HD 219077
| HD 219077 | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época J2000.0) | ||
| Constelación | Tucana | |
| Ascensión recta (α) | 23h 14min 6,59s | |
| Declinación (δ) | -62° 42’ 0’’ | |
| Mag. aparente (V) | +6,12 | |
| Características físicas | ||
| Clasificación estelar | G8V | |
| Masa solar | 0,81 - 1,06 M☉ | |
| Radio | (1,94 - 1,99 R☉) | |
| Magnitud absoluta | +3,79 | |
| Gravedad superficial | 4,00 (log g) | |
| Luminosidad | 2,8 L☉ | |
| Temperatura superficial | 5362 ± 18 K | |
| Metalicidad | [Fe/H] = -0,13 | |
| Edad | 8,3 - 8,9 × 109 años? | |
| Astrometría | ||
| Velocidad radial | -31,3 km/s | |
| Distancia | 96 años luz (29 pc) | |
| Paralaje | 34,07 ± 0,37 mas | |
| Referencias | ||
| SIMBAD | enlace | |
| Otras designaciones | ||
| HR 8829 / HIP 114699 / SAO 255435 / CD63 1596 / LHS 3912 / PPM 366322 | ||
HD 219077 (HR 8829) es una estrella de magnitud aparente +6,12 en la constelación de Tucana. Se encuentra a 96 años luz del sistema solar.
Características físicas
[editar]HD 219077 es una enana amarilla de tipo espectral G8V.[1] Tiene una temperatura efectiva de 5362 ± 18 K y su luminosidad es 2,7 veces superior a la del Sol.[2] Su radio prácticamente es el doble del radio solar —diversas fuentes señalan un tamaño entre un 94% y un 99% más grande—[3][4] y gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 1,9 km/s.[5]
Con una masa entre 0,81 y 1,06 masas solares, es una estrella antigua con una avanzada edad de 8270 - 8900 millones de años.[2][3] Como la mayor parte de las estrellas de nuestro entorno, es una estrella del disco fino.[6]
Composición química
[editar]HD 219077 muestra una abundancia relativa de hierro inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,13). Otros elementos evaluados como carbono, magnesio y silicio, son también algo deficitarios en relación con los niveles solares. Con el fin de estudiar la composición de hipotéticos planetas terrestres, se han evaluado las relaciones C/O y Mg/Si en HD 219077. La relación C/O es 0,55, lo que implica que, al igual que en la Tierra, el silicio sólido fundamentalmente se encontraría formando cuarzo y silicatos. La relación Mg/Si —que controla la composición exacta de los silicatos de magnesio— es 1,15, por lo que los silicatos presentes son predominantemente olivino y piroxeno, en una secuencia de condensación semejante a la solar. De existir planetas terrestres, cabría esperar que tuviesen una composición semejante a la de la Tierra.[7]
Referencias
[editar]- ↑ LHS 3912 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
- ↑ a b Sousa, S. G.; Santos, N. C.; Mayor, M.; Udry, S.; Casagrande, L.; Israelian, G.; Pepe, F.; Queloz, D.; Monteiro, M. J. P. F. G. (2008). «Spectroscopic parameters for 451 stars in the HARPS GTO planet search program. Stellar (Fe/H) and the frequency of exo-Neptunes». Astronomy and Astrophysics 487 (1). pp. 373-381.
- ↑ a b Takeda, Genya; Ford, Eric B.; Sills, Alison; Rasio, Frederic A.; Fischer, Debra A.; Valenti, Jeff A. (2007). «Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. II. Physical Properties of ~1000 Cool Stars from the SPOCS Catalog». The Astrophysical Journal Supplement Series 168 (2). pp. 297-318.
- ↑ Ghezzi, L.; Cunha, K.; Schuler, S. C.; Smith, V. V. (2010). «Metallicities of Planet-hosting Stars: A Sample of Giants and Subgiants». The Astrophysical Journal 725 (1). pp. 721-733.
- ↑ Valenti, Jeff A.; Fischer, Debra A. (2005). «Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs». The Astrophysical Journal Supplement Series 159 (1). pp. 141-166.
- ↑ Ibukiyama, A.; Arimoto, N. (2002). «HIPPARCOS age-metallicity relation of the solar neighbourhood disc stars». Astronomy and Astrophysics 394. pp. 927-941.
- ↑ Delgado Mena, E.; Israelian, G.; González Hernández, J. I.; Bond, J. C.; Santos, N. C.; Udry, S.; Mayor, M. (2010). «Chemical Clues on the Formation of Planetary Systems: C/O Versus Mg/Si for HARPS GTO Sample». The Astrophysical Journal 725 (2). pp. 2349-2358.
Datos: Q5629330