Ómicron Gruis
| Ómicron Gruis | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época J2000.0) | ||
| Constelación | Grus | |
| Ascensión recta (α) | 23h 26min 36,58s | |
| Declinación (δ) | -52º 43’ 17,8’’ | |
| Mag. aparente (V) | +5,54 | |
| Características físicas | ||
| Clasificación estelar | F4V | |
| Masa solar | 1,44 M☉ | |
| Radio | (1,6 R☉) | |
| Magnitud absoluta | +3,01 | |
| Gravedad superficial | 4,01 (log g) | |
| Luminosidad | 4,9 L☉ | |
| Temperatura superficial | 6784 ± 61 K | |
| Metalicidad | [Fe/H] = -0,15 | |
| Edad | 1100 × 106 años | |
| Astrometría | ||
| Velocidad radial | 18 km/s | |
| Distancia | 100 años luz (30,8 pc) | |
| Paralaje | 32,50 ± 0,37 mas | |
| Sistema | ||
| N.º de componentes | 3? | |
| Referencias | ||
| SIMBAD | enlace | |
| Otras designaciones | ||
| HD 220729 / HR 8907 / HIP 115713 / SAO 247874 / CPD-53 10461 / FK5 883 | ||
Ómicron Gruis (ο Gru)[1] es una estrella en la constelación de la Grulla de magnitud aparente +5,54. De acuerdo a la nueva reducción de los datos de paralaje de Hipparcos, se encuentra a 100 años luz del sistema solar.
Características
[editar]Ómicron Gruis una estrella blanco-amarilla de la secuencia principal de tipo espectral F4V[1] con una temperatura efectiva de 6784 ± 61 K.[2] Sus características físicas son casi idénticas a las de φ Gruis —en esta misma constelación— o a las de λ Arae. Su radio es un 63% más grande que el radio solar[2] y gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 20,4 km/s.[3]
En cuanto a su velocidad de rotación, las estrellas de la secuencia principal se dividen de forma bastante definida a una temperatura superficial de aproximadamente 6500 K; aquellas cuya temperatura está debajo de este valor giran lentamente, las que lo superan lo hacen mucho más deprisa. El motivo de ello es que las estrellas más frías como el Sol, en donde los gases se mueven turbulentamente de arriba abajo, generan campos magnéticos que son arrastrados por vientos. Estos campos magnéticos, actuando durante miles de millones de años, ralentizan la rotación de las estrellas más frías.[4] Ómicron Gruis, ligeramente por encima del límite de temperatura que separa ambos grupos, rota a diez veces más deprisa que el Sol, si bien este valor puede ser sensiblemente mayor en función de la inclinación de su eje respecto a la Tierra.
Ómicron Gruis posee un contenido metálico en torno al 70% del que tiene el Sol ([Fe/H] = -0,15).[5][6] Un 44% más masiva que el Sol, su edad se estima en 1100 millones de años.[7] Al igual que la mayor parte de las estrellas de nuestro entorno, es una estrella del disco fino.[8]
Compañera estelar
[editar]Ómicron Gruis parece constituir un sistema estelar triple. En primer lugar, es una binaria espectroscópica detectada como tal en 2009.[9] En segundo lugar, una tercera estrella —que no es la responsable de la variación de la velocidad radial de la primaria— ha sido resuelta a 0,4 segundos de arco, lo que equivale a una distancia real de 14,9 UA con la primaria. Su diferencia de brillo de 4,7 magnitudes en banda K, implica que es una enana roja de tipo M3-4 con el 30% de la masa solar.[10]
Referencias
[editar]- ↑ a b Omi Gruis - star (SIMBAD)
- ↑ a b Masana, E.; Jordi, C.; Ribas, I. (2006). «Effective temperature scale and bolometric corrections from 2MASS photometry». Astronomy and Astrophysics 450 (2). pp. 735-746.
- ↑ Reiners, A. (2006). «Rotation- and temperature-dependence of stellar latitudinal differential rotation». Astronomy and Astrophysics 446 (1). pp. 267-277.
- ↑ «Phact (Stars, Jim Kaler)». Archivado desde el original el 16 de abril de 2009. Consultado el 11 de junio de 2012.
- ↑ Soubiran, C.; Le Campion, J.-F.; Cayrel de Strobel, G.; Caillo, A. (2010). «The PASTEL catalogue of stellar parameters». Astronomy and Astrophysics 515. A111.
- ↑ Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Bubar, E. J.; McGahee, C. E.; O'Donoghue, A. A.; Knox, E. R. (2006). «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample». The Astronomical Journal 132 (1). pp. 161-170.
- ↑ 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.
- ↑ Ibukiyama, A.; Arimoto, N. (2002). «HIPPARCOS age-metallicity relation of the solar neighbourhood disc stars». Astronomy and Astrophysics 394. pp. 927-941.
- ↑ Lagrange, A.-M.; Desort, M.; Galland, F.; Udry, S.; Mayor, M. (2009). «Extrasolar planets and brown dwarfs around A-F type stars. VI. High precision RV survey of early type dwarfs with HARPS». Astronomy and Astrophysics 495 (1). pp. 335-352.
- ↑ Ehrenreich, D.; Lagrange, A.-M.; Montagnier, G.; Chauvin, G.; Galland, F.; Beuzit, J.-L.; Rameau, J. (2010). «Deep infrared imaging of close companions to austral A- and F-type stars». Astronomy and Astrophysics 523. A73.
Datos: Q9285230