16 Ursae Majoris
| 16 Ursae Majoris A | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época ) | ||
| Constelación | Osa Mayor | |
| Ascensión recta (α) | 9h 14min 20,54s | |
| Declinación (δ) | +61°25′23,9″ | |
| Mag. aparente (V) | +5,20 | |
| Color | G0V | |
| Características físicas | ||
| Masa solar | 1,11 M☉ | |
| Radio | (1,6 R☉) | |
| Magnitud absoluta | +3,71 | |
| Luminosidad | 2,9 L☉ | |
| Temperatura superficial | 5880 K | |
| Astrometría | ||
| Velocidad radial | -14,0 km/s km/s | |
| Distancia | 64 años luz | |
16 Ursae Majoris (16 UMa / c Ursae Majoris / HD 79028 / HR 3648)[1] es una estrella en la constelación de la Osa Mayor de magnitud aparente +5,20. Visualmente se localiza unos 2° al sur de τ Ursae Majoris. Se encuentra a 64 años luz de distancia del sistema solar.
Características
[editar]16 Ursae Majoris es una enana amarilla de tipo espectral G0V[2] con una temperatura efectiva entre 5861 y 5907 K.[3][4] Su velocidad de rotación es de al menos 6,1 km/s.[5] 2,9 veces más luminosa que el Sol, tiene una masa un 11% mayor que la masa solar. Al igual que el Sol, es una estrella del disco fino de la galaxia.[6] Más vieja que el Sol, tiene una edad estimada en el rango de 6000 a 7500 millones de años.[4][3]
16 Ursae Majoris tiene una composición química muy parecida a la del Sol, siendo su índice de metalicidad [Fe/H] = 0,00. Los niveles de todos los elementos evaluados son muy similares a los solares; únicamente el azufre es ligeramente deficiente en relación con nuestra estrella [S/H] = -0,11.[4]
Sistema estelar
[editar]16 Ursae Majoris es una binaria espectroscópica, es decir, su duplicidad es conocida por el desplazamiento Doppler de sus líneas espectrales. El período orbital es de 16,23297 días, siendo la órbita muy poco excéntrica (ε = 0,09).[7] De la compañera estelar solo se conoce su masa, que equivale al 60% de la masa solar.[8]
Referencias
[editar]- ↑ 16 Ursae Majoris (SIMBAD)
- ↑ Abt, Helmut A. (2009). «MK Classifications of Spectroscopic Binaries». The Astrophysical Journal Supplement 181 (1). p. 117-118.
- ↑ 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).
- ↑ a b c Takeda, Yoichi (2007). «Fundamental Parameters and Elemental Abundances of 160 F-G-K Stars Based on OAO Spectrum Database». Publications of the Astronomical Society of Japan 59 (2). pp. 335-356 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ Schröder, C.; Reiners, A.; Schmitt, J. H. M. M. (2009). «Ca II HK emission in rapidly rotating stars. Evidence for an onset of the solar-type dynamo». Astronomy and Astrophysics 493 (3). pp. 1099-1107.
- ↑ Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Mishenina, T. V.; Kovtyukh, V. V. (2008). «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants». Astronomy and Astrophysics 480 (1). pp. 91-101 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ 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).
- ↑ Tokovinin, A.; Thomas, S.; Sterzik, M.; Udry, S. (2006). «Tertiary companions to close spectroscopic binaries». Astronomy and Astrophysics 450 (2). pp. 681-693.
Datos: Q5650939