ Sagittarii, ε Sagittarii —l'estrela més lluenta de la constelació— i γ Sagittarii.

Característiques destacables

[editar | editar còdic]
Constelació Sagitario AlltheSky.com Orientació en l'image prenent com a referència latitut nort: Dalt: Est. Avall: Oest. Esquerra: Nort. Dreta: Sur

L'astre més lluent de Sagitari és Kaus Australis (ε Sagittarii),[1] una jaganta blanc-azulada de tipo espectral B9.5III[2] i 9960 K de temperatura distant 143 anys llum. Forma un sistema binari en una estrela de la seqüència principal llaugerament menys massiva que el Sol.[3] Li seguix en lluentor Nunki, nom d'orige babilonio que designa a σ Sagittarii.[1] És una calenta (18 890 K) estrela blanc-azulada de tipo B2.5V[4] en una massa casi huit voltes major que la del Sol. La seua distància respecte al Terra —a partir de la paralaje mida en la sonda espacial Gaia— és de 227 anys llum.

La tercera estrela més lluenta és ζ Sagittarii, coneguda com Askella o Ascella, una binaria formada per dos estreles blanques de la seqüència principal la separació de la qual varia entre 10,4 i 16,0 ua per l'excentricitat de l'òrbita (ε = 0,211).[5]

La quarta i quinta estreles sobre lluentor són dos jagantes taronges pero de paràmetros molt diferents. Mentres que Kaus Mija (δ Sagittarii)[1] està a 346 anys llum de la Terra i és unes 1400 voltes més lluminosa que el Sol,[6] Kaus Borealis (λ Sagittarii) és una jaganta de tipo K1IIIb[7] i 4767 K de temperatura semblant a Pólux (β Geminorum) 23 voltes menys lluminosa que Kaus Mija. γ2 Sagittarii, cridada Alnasl o Nash, és també una jaganta taronja de tipo K0III[8] similar a Kaus Borealis que té un radi 12 voltes més gran que el ràdio solar.[9] ι Sagittarii és una atra jaganta de tipo K0II-III, 4594 K de temperatura i 87 voltes més lluminosa que el Sol;[10] igualment, τ Sagittarii és una jaganta de tipo K1III 91 voltes més lluminosa que el Sol[10] i 15,7 voltes més gran que la nostra estrela.[11]

Més freda que estes, η Sagittarii és una jaganta roja de tipo M2III[12] en una temperatura efectiva de sol 3600 K[13] i una massa 2,1 voltes major que la del Sol.

β¹ Sagittarii és una estrela binaria que consta d'una estrela blanc-azulada de tipo espectral B9V en una massa 3,67 voltes major que la del Sol i una estrela blanca de la seqüència principal de tipo A5V; abdós estreles estan separades 3290 ua aproximadament. β² Sagittarii és una estrela de tipo F3 —encara en la seqüència principal o evolucionant cap a l'etapa de jaganta— vint voltes més lluminosa que el Sol[6] i la temperatura efectiva del qual és de 7035 K.

Un atre astre interessant en Sagitari és Polis, terme copto en el que es designa a μ Sagittarii, una distant supergigante blanc-azulada, de tipo B8Iap,[14] que es troba aproximadament a 5000 anys llum.[15] És una binaria eclipsante: cada 180,55 dies la seua lluentor disminuïx 0,08 magnituts quan una acompanyant més tènue passa per davant d'ella. Ademés, atres quatre estreles podrien tindre un dèbil víncul físic en la binaria, si ben el conjunt no pot considerar-se un verdader sistema estelar.[16]


Una atra estrela en nom propi és Albaldah (π Sagittarii),[1] una jaganta lluminosa blanc-groga de tipo espectral F2II en una edat estimada de 67 millons d'anys.[17] Rukbat —nom oficial de α Sagittarii—[1] és una estrela de la seqüència principal de tipo B8V i 12 400 K de temperatura efectiva.[6] Per una atra part, υ Sagittarii és el prototip de les estreles molt deficients en hidrogen («estreles HdB»). És una binaria en un periodo orbital de 137,939 dies:[18] la radiació i espectre que s'observen corresponen a la component visible del sistema, una supergigante blanca de tipo A2, mentres que la companyera invisible —més calenta i massiva— es detecta en la regió ultravioleta.[19] Ademés, el sistema està rodejat per una envoltura o disc de pols de carbono i silici.[20]

ω Sagittarii és una binaria espectroscópica el periodo de la qual orbital és de 4,69 anys; la component principal és una subgigante de tipo G5IV 8,3 voltes més lluminosa que el Sol en una edat aproximada de 3230 millons d'anys.[10] φ Sagittarii és una jaganta de tipo B8III i 3,4 masses solars en una temperatura de 12 487 K. Una atra estrela de la constelació, 9 Sagittarii, és una de les més calentes observables a simple vista: és una binaria la component principal de la qual, de tipo O3.5V, té una temperatura superficial que alcança els 43 850 K.[21]

Curva de llum de W Sagittarii a partir de senyes de TESS

En Sagitari es troben dos cefeidas visibles a simple vista, X Sagittarii i W Sagittarii, formant partix esta última d'un sistema estelar triple. Estes dos cefeidas tenen magnitut aparent màxima +4,20[22] i +4,29[23] respectivament, sent X Sagittarii una de les cefeidas menys massives del nostre entorn en una massa equivalent a 3,7 voltes la massa del Sol. RY Sagittarii és una variable R Coronae Borealis distant uns 5000 anys llum: la seua lluentor fluctua entre magnitut 6 i 14, si be existix evidència d'una variació secundària similar al de les cefeidas durant la màxima lluentor en una amplitut d'aproximadament mija magnitut.[24] V3903 Sagittarii és una binaria eclipsante massiva composta per dos estreles calentes de tipo O7V i O9V en una temperatura efectiva de 38 000 i 31 400 K respectivament; ampren solament 1,7442 dies en completar una òrbita al voltant del centre de masses comuna. També és una binaria eclipsante XZ Sagittarii en components de tipo A3V i G5IV i un periodo orbital de 3,2756 dies. V505 Sagittarii és un atre sistema estelar que conté una binaria eclipsante composta per una estrela A2V —la component principal— i una subgigante de tipo G5IV el periodo del qual orbital és d'1,1827 dies. RS Sagittarii és una atra binaria eclipsante de tipo espectral B3-B4 el periodo del qual és de 2,416 dies; alguna cosa més llarc —2,619 dies— és el de la pareguda V3894 Sagittarii, estrela Be de tipo B3Vn.

T Sagittarii és una freda estrela de tipo S i variable Mira en una temperatura efectiva de sol 2786 K.[6] Una atra variable d'interés és la supergigante roja de tipo M8.5I VX Sagittarii la temperatura del qual és de sol 2255 K;[6] el seu radi aproximat és 1440 voltes més gran que el radi solar.[25]

KW Sagittarii és una atra supergigante de gran tamany, aproximadament 1000 voltes major que el del Sol.[26] Aixina mateix, la denominada Estrela Pistola (en anglés Pistol Star) es troba en esta constelació. Invisible a simple vista, és no obstant una de les estreles més lluminoses de la galàxia. En una massa entorn a 27,4 masses solars, l'Estrela Pistola està catalogada com variable lluminosa blava i té una lluminositat equivalent a 3,3 millons de sols.[27][28]

WR 104 (V5097 Sagittarii)

Una atra estrela peculiar és l'estrela de Wolf-Rayet WR 104, que la seua característica més notable és que la pols que fluïx d'ella forma una espècie de «molinete» que gira junt en ella cada 220 dies, per lo que també li la denomina Estrela Espiral.[29] S'ha especulat que l'explosió en forma de supernova de WR 104 —event que tindrà lloc en qualsevol moment en el pròxim milló d'anys— puga afectar a la Terra si estiguera acompanyada per un esclat de rajos gamma.[30]


Més de vint estreles d'esta constelació posseïxen planetes extrasolars. HD 179949 —denominada Gumala d'acort a l'UAI—[1] és una nana groga més calenta que el nostre Sol (6198 K) en una edat estimada de 1650 millons d'anys; té un planeta del tipo «júpiter calent» que ampra poc més de 3 dies en completar una òrbita[31][32] i en que la seua atmòsfera s'ha detectat la presència de monòxit de carbono i vapor d'aigua. Molt semblant a esta estrela és HD 169830, de tipo F7V,[33] que alberga un sistema planetari en dos planetes jagants.

Igualment, Sika (HD 181720)[1] és una estrela de tipo G1V pobre en metals a on també s'ha descobert un planeta extrasolar.[34][35] En un atre anàlec solar de tipo G0V, HD 187085, també s'ha detectat un planeta que ampra una miqueta més de 1000 dies en completar la seua òrbita. Per últim, HD 167665 és una nana amrilla més calenta que el Sol —de tipo F9V— que forma un sistema binari en una nana marró;[36] s'ha obtingut una image directa d'este objecte la massa del qual és 60 voltes major que la de Júpiter.[37]


Ross 154 és l'estrela més propenca de la constelació i l'octava més pròxima al sistema solar (a 9,68 anys llum). És una nana roja de tipo espectral M3.5Vés[38] 5,6 voltes menys massiva que el Sol la lluminositat del qual és solament el 0,39 % de la de la nostra estrela.[39] És una estrela fulgurant i l'observatori Chandra va constatar una forta llamarada que va incrementar el fluix de rajos X provinents de l'estrela en un factor de més de 100.

A l'oest de γ Sagittarii es troba el centre galàctic de la Via Làctea. S2 és el nom de l'estrela més propenca al forat negre supermasivo que sembla existir en el centre de la nostra galàxia, sent una de les més lluentes del cridat cúmul estelar-S, compost per les estreles més pròximes a la radiofuente Sagitario A*.

Regió central del cúmul M22. (Image del telescopi espacial Hubble)

Sagitario és una constelació molt freqüentada pels aficionats a l'astronomia, ya que en ella es troben gran cantitat d'objectes de cel profunt. M21 és un cúmul obert jove, en una edat d'11 millons d'anys.[40] M23 és un atre cúmul obert, distant 2050 anys llum, l'edat del qual és de 330 millons d'anys aproximadament i que conta en fins a 870 possibles membres.[41] Molt més distant —a uns 2200 anys llum—,[41] M25 és un atre cúmul obert, en una edat de 60 millons d'anys. Entre els cúmuls globulars descolla M22, un dels més propencs a la Terra, situat a 10 400 anys llum prop del bulbo galàctic. S'han descobert en este cúmul dos forats negres d'entre 10 i 20 masses solars.[42] M54, pel contrari, és un cúmul molt lluntà, ya que es troba a 87 000 anys llum. Actualment es pensa que pertany a la galàxia Nana Elíptica de Sagitari (SagDEG) i no a la Via Làctea.

El cúmul M55 conté unes 100 000 estreles i es troba a 17 600 anys llum del sistema solar; la seua massa és aproximadament 269 000 voltes la del Sol.[43] M69 i M70 són atres dos cúmuls globulars en Sagitari: el primer es troba a 28 700 anys llum i el segon, que consta de dos poblacions estelars distintes, a 29 300 anys llum. El cúmul Arches, en esta constelació, és el cúmul més dens que es coneix en la Via Làctea, en una densitat estelar extrema. S'ha identificat una població homogénea de massives estreles de Wolf-Rayet de tipo WN i de supergigantes de tipo O-mig; una binaria d'este cúmul, coneguda com F2, està formada per dos estreles de 80 i 60 masses solars respectivament.[44]

Entre les nebuloses, destaquen la nebulosa Trífida (M20) i la nebulosa Omega (M17). La primera és una regió HII descoberta per Guillaume Li Gentil en l'any 1750. El seu nom significa «dividida en tres lòbuls», ya que la seua característica sobreixent són les seues tres lluents lòbuls separats per obscures llínees de pols. Es troba a 5500 anys llum de la Terra.[45] Per la seua banda, la nebulosa Omega té un diàmetro aproximat de 15 anys llum i està associada a una núvol molecular d'uns 40 anys llum de diàmetro i una massa de 30 000 masses solars. És considerada la regió HII més lluenta i massiva de la nostra galàxia. Un atre objecte d'interés és la nebulosa de l'Estany (M8), descoberta per Giovanni Hodierna abans de 1654;[46] és una núvol interestelar jagant catalogada com a nebulosa d'emissió i regió HII.

Per la seua banda, NGC 6537, coneguda com la nebulosa de l'Aranya Roja per la seua morfologia, és una nebulosa planetària l'estrela central de la qual té una temperatura entre 150 000 i 250 000 K.[47]

Galàxia de Barnard, galàxia nana irregular del Grup Local. (Image obtinguda en el WFI del ESO)

Sagitario conté tres galàxies pertanyents al Grup Local. La primera d'elles, la galàxia nana elíptica de Sagitari (SagDEG), és una chicoteta galàxia satèlit de la Via Làctea en, a lo manco, quatre cúmuls globulars coneguts (el ya citat M54, Terzan 7, Terzan 8 i Arp 2). Té múltiples poblacions estelars, que van des dels cúmuls globulars més antics —casi tan antics com el propi univers— fins a poblacions en una edat de varis centenars de millons d'anys.

La segona és la Galàxia de Barnard (NGC 6822), considerada com a prototip de les primitives galàxies que varen habitar l'univers jove. Es troba a 1,5 millons d'anys llum i té al voltant de 7000 anys llum de diàmetro.[48] En formació estelar activa en tot el seu disc, NGC 6822 alberga algunes de les regions HII més lluentes del univers local. Presenta un contingut metàlic baix ([Fe/H] ≈ -1,2).[49]

Per últim, la galàxia nana irregular de Sagitari (SagDIG) és el membre del Grup Local més alluntat del baricentre del mateix i, de fet, està molt prop de la vora de la superfície de velocitat relativa nula del nostre grup de galàxies. La major part de la seua població estelar té una antigúetat de més de 10 000 millons d'anys d'edat, encara que la formació estelar s'ha prolongat en el temps fins a fa 1000 millons d'anys. Té una metalicitat notablement baixa, aproximadament una centèsima part de la del Sol ([Fe/H] = -2,0).

Estreles principals

[editar | editar còdic]
Image en fals color de l'Estrela Pistola i la nebulosa circumdant.
Estrela de la Nebulosa Peonía. Image del telescopi espacial Spitzer.
Òrbites de S2 i atres estreles del cúmul-S entorn a Sagitari A*.

Referències

[editar | editar còdic]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 IAU-Catalog of Star Names (CSN)
  2. ↑ eps Sgr -- High Proper Motion Star (SIMBAD)
  3. ↑ «Search for low-mass PMS companions around X-ray selected clapix B stars».Astronomy and Astrophysics.372
    152–164.doi:10.1051/0004-6361:20010452.
  4. ↑ sig Sgr -- Double or multiple star (SIMBAD)
  5. ↑ (2011).«The VAST Survey -- II. Orbital motion monitoring of A-type star multiples».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.422(4)
    2765–2785.doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20397.x.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 McDonald, I.. “Fonamental Parameters and Infrared Excesses of Hipparcos Stars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 427 (1): 343–57. Bibcode: = 10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x 2012MNRAS.427..343Mdoi = 10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x.
  7. ↑ Kaus Borealis -- Star (SIMBAD)
  8. ↑ * gam02 Sgr -- High Proper Motion Star (SIMBAD)
  9. ↑ «Catalogue of Stellar Diameters (CADARS)».Astronomy and Astrophysics.367(2)
    521–524.doi:10.1051/0004-6361:20000451.
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 Luck, R. Earle. “Abundances in the Local Region. I. G and K Giants”. The Astronomical Journal 150 (3): 23. doi:10.1088/0004-6256/150/3/88. Bibcode: 2015AJ....150...88L.
  11. ↑ “Precise radial velocities of giant stars. VII. Occurrence rate of giant extrasolar planets as a function of mass and metallicity” (2015). Astronomy and Astrophysics 574: A116. doi:10.1051/0004-6361/201322360. Bibcode: 2015A&A...574A.116R.
  12. ↑ eta Sgr -- Long-Period Variable Candidate (SIMBAD)
  13. ↑ (2020).«Lithium in ret giant stars: Constraining senar-standard mixing with large surveys in the Gaia era».Astronomy and Astrophysics.633
    A34.doi:10.1051/0004-6361/201936360.
  14. ↑ “Atmospheric parameters and rotational velocities for a sample of Galactic B-type supergiants” (2010). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 404 (3): 1306. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16392.x. Bibcode: 2010MNRAS.404.1306F.
  15. ↑ «Gaia Data Release 3 - Summary of the content and survey properties».Astronomy and Astrophysics.674
    A1.ISSN 0004-6361.doi:10.1051/0004-6361/202243940.Consultat el 2024-11-06.
  16. ↑ Polis (Stars, Jim Kaler)
  17. ↑ «Accurate fonamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.402(2)
    1369–1379.doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x.
  18. ↑ “Properties and nature of Be stars. 25. A new orbital solution and the nature of a peculiar emissió-line binary υ Sagittarii” (2006). Astronomy and Astrophysics 459 (3): 849. doi:10.1051/0004-6361:20065274. Bibcode: 2006A&A...459..849K.
  19. ↑ “The Mass Ràtio of Upsilon-Sagittarii from Ultraviolet Radial Velocities” (1990). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 247: 400. Bibcode: 1990MNRAS.247..400D.
  20. ↑ “The circumbinary dusty disk around the hydrogen-deficient binary star υ Sagittarii” (2009). Astronomy and Astrophysics 499 (3): 827. doi:10.1051/0004-6361/200811192. Bibcode: 2009A&A...499..827N.
  21. ↑ “X-ray irradiation of the winds in binaries with massive components” (2015). Astronomy and Astrophysics 579: A111. doi:10.1051/0004-6361/201525637. Bibcode: 2015A&A...579A.111K.
  22. ↑ X Sgr (General Catalogue of Variable Stars, Samus+ 2007-2017)
  23. ↑ W Sgr (General Catalogue of Variable Stars, Samus+ 2007-2017)
  24. ↑ «RY Sgaittarii». AAVSO. Consultat el 26 de març de 2024.
  25. ↑ (2024).«ATOMIUM: Molecular inventory of 17 oxygen-rich evolved stars observed with ALMA».Astronomy and Astrophysics.681(A50)
    41 pp..Consultat el 23 de decembre de 2025.
  26. ↑ “The atmospheric structure and fonamental parameters of the ret supergiants AH Scorpii, UY Scuti, and KW Sagittarii” (2013). Astronomy and Astrophysics 554: A76. doi:10.1051/0004-6361/201220920. Bibcode: 2013A&A...554A..76A.
  27. ↑ “Nature Versus Nurture: Luminous Blue Variable Nebulae in and Near Massive Stellar Clusters at the Galactic Center” (2014). The Astrophysical Journal 785 (2). doi:10.1088/0004-637X/785/2/120. Bibcode: 2014ApJ...785..120L.
  28. ↑ “Discovery of a Luminous Blue Variable with an Ejection Nebula Near the Quintuplet Cluster” (2010). The Astrophysical Journal 713 (1): L33–L36. doi:10.1088/2041-8205/713/1/L33. Bibcode: 2010ApJ...713L..33M.
  29. ↑ The Twisted Tale of Wolf-Rayet 104 First of the Pinwheel Nebulae. School of Physics. University of Sidney
  30. ↑ «WR 104: A Pinwheel Star System». APOD (NASA). Consultat el 2024-05-08.
  31. ↑ «First Results from the Anglo-Australian Planet Search: A Brown Dwarf Candidate and a 51 Peglike Planet».The Astrophysical Journal.551(1)
    507–511.doi:10.1086/320097.
  32. ↑ «Catalog of Nearby Exoplanets».The Astrophysical Journal.646(1)
    505–522.doi:10.1086/504701.Consultat el 2 d'agost de 2017.
  33. ↑ HIP 90485 - Star (SIMBAD)
  34. ↑ “The HARPS search for southern extrasolar planets XXI. Three new giant planets orbiting the metal-poor stars HD5388, HD181720, and HD190984” . Astronomy and Astrophysics 512. doi:10.1051/0004-6361/200913489. Bibcode: 2010A&A...512A..47S.
  35. ↑ (2011).«The HARPS search for southern extrasolar planets XXV. Results from the metal-poor sample».doi:10.1051/0004-6361/201015494.
  36. ↑ “The Masses of a Sample of Radial-Velocity Exoplanets with Astrometric Measurements” . Research in Astronomy and Astrophysics 23 (5): 32 pp.. doi:10.1088/1674-4527/accb7i. Bibcode: 2023RAA....23i5022X.
  37. ↑ Maire, A.-L.. “Direct imaging and dynamical mass of a benchmark T-type brown dwarf companion to HD 167665”. Astronomy and Astrophysics 691: A263. doi:10.1051/0004-6361/202451184. ISSN 0004-6361. Bibcode: 2024A&A...691A.263M.
  38. ↑ Ross 154 (SIMBAD)
  39. ↑ “Bioverse: A Comprehensive Assessment of the Capabilities of Extremely Large Telescopes to Probe Earth-like O2 Levels in Nearby Transiting Habitable-zone Exoplanets” . The Astronomical Journal 165 (6): 267. doi:10.3847/1538-3881/acd1ec. ISSN 0004-6256. Bibcode: 2023AJ....165..267H.
  40. ↑ (2019).«Age determination for 269 Gaia DR2 open clusters».Astronomy and Astrophysics.623(A158)
    11 pp..Consultat el 3 de març de 2024.
  41. ↑ 41,0 41,1 (2022).«Structural parameters of 389 local open clusters».Astronomy and Astrophysics.659(A59)
    13 pp..Consultat el 3 de març de 2024.
  42. ↑ «Astronomers discover twin black holes». ABC Science News. Australian Broadcasting Corporation. Consultat el 5 d'octubre de 2012.
  43. ↑ «Young Radi Pulsars in Galactic Globular Clusters».The Astrophysical Journal.742(1)doi:10.1088/0004-637X/742/1/51.
  44. ↑ “The Arches cluster revisited: IV. Observational constraints on the binary properties of very massive stars” (2023). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 521 (3): 4473–4489. doi:10.1093/mnras/stad449. Bibcode: 2023MNRAS.521.4473C.
  45. ↑ «M20: star formation in a young HII regió».Handbook of Star Forming Regions: The Southern Sky.Astronomical Society of the Pacific.II
  46. ↑ Kronberg, Guy McArthur, Hartmut Frommert, Christine. «Messier Object 8». Consultat el 11 d'abril de 2018.
  47. ↑ Matsuura, M.. “The symmetric dust shell and the central star of the bipolar planetary nebula NGC 6537”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 363 (2): 628–640. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09464.x.
  48. ↑ «NGC 6822: Barnard's Galaxy». NASA (APOD). Consultat el 9 de maig de 2021.
  49. ↑ (2020).«Dusty Stellar Birth and Death in the Metal-poor Galaxy NGC 6822».Astronomy and Astrophysics.892(2)
    19 pp..Consultat el 9 de maig de 2021.


Obtingut de «https://lenciclopedia.org/w/index.php?title=Sagitario_(constelació)&oldid=1225681»