75 Cancri
| Constelación | Cáncer |
| Ascensión recta α | 09h 08min 47,33s |
| Declinación δ | +26º 37’ 44,8’’ |
| Distancia | 101 años luz |
| Magnitud visual | +5,98 |
| Magnitud absoluta | +3,47 |
| Luminosidad | 3,2 soles |
| Temperatura | 5741 ± 40 K |
| Masa | 0,9 - 1,2 soles |
| Tipo espectral | G5IV-V |
| Velocidad radial | +12,8 km/s |
| Otros nombres | HD 78418 / HR 3626 HIP 44892 / SAO 80659 |
75 Cancri (75 Cnc)[1] es un sistema estelar en la constelación de Cáncer —el cangrejo— de magnitud aparente +5,98. Se encuentra a 101 años luz del sistema solar y su cinemática sugiere que forma parte de la llamada «Corriente de Hércules».[2]
La componente principal del sistema es una subgigante amarilla de tipo espectral G5IV-V[1] cuya temperatura efectiva es de 5741 ± 40 K.[3] Gira sobre sí misma con una velocidad de rotación de 6 km/s y no existe una estimación precisa de su masa, estando comprendida entre 0,9 y 1,2 masas solares.[4][5] La componente secundaria, de la que apenas se sabe nada, puede tener una masa un 29% menor que la masa solar. El período orbital de esta binaria es de 19,412 días[4] y la órbita es moderadamente excéntrica (ε = 0,20).[6]
En cuanto a su composición elemental, 75 Cancri tiene una metalicidad —abundancia relativa de elementos más pesados que el helio— probablemente parecida a la solar, con valores para su índice de metalicidad [Fe/H] comprendidos entre +0,08 y -0,09, dependiendo de la fuente consultada.[3][7] Los niveles de diversos elementos evaluados como calcio, vanadio, cromo y níquel siguen la misma tendencia que el hierro.[5][2] La edad aproximada de este sistema está comprendida entre 5900 y 6723 millones de años.[5][7][8]
Referencias[editar]
- ↑ a b 75 Cnc -- Spectroscopic binary (SIMBAD)
- ↑ 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.
- ↑ a b Wu, Yue; Singh, H. P.; Prugniel, P.; Gupta, R.; Koleva, M. (2011). «Coudé-feed stellar spectral library - atmospheric parameters». Astronomy and Astrophysics 525. A71.
- ↑ a b Tokovinin, A.; Thomas, S.; Sterzik, M.; Udry, S. (2006). «Tertiary companions to close spectroscopic binaries». Astronomy and Astrophysics 450 (2). pp. 681-693.
- ↑ a b c Chen, Y. Q.; Nissen, P. E.; Zhao, G.; Zhang, H. W.; Benoni, T. (2000). «Chemical composition of 90 F and G disk dwarfs». Astronomy and Astrophysics Supplement 141. pp. 491-506.
- ↑ Pourbaix, D.; Tokovinin, A. A.; Batten, A. H.; Fekel, F. C.; Hartkopf, W. I.; Levato, H.; Morrell, N. I.; Torres, G.; Udry, S. (2004). «SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits». Astronomy and Astrophysics 424. pp. 727-732 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ a b 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).
- ↑ Lambert, David L.; Reddy, Bacham E. (2004). «Lithium abundances of the local thin disc stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 349 (2). pp. 757-767.
Datos: Q2403417