Mu Capricorni
| Constelación | Capricornio |
| Ascensión recta α | 21h 53min 17,77s |
| Declinación δ | -13º 33’ 06,4’’ |
| Distancia | 90 ± 2 años luz |
| Magnitud visual | +5,08 |
| Magnitud absoluta | +2,96 |
| Luminosidad | 5,2 soles |
| Temperatura | 6776 K |
| Masa | 1,46 soles |
| Tipo espectral | F2V |
| Velocidad radial | -21,5 km/s |
Mu Capricorni (μ Cap / 51 Capricorni / HD 207958 / HR 8351)[1][2] es una estrella de magnitud aparente +5,08. Está situada en la constelación de Capricornio a 35 minutos de arco al sur de la eclíptica. Sin nombre propio habitual, a veces se la conoce como Kuh, «la que llora».[3] Se encuentra a 90 años luz de distancia del Sistema Solar.
Mu Capricorni es una estrella de tipo espectral F2V[1] cuya temperatura efectiva es de aproximadamente 6776 K.[4] Brilla con una luminosidad 5,2 veces mayor que la del Sol y, con una edad de 1600 millones de años,[5] se piensa que está abandonando la secuencia principal, habiendo sido también catalogada como gigante de tipo F1III.[2] Gira sobre sí misma con una velocidad de rotación igual o superior a 69,3 km/s[6] y su masa estimada es un 46% mayor que la masa solar.[5]
Mu Capricorni muestra un contenido metálico que, en líneas generales, es semejante al del Sol ([Fe/H] = -0,08). Sin embargo, existe empobrecimiento de ciertos elementos como zirconio, zinc y estroncio —el contenido de este último es la mitad que en el Sol— y, en el otro extremo, enriquecimiento de elementos como bario, vanadio y neodimio; este último elemento del grupo de las tierras raras es 2,6 veces más abundante que en nuestro Sol.[7] Asimismo, evidencia una abundancia relativa de litio (A(Li) = 3,2) claramente superior a la solar, pero que está en la media de la abundancia cósmica de este metal.[8]
Referencias
- ↑ a b LTT 8739 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
- ↑ a b Mu Capricorni (The Bright Star Catalogue)
- ↑ Allen, Richard Hinckley (1889). «Capricornus». En Courier Dover Publications, ed. Star Names — Their Lore and Meaning (en inglés). p. 563. ISBN 0-486-21079-0. Consultado el 12-01-2011.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ Schröder, C.; Schmitt, J. H. M. M. (2007). «X-ray emission from A-type stars». Astronomy and Astrophysics 475 (2). pp. 677-684.
- ↑ Erspamer, D.; North, P. (2003). «Automated spectroscopic abundances of A and F-type stars using echelle spectrographs. II. Abundances of 140 A-F stars from ELODIE». Astronomy and Astrophysics 398. pp. 1121-1135 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ Jasniewicz, G.; Recio-Blanco, A.; de Laverny, P.; Parthasarathy, M.; de Medeiros, J. R. (2006). «Lithium abundances for early F stars: new observational constraints for the Li dilution». Astronomy and Astrophysics 453 (2). pp. 717-722.