HD 75289

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HD 75289
Constelación Vela
Ascensión recta α 08h 47min 40,39s
Declinación δ -41° 44’ 12,5’’
Distancia 94 ± 2 años luz
Magnitud visual +6,36
Magnitud absoluta +4,04
Luminosidad 1,91 soles
Temperatura 6174 ± 30 K
Masa 1,20 soles
Radio 1,30 soles
Tipo espectral F9V
Velocidad radial +14 km/s
Otros nombres HR 3497 / HIP 43177
SAO 220481 / CD-41 4507

HD 75289 (HR 3497)[1]​ es una estrella de magnitud aparente +6,35 en la constelación de Vela, situada el noroeste de Suhail (λ Velorum), oeste de ψ Velorum, sureste de Naos (ζ Puppis) y noreste de γ Velorum. En 1999 se anunció el descubrimiento de un planeta joviano en órbita alrededor de esta estrella.[2]​

Características[editar]

HD 75289 es una enana amarilla de tipo espectral F9V,[1]​ también clasificada como G0V.[3]​[4]​ Tiene una temperatura superficial de 6174 ± 30 K[5]​ y su luminosidad casi duplica la del Sol.[6]​ Su radio es un 30% más grande que el radio solar[7]​ y gira sobre sí misma con una velocidad de rotación igual o superior a 4,2 km/s. Algo más masiva que el Sol, su masa es un 20% mayor que la masa solar.[5]​ Aunque en general HD 75289 es considerada una estrella joven, no existe un claro consenso en cuanto su antigüedad; diversos estudios estiman su edad entre 1000[5]​ y 2500 millones de años.[8]​

HD 75289 parece tener una compañera estelar de magnitud 13 cuya distancia mínima respecto a HD 75289 es de al menos 620 UA. Es una enana roja cuya masa equivale al 14% de la masa solar. Emplea más de 13 000 años en completar una vuelta alrededor del centro de masas común.[3]​ El sistema se encuentra a 94 ± 2 años luz del sistema solar.

Composición química[editar]

HD 75289 muestra una metalicidad —abundancia de elementos más pesados que el helio— casi el doble de la del Sol ([Fe/H] = +0,29).[5]​ En la misma línea están los niveles de elementos como aluminio, silicio, calcio, cromo y níquel. Por otra parte, azufre y zinc son sólo ligeramente más abundantes que en el Sol.[9]​ Asimismo, cabe señalar que su contenido de litio es netamente superior al de nuestra estrella (logє[Li] = 2,66).[5]​

Con el fin de estudiar la composición de hipotéticos planetas terrestres, se han evaluado las relaciones C/O y Mg/Si en HD 75289. La relación C/O es 0,72, lo que implica que, al igual que en la Tierra, el silicio fundamentalmente se encontraría como cuarzo y silicatos. Sin embargo, la relación Mg/Si —que controla la composición exacta de los silicatos de magnesio— es 0,93, valor inferior al del Sol; ello, conlleva que, de existir planetas terrestres, éstos puedan ser del tipo «Tierras ricas en silicio».[10]​

Sistema planetario[editar]

En 1999 se dio a conocer la existencia de un planeta gigante, denominado HD 75289 b, en órbita alrededor de HD 75289. Tiene una masa mínima equivalente al 42% de la masa de Júpiter. Con una separación de sólo 0,046 UA respecto a su estrella —un 12% de la distancia entre Mercurio y el Sol— es un planeta del tipo «Júpiter caliente» que emplea 3,5 días en completar una órbita.[4]​ Desde este planeta, HD 75289 se vería en el cielo con un diámetro angular de casi 14º.[3]​

Acompañante
(En orden desde la estrella) 		Masa
(MJ) 		Período orbital
(días) 		Semieje mayor
(UA) 		Excentricidad
b > 0,42 3,5098 ± 0,0007 0,046 0,024 ± 0,021

Véase también[editar]

Referencias[editar]

  1. ↑ a b HD 75289 (SIMBAD)
  2. ↑ Udry, S.; Mayor, M.; Naef, D.; Pepe, F.; Queloz, D.; Santos, N. C.; Burnet, M.; Confino, B.; Melo, C. (2000). «The CORALIE survey for southern extra-solar planets II. The short-period planetary companions to HD 75289 and HD 130322». Astronomy and Astrophysics 356: 590-598. Archivado desde el original el 28 de marzo de 2012. Consultado el 21 de septiembre de 2011. 
  3. ↑ a b c HR 3497 (Stars, Jim Kaler)
  4. ↑ a b HD 75289 (The Extrasolar Planets Encyclopaedia)
  5. ↑ a b c d e Gonzalez, G.; Carlson, M. K.; Tobin, R. W. (2010). «Parent stars of extrasolar planets - X. Lithium abundances and v sini revisited». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 403 (3). pp. 1368-1380. 
  6. ↑ Sousa, S. G.; Santos, N. C.; Mayor, M.; Udry, S.; Casagrande, L.; Israelian, G.; Pepe, F.; Queloz, D.; Monteiro, M. J. P. F. G. (2008). «Spectroscopic parameters for 451 stars in the HARPS GTO planet search program. Stellar (Fe/H) and the frequency of exo-Neptunes». Astronomy and Astrophysics 487 (1). pp. 373-381. 
  7. ↑ van Belle, Gerard T.; von Braun, Kaspar (2009). «Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars». The Astrophysical Journal 694 (2). pp. 1085-1098. 
  8. ↑ 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). 
  9. ↑ Schuler, Simon C.; Flateau, Davin; Cunha, Katia; King, Jeremy R.; Ghezzi, Luan; Smith, Verne V. (2011). «Abundances of Stars with Planets: Trends with Condensation Temperature». The Astrophysical Journal 732 (1). id. 55. 
  10. ↑ Delgado Mena, E.; Israelian, G.; González Hernández, J. I.; Bond, J. C.; Santos, N. C.; Udry, S.; Mayor, M. (2010). «Chemical Clues on the Formation of Planetary Systems: C/O Versus Mg/Si for HARPS GTO Sample». The Astrophysical Journal 725 (2). pp. 2349-2358. 

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