24 Leonis Minoris
| Constelación | Leo Minor |
| Ascensión recta α | 10h 16min 28,08s |
| Declinación δ | +28º 40’ 56,9’’ |
| Distancia | 104 años luz |
| Magnitud visual | +6,47 |
| Magnitud absoluta | +3,93 |
| Luminosidad | 2,34 soles |
| Temperatura | 5787 ± 32 K |
| Masa | 1,07 soles |
| Radio | 1,46 soles |
| Tipo espectral | G0V |
| Velocidad radial | +30,4 km/s |
| Otros nombres | HD 88986 / HR 4027 HIP 50316 / SAO 81259 |
24 Leonis Minoris (24 LMi)[1] es una estrella en la constelación de Leo Minor de magnitud aparente +6,47.[1]
Distante 104 años luz del sistema solar, las características físicas de 24 Leonis Minoris hacen de esta estrella un análogo solar, es decir, una estrella muy semejante al Sol en muchos aspectos. De tipo espectral G0V,[1] tiene una temperatura efectiva de 5787 ± 32 K.[2] Brilla con una luminosidad 2,34 veces mayor que la luminosidad solar[3] y su diámetro es un 46% más grande que el de nuestra estrella.[4] Su velocidad de rotación proyectada es de 1 km/s.[5] Con una masa aproximadamente un 7% mayor que la masa solar, es una estrella más antigua y evolucionada que el Sol; tiene una edad estimada en el rango de 6500 - 8000 millones de años, la cifra exacta varía según la fuente consultada.[4][5] Al igual que el Sol, es una estrella del disco fino.[6]
24 Leonis Minoris tiene un contenido relativo de hierro comparable al del Sol ([Fe/H] = +0,05). Diversos elementos evaluados presentan valores semejantes a los solares. Cabe señalar el escandio, algo más abundante y, en el otro extremo, el azufre, cuyo contenido es un 33% menor que en nuestra estrella.[3]
Referencias
[editar]- ↑ a b c 24 LMi -- Star (SIMBAD)
- ↑ 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 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).
- ↑ a b Takeda, Genya; Ford, Eric B.; Sills, Alison; Rasio, Frederic A.; Fischer, Debra A.; Valenti, Jeff A. (2007). «Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. II. Physical Properties of ~1000 Cool Stars from the SPOCS Catalog». The Astrophysical Journal Supplement Series 168 (2). pp. 297-318.
- ↑ 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 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ Soubiran, C.; Girard, P. (2005). «Abundance trends in kinematical groups of the Milky Way's disk». Astronomy and Astrophysics 438 (1). pp. 139-151.
Datos: Q5651715