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15 Leonis Minoris

17-11-2019 19:55

15 Leonis Minoris (15 LMi) ye una estrella de magnitú aparente +5,10[8] que s'atopa a 60 años lluz de distancia del Sistema Solar. Magar la so denominación de Flamsteed, ta encuadrada dientro de la constelación del sietestrellu.

Ficha d'oxetu celeste15 Leonis Minoris
Estrella de tipu-G de la secuencia principal, estrella con movimiento propio alto (es) Traducir[1], estrella[1], near-IR source (en) Traducir[1] y UV-emission source (en) Traducir[1]
Datos d'observación
Ascensión reuta (α) 147,14738061867 °[2]
Declinación (δ) 46,02100739317 °[2]
Distancia a la Tierra 18,823 pc
Magnitú aparente (V) 5,1 (banda V)
Magnitú absoluta 3,75
Constelación Sietestrellu
Velocidá de rotación 5,2 km/s[4]
Velocidá radial 4,79 km/s[5]
Parallax 53,1277 mas[2]
Carauterístiques físiques
Radiu 1,52 Radius solars
Masa 1,15 M☉
Gravedá superficial 12 100 cm/s²[6]
Tipu espectral G0 IV-V[7]
Otros nomes
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Coordenaes: Sky map 9h 48m 35.371s, 46° 1′ 15.627″

15 Leonis Minoris ye una nana mariella de tipu espectral G0.5Va[8] con una temperatura efectivo de 5958 K.[9] La so lluminosidá ye 2,6 vegaes mayor que la lluminosidá solar —un 60% superior a la que cabría esperar pol so tipu espectral—[10] y tien un radiu ente un 47% y un 57% más grande que'l del Sol,[11] parámetros que suxuren que 15 Leonis Minoris ye una estrella más evolucionada que'l Sol. La so masa averada ye de 1,17 ± 0,4 mases solares y puede tener una edá envalorada a partir d'isocrones— de 4500 ± 400 millones d'años.[12] Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3 km/s[12] y nun presenta actividá cromosférica.[13] Nun se detectó escesu nel infrarroxu nin a 24 μm nin a 70 μm,[14] lo qu'en principiu refuga la presencia d'un discu de polvu al so alredor.

15 Leonis Minoris presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que l'heliu— daqué mayor que la solar ([Fe/H] = +0,15). Otros dolce elementos evaluaos amuesen el mesmu enclín, siendo los sos niveles cimeros a los del Sol en tolos casos; l'escandiu ye l'elementu más «sobreabundante», siendo la so bayura relativa casi'l doble que nel Sol.[9] Igualmente la rellación oxíxenu/hidróxenu ye aproximao un 70% más elevada que na nuesa estrella.[15]

Referencies editar

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 Afirmao en: SIMBAD.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Afirmao en: Gaia EDR3. Stated in source according to: SIMBAD. Llingua de la obra o nome: inglés. Data d'espublización: 3 avientu 2020.
  3. ↑ Afirmao en: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Stated in source according to: SIMBAD. Llingua de la obra o nome: inglés. Data d'espublización: 2002.
  4. ↑ «Abundances in the Local Region II: F, G, and K Dwarfs and Subgiants». The Astronomical Journal (1). 21 avientu 2016. doi:10.3847/1538-3881/153/1/21. 
  5. ↑ Afirmao en: Gaia DR2. Stated in source according to: SIMBAD. Llingua de la obra o nome: inglés. Data d'espublización: 25 abril 2018.
  6. ↑ Jason Wright (xunetu 2021). «The California Legacy Survey. I. A Catalog of 178 Planets from Precision Radial Velocity Monitoring of 719 Nearby Stars over Three Decades» (n'inglés). The Astrophysical Journal Supplement Series (1):  páxs. 8. doi:10.3847/1538-4365/ABE23C. 
  7. ↑ Christopher J. Corbally (ochobre 2003). «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I» (n'inglés). The Astronomical Journal (4):  páxs. 2048–2059. doi:10.1086/378365. 
  8. ↑ 8,0 8,1 LTT 12601 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
  9. ↑ 9,0 9,1 Kang, Wonseok; Lee, Sang-Gak; Kim, Kang-Min (2011). «Abundances of Refractory Elements for G-type Stars with Estrasolar Planets». The Astrophysical Journal 736 (2). 87. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2011ApJ...736...87K&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  10. ↑ van Belle, G. T.; van Belle, G.; Creech-Eakman, M. J.; Coyne, J.; Boden, A. F.; Akeson, R. L.; Ciardi, D. R.; Rykoski, K. M.; Thompson, R. R.; Lane, B. F.; PTI Collaboration (2008). «The Palombar Testbed Interferometer Calibrator Catalog». The Astrophysical Journal Supplement Series 176 (1). pp. 276-292. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2008ApJS..176..276V&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  11. ↑ 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. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007ApJS..168..297T&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  12. ↑ 12,0 12,1 Gonzalez, G.; Carlson, M. K.; Tobin, R. W. (2010). «Parent stars of estrasolar planets - X. Lithium abundances and v sini revisited». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 403 (3). pp. 1368-1380. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2010MNRAS.403.1368G&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  13. ↑ Martínez-Arnáiz, R.; Maldonado, J.; Montes, D.; Eiroa, C.; Montesinos, B. (2010). «Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity. An estimation of the radial velocity jitter». Astronomy and Astrophysics 520. A79. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2010A%26A...520A..79M&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  14. ↑ Kóspál, Ágnes; Ardila, David R.; Moór, Attila; Ábrahám, Péter (2009). «On the Relationship Between Debris Disks and Planets». The Astrophysical Journal Letters 700 (2). pp. L73-L77. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2009ApJ...700L..73K&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  15. ↑ Ramírez, I.; Allende Prieto, C.; Lambert, D. L. (2007). «Oxygen abundances in nearby stars. Clues to the formation and evolution of the Galactic disk». Astronomy and Astrophysics 456 (1). pp. 271-289 (Tabla consultada en CDS). http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...465..271R&db_key=AST&nosetcookie=1. 

Coordenaes:   9h 48m 35.371s, 46° 1′ 15.627″

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