Theta Sculptoris

Theta Sculptoris
Constelación Sculptor
Ascensión recta α 00h 11min 44,00s
Declinación δ -35º 07’ 59,2’’
Distancia 71 años luz
Magnitud visual +4,67
Magnitud absoluta +3,52
Luminosidad 3,4 soles
Temperatura 6425 K
Masa 1,25 soles
Radio 1,4 soles
Tipo espectral F5V
Velocidad radial -1,7 km/s
Otros nombres HD 739 / HR 35
HIP 950 / SAO 192388

Theta Sculptoris (θ Scl)[1]​ es una estrella en la constelación de Sculptor de magnitud aparente +4,67. Se encuentra a 71 años luz de distancia del sistema solar.

Theta Sculptoris es una estrella de la secuencia principal de tipo espectral F5V[1]​ o F4V,[2]​ con una temperatura efectiva de 6425 K.[3]​ Al igual que en el Sol, su energía proviene de la transformación en su interior del hidrógeno en helio, pero es 3,4 veces más luminosa que nuestra estrella, consecuencia de su mayor masa, un 25% superior a la masa solar. Sus características físicas son similares a las de las componentes del sistema Diadem (α Comae Berenices) o a las de ψ Capricorni. Tiene un radio un 40% más grande que el radio solar y gira sobre sí misma a una velocidad de rotación proyectada de 5 km/s,[4]​ siendo dicho valor su límite inferior.

La metalicidad de Theta Sculptoris, expresada como la abundancia relativa de hierro, es algo inferior a la solar, equivalente a un 76% de la misma ([Fe/H] = -0,10). Los niveles de otros elementos como aluminio, sodio, silicio o titanio siguen la misma tendencia.[5]​ Aunque sin duda más joven que el Sol, su edad estimada varía —dependiendo de la fuente consultada— entre 2800[2]​ y 2100 millones de años.[4]​ Como la mayor parte de las estrellas de nuestro entorno, Theta Sculptoris es una estrella del disco fino.[5]​

Referencias

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  1. ↑ a b LTT 79 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
  2. ↑ a b Beichman, C. A.; Bryden, G.; Stapelfeldt, K. R.; Gautier, T. N.; Grogan, K.; Shao, M.; Velusamy, T.; Lawler, S. M.; Blaylock, M.; Rieke, G. H.; Lunine, J. I.; Fischer, D. A.; Marcy, G. W.; Greaves, J. S.; Wyatt, M. C.; Holland, W. S.; Dent, W. R. F. (2006). «New Debris Disks around Nearby Main-Sequence Stars: Impact on the Direct Detection of Planets». The Astrophysical Journal 652 (2). pp. 1674-1693. 
  3. ↑ Ramírez, I.; Allende Prieto, C.; Lambert, D. L. (2007). «Oxygen abundances in nearby stars. Clues to the formation and evolution of the Galactic disk». Astronomy and Astrophysics 456 (1). pp. 271-289 (Tabla consultada en CDS). 
  4. ↑ a b Nordström, B.; Mayor, M.; Andersen, J.; Holmberg, J.; Pont, F.; Jørgensen, B. R.; Olsen, E. H.; Udry, S.; Mowlavi, N. (2004). «The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 F and G dwarfs». Astronomy and Astrophysics 418. pp. 989-1019. 
  5. ↑ a b Soubiran, C.; Girard, P. (2005). «Abundance trends in kinematical groups of the Milky Way's disk». Astronomy and Astrophysics 438 (1). pp. 139-151.