18 Puppis

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18 Puppis A
Constelación Puppis
Ascensión recta α 08h 18min 39,8s
Declinación δ -13º 47’ 57’’
Distancia 73 años luz
Magnitud visual +5,54
Magnitud absoluta +3,74
Luminosidad 2,8 soles
Temperatura 6260 K
Masa 1,17 soles
Radio 1,3 soles
Tipo espectral F6.5V
Velocidad radial +37,7 km/s

18 Puppis (18 Pup / HD 68146 / HR 3202 / HIP 40035) es una estrella binaria en la constelación de Puppis.[1]​ El sistema está formado por 18 Puppis A, estrella blanco-amarilla de tipo espectral F6.5V, y 18 Puppis B, enana roja de tipo M2V. La separación visual entre ambas es de 92 segundos de arco.[2]​ Se encuentra a 73 años luz de distancia del sistema solar.

18 Puppis A (GJ 9255 A / NLTT 19073), de magnitud aparente +5,54, es casi 3 veces más luminosa que el Sol y tiene una temperatura efectiva de 6260 K. Gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 11 km/s.[3]​ Su metalicidad —basada en el contenido relativo de hierro— es ligeramente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,09). Otros elementos evaluados como sodio, magnesio, silicio, calcio y níquel presentan niveles comparables a los solares.[4]​ Su masa es un 17% mayor que la masa solar y tiene una edad estimada de 3100 millones de años.[5]​ No muestra exceso de emisión en el infrarrojo atribuible a la presencia de un disco circunestelar de polvo.[6]​

18 Puppis B (GJ 9255 B / NLTT 19072), con magnitud +11,80,[7]​ es mucho más tenue que su compañera. Tiene una temperatura estimada de 3660 K y una metalicidad en torno al 76% de la del Sol.[8]​

Referencias[editar]

  1. ↑ 18 Puppis A (SIMBAD)
  2. ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (2). pp. 869-879. 
  3. ↑ Martínez-Arnáiz, R.; Maldonado, J.; Montes, D.; Eiroa, C.; Montesinos, B. (2010). «Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity. An estimation of the radial velocity jitter». Astronomy and Astrophysics 520. A79. 
  4. ↑ Soubiran, C.; Girard, P. (2005). «Abundance trends in kinematical groups of the Milky Way's disk». Astronomy and Astrophysics 438 (1). pp. 139-151. 
  5. ↑ Holmberg, J.; Nordström, B.; Andersen, J. (2009). «The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics». Astronomy and Astrophysics 501 (3). pp. 941-947 (Tabla consultada en CDS). 
  6. ↑ 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. 
  7. ↑ 18 Puppis B (SIMBAD)
  8. ↑ Bean, Jacob L.; Sneden, Christopher; Hauschildt, Peter H.; Johns-Krull, Christopher M. & Benedict, G. Fritz (2006). «Accurate M Dwarf Metallicities from Spectral Synthesis: A Critical Test of Model Atmospheres». The Astrophysical Journal 652 (2). pp. 1604-1616. 
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