U Sagittae

U Sagittae es un sistema binario estelar eclipsante en la constelación septentrional de Sagitta . Ha sido estudiado activamente desde su descubrimiento en 1901. ^[9] La magnitud visual aparente máxima de este sistema es 6,50, ^[3] que está cerca del límite inferior de visibilidad a simple vista. El sistema se encuentra a una distancia de aproximadamente 868  años luz del Sol según las mediciones de paralaje , ^[2] pero se está acercando con una velocidad radial de −17 km/s. ^[7] Está ubicado a unos 2° del centro del asterismo Collinder 399 , pero se encuentra mucho más lejos que las supuestas estrellas miembro. ^[12]

La naturaleza variable de este sistema fue descubierta por el astrónomo alemán Friedrich Schwab en 1901. ^[13] Determinó que se trataba de una variable Algol con un brillo que disminuía en 2,1 magnitudes durante un eclipse . ^[14] Una órbita espectroscópica de una sola línea fue publicada en 1916 por Mary Fowler usando espectrogramas tomados del Observatorio Allegheny . ^[14] Con un conjunto más grande de observaciones, DH McNamara publicó una órbita revisada en 1951. ^[8] En 1959, se descubrió que las líneas de hidrógeno del sistema mostraban una velocidad radial sistemáticamente diferente en comparación con otras líneas de las dos estrellas. ^[15]

Se trata de un sistema binario espectroscópico en una órbita casi circular con un período de 3,38 días. ^[8] Es un sistema binario semidesprendido y la variable Algol más brillante que eclipsa por completo. ^[16] Durante el eclipse primario, el brillo del sistema cae a una magnitud de 9,28, mientras que el eclipse secundario reduce la magnitud a 6,71. ^[6] Las observaciones de los mínimos del sistema durante un período de más de 80 años no indican un cambio significativo en el período orbital. ^[17] El plano orbital está inclinado en un ángulo de 89° con respecto a la línea de visión desde la Tierra, por lo que se ve de canto. ^[10] El sistema contiene gas circunestelar con una temperatura de~10 ⁴  K que fluye entre las estrellas. ^[10] Esto forma un disco de acreción intermitente alrededor de la primaria. ^[9]

El componente primario es una estrella de secuencia principal de tipo B con una clasificación estelar de B7.5V. Tiene 4,6 veces la masa y 3,9 veces el radio del Sol . La estrella gira con una velocidad de rotación proyectada de 100 km/s. ^[10] Está irradiando 48 veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 13.300 K. La corriente de gas de la secundaria está provocando un aumento de la emisión ultravioleta de esta estrella ^[5] a partir de un punto caliente de impacto. ^[10]

El secundario tiene una clase de G4 III–IV, ^[5] lo que indica que es el miembro más evolucionado del par. Originalmente era el componente primario del sistema antes de expandirse y transferir gran parte de su masa al primario actual. ^{[18] [19]} El secundario ha llenado su lóbulo de Roche y está perdiendo masa a una tasa estimada de6,15 × 10 ⁻⁷  M _☉ ·yr ⁻¹ . ^[4] Tiene 1,7 veces la masa del Sol y 5,5 veces el radio del Sol. Esta estrella gira ligeramente más rápido que sincrónicamente con la órbita, mostrando una velocidad de rotación proyectada de 73 km/s. ^[18] Está irradiando 2,7 veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 5.500 K. ^[10]