b'\n_START_ARTICLE_\nAG Draconis\n_START_SECTION_\nComponentes\n_START_PARAGRAPH_\nAG Draconis es una estrella simbi\xc3\xb3tica, una clase de estrellas muy escasa de la se conocen menos de 200 representantes._NEWLINE_Estas estrellas son binarias cuyas componentes \xe2\x80\x94una gigante roja y normalmente una enana blanca\xe2\x80\x94 se hallan rodeadas por una nebulosidad que proviene de la estrella gigante._NEWLINE_La componente fr\xc3\xada de AG Draconis es una gigante de tipo espectral K3III._NEWLINE_Tiene una luminosidad 2600 veces mayor que la del Sol\xe2\x80\x8b y su radio es aproximadamente 38 veces m\xc3\xa1s grande que el radio solar.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Se cree que su per\xc3\xadodo de rotaci\xc3\xb3n es de 1160 d\xc3\xadas y no parece estar sincronizado con el per\xc3\xadodo orbital.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Su masa puede ser un 50% mayor que la masa solar._NEWLINE_La componente caliente es una enana blanca con una masa inferior a 0,6 masas solares y un radio aproximadamente igual al 6% del radio solar.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La distancia entre las dos estrellas es de 1,7 UA y el per\xc3\xadodo orbital del sistema es de 554 d\xc3\xadas._NEWLINE_La inclinaci\xc3\xb3n del plano orbital es peque\xc3\xb1a \xe2\x80\x94entre 30\xc2\xba y 45\xc2\xba\xe2\x80\x94 y de hecho la enana blanca no llega a ser eclipsada por la gigante.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_AG Draconis evidencia una metalicidad muy baja ([Fe/H] = -1,3), equivalente a s\xc3\xb3lo el 5% de la solar._NEWLINE_Esto, unido a su alta velocidad espacial \xe2\x80\x94148 km/s\xe2\x80\x94 as\xc3\xad como a su latitud gal\xc3\xa1ctica, hace que sea considerada una estrella de halo.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nVariabilidad\n_START_PARAGRAPH_\nEl an\xc3\xa1lisis la curva de luz hist\xc3\xb3rica de AG Draconis, disponible desde 1890, permite observar que durante los 31 primeros a\xc3\xb1os el brillo de la estrella no sufri\xc3\xb3 fluctuaciones de m\xc3\xa1s de 0,1 magnitudes._NEWLINE_Alrededor del a\xc3\xb1o 1922, su brillo en quiescencia aument\xc3\xb3 0,29 magnitudes, comenzando una serie de oscilaciones con una amplitud de 1 - 2 magnitudes y una duraci\xc3\xb3n t\xc3\xadpica de 100 a 200 d\xc3\xadas._NEWLINE_Los estallidos se agrupan en seis densos conjuntos, cada uno de ellos de unos 1500 d\xc3\xadas de duraci\xc3\xb3n, bien separados entre s\xc3\xad con una periodicidad de casi 5300 d\xc3\xadas.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Durante los estallidos, el brillo se multiplica \xc2\xabs\xc3\xb3lo\xc2\xbb por cinco, probablemente debido a la ausencia de elementos pesados._NEWLINE_En oto\xc3\xb1o de 2007 el brillo de AG Draconis aument\xc3\xb3 hasta magnitud +8,98 durante un estallido.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Se piensa que los estallidos del sistema son provocados por transferencia de masa desde la atm\xc3\xb3sfera de la gigante al entorno de la enana blanca. La modulaci\xc3\xb3n en la transferencia de masa del sistema es un efecto combinado de un campo magn\xc3\xa9tico dipolar de la gigante y de las mareas inducidas en su atm\xc3\xb3sfera por su compacta compa\xc3\xb1era._NEWLINE_Por otra parte, las pulsaciones de la gigante provocan la eyecci\xc3\xb3n de envolturas de polvo. Las colisiones de estas envolturas con el viento estelar de la acompa\xc3\xb1ante caliente dan lugar a los sucesivos picos durante las fases activas. Esto se relaciona con la composici\xc3\xb3n del gas y polvo de la nebulosa de choque._NEWLINE_Los an\xc3\xa1lisis revelan empobrecimiento de carbono, ox\xc3\xadgeno, nitr\xc3\xb3geno y magnesio, concretamente el carbono se halla empobrecido en un factor de diez._NEWLINE_Estos elementos son atrapados en granos de polvo (silicatos y grafito) y/o mol\xc3\xa9culas diat\xc3\xb3micas como CO, CN o CS.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Por \xc3\xbaltimo, cabe rese\xc3\xb1ar que AG Draconis es la estrella simbi\xc3\xb3tica m\xc3\xa1s brillante en la regi\xc3\xb3n de rayos X._NEWLINE_Es, adem\xc3\xa1s, prototipo de las \xc2\xabfuentes de rayos X s\xc3\xbaper-blandos\xc2\xbb.\xe2\x80\x8b'