Ípsilon Aquarii
| Constelación | Aquarius |
| Ascensión recta α | 22h 34m 41,64s |
| Declinación δ | -20º 42’ 29,6’’ |
| Distancia | 74,0 ± 1,3 años luz |
| Magnitud visual | +5,20 |
| Magnitud absoluta | +3,44 |
| Luminosidad | 3,2 soles |
| Temperatura | 6551 K |
| Masa | 1,34 soles |
| Radio | 1,1 soles |
| Tipo espectral | F7V |
| Velocidad radial | -1,9 km/s |
| Otros nombres | HD 213845 / HR 8592 HIP 111449 / GJ 863 |
Ípsilon Aquarii o Úpsilon Aquarii (υ Aqr / 59 Aquarii)[1] es una estrella en la constelación de Acuario. Su magnitud aparente es +5,20 y se encuentra a 74 años luz del sistema solar. Es miembro de la Asociación estelar de Hércules-Lyra[1] —definida por vez primera en 2004—, a la que también parecen pertenecer α Circini y MN Ursae Majoris.[2]
Ípsilon Aquarii es una enana amarilla de tipo espectral F7V[1] cuya temperatura superficial es de 6551 K.[3] Gira sobre sí misma con una velocidad de rotación igual o mayor de 35,7 ± 1,8 km/s, completando una vuelta en menos de 2,18 días.[4] Su metalicidad puede ser comparable a la solar ([Fe/H] = +0,06),[5] aunque otra fuente establece un contenido metálico un 73% mayor que el del Sol ([Fe/H] = +0,24).[6] Tiene una masa de 1,34 masas solares y su antigüedad no es bien conocida; diversos estudios cifran su edad entre 150 y 1600 millones de años.[7][5][6]
Ípsilon Aquarii parece tener una compañera estelar cuya separación visual con ella es de 6,1 segundos de arco. Descubierta en 2005, la separación y posición relativa de las dos estrellas ha permanecido inalterada durante más de un año, lo que indica a relación física entre ambas. El brillo de la acompañante es unas 125 veces menor que el de Ípsilon Aquarii.[7]
Referencias
[editar]- ↑ a b c LTT 9081 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
- ↑ Multiplicity and Age of the Hercules-Lyra Association. Thomas Eisenbeiss, T; Neuhäuser, R. (Astrophysikalisches Institut und Universitäts-Sternwarte Jena)
- ↑ 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.
- ↑ Reiners, A. (2006). «Rotation- and temperature-dependence of stellar latitudinal differential rotation». Astronomy and Astrophysics 446 (1). pp. 267-277.
- ↑ 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.
- ↑ a b Lawler, S. M.; Beichman, C. A.; Bryden, G.; Ciardi, D. R.; Tanner, A. M.; Su, K. Y. L.; Stapelfeldt, K. R.; Lisse, C. M.; Harker, D. E. (2009). «Explorations Beyond the Snow Line: Spitzer/IRS Spectra of Debris Disks Around Solar-type Stars». The Astrophysical Journal 705 (1). pp. 89-111.
- ↑ a b Lafrenière, David; Doyon, René; Marois, Christian; Nadeau, Daniel; Oppenheimer, Ben R.; Roche, Patrick F.; Rigaut, François; Graham, James R.; Jayawardhana, Ray; Johnstone, Doug; Kalas, Paul G.; Macintosh, Bruce; Racine, René (2007). «The Gemini Deep Planet Survey». The Astrophysical Journal 670 (2). pp. 1367-1390.
Datos: Q2607784