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59 Draconis

estrella

59 Draconis (59 Dra)[9] ye una estrella de magnitú aparente +5,12 na constelación del Dragón. Asitiada a 89 años lluz del Sistema Solar, dende 2006 conozse la esistencia d'una nana marrón n'órbita alredor d'esta estrella.[10]

Ficha d'oxetu celeste59 Draconis
estrella[1], near-IR source (en) Traducir[1] y UV-emission source (en) Traducir[1]
Parte de Asociación estelar de la Osa Mayor (es) Traducir[1]
Datos d'observación
Ascensión reuta (α) 287,29117275262 °[2]
Declinación (δ) 76,56050383878 °[2]
Distancia a la Tierra 27,37 pc
Magnitú aparente (V) 5,107 (banda V)
Constelación Draco (es) Traducir
Velocidá de rotación 56,1 km/s[4]
Velocidá radial −4,9 km/s[5]
Parallax 36,5363 mas[2]
Carauterístiques físiques
Radiu 1,50485 Radius solars [6]
Masa 1,59 M☉[6]
Gravedá superficial 15 000 cm/s²[7]
Tipu espectral A7V[8]
Otros nomes
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Coordenaes: Sky map 19h 9m 9.881s, 76° 33′ 37.814″

59 Draconis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A7V,[9] enantes catalogada como A9V. Tien una temperatura superficial de 7250 K[10] y la so lluminosidá, calculada a partir del so fluxu bolométrico, ye 5,2 vegaes superior a la del Sol.[11] La midida del so diámetru angular —0,449 ± 0,012 milisegundos d'arcu—[12] dexa envalorar el so diámetru real, siendo ésti un 32% más grande que'l del Sol. Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 56,1 km/s.[13] La so masa ye aproximao un 70% mayor que la masa solar.[10] La bayura relativa de fierro de 59 Draconis ye similar a la del Sol ([Fe/H] = +0,00) pero los niveles de ciertos elementos como neodimiu, vanadiu o samariu son significativamente más altos. Esti últimu metal ye 3 vegaes más abondosa que nel Sol.[14]

59 Draconis ye una variable pulsante del tipu Gamma Doradus qu'esperimenta una variación de rellumu de 0,11 magnitúes. Fueron detectaos dos periodos, unu de 18,1 hores y otru de 6,6 hores.[10]

Nana marrón

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La nana marrón afayada alredor de 59 Draconis tien una masa mínimo 25 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, pero la so masa real pue ser significativamente mayor. El so periodu orbital ye de 28,44 díes y la so separación al respective de la estrella ye de 0,22 UA.[10]

Esta compañera subestelar asítiase dientro del llamáu «desiertu de nanes marrones», conxuntu d'órbites teóriques alredor d'una estrella onde nun tendríen d'esistir nanes marrones como oxetos acompañantes.[10]

Acompañante
(N'orde dende la estrella) 		Masa
(MJ) 		Periodu orbital
(díes) 		Semiexe mayor
(UA) 		Escentricidá
HD 180777 b > 25 28,44 0,22 0,2 ± 0,01

Referencies

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  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. ↑ Ulrich Bastian (marzu 2000). «Catálogo Tycho-2». Astronomy and Astrophysics:  páxs. L27-L30. 
  4. ↑ «Ca II HK emission in rapidly rotating stars» (n'inglés). Astronomy and Astrophysics (3):  páxs. 1099–1107. xineru 2009. doi:10.1051/0004-6361:200810377. 
  5. ↑ «Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system» (n'inglés). Astronomy Letters (11):  páxs. 759–771. payares 2006. doi:10.1134/S1063773706110065. 
  6. ↑ 6,0 6,1 Martin Paegert (9 setiembre 2019). «The Revised TESS Input Catalog and Candidate Target List». The Astronomical Journal (4):  páxs. 138. doi:10.3847/1538-3881/AB3467. 
  7. ↑ «Chemical analysis of early-type stars with planets». Astronomy and Astrophysics:  páxs. 16. marzu 2021. doi:10.1051/0004-6361/202040132. 
  8. ↑ Gerard T. van Belle (23 marzu 2009). «Directly determined linear radii and effective temperatures of exoplanet host stars» (n'inglés). The Astrophysical Journal (2):  páxs. 1085–1098. doi:10.1088/0004-637X/694/2/1085. 
  9. ↑ 9,0 9,1 59 Dra -- Variable Star (SIMBAD)
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 10,5 Galland, F.; Lagrange, A.-M.; Udry, S.; Beuzit, J.-L.; Pepe, F.; Mayor, M. (2006). «Estrasolar planets and brown dwarfs around A-F type stars. IV. A candidate brown dwarf around the A9V pulsating star HD 180777». Astronomy and Astrophysics 452 (2). pp. 709-714. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006A%26A...452..709G&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  11. ↑ 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. 
  12. ↑ 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. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2009ApJ...694.1085V&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  13. ↑ 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. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2009A&A...493.1099S&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  14. ↑ Erspamer, D.; North, P. (2003). «Automated spectroscopic abundances of A and F-type stars using echelle spectrographs. II. Abundances of 140 A-F stars from ELODIE». Astronomy and Astrophysics 398. pp. 1121-1135 (Tabla consultada en CDS). http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2003A%26A...398.1121Y&db_key=AST&nosetcookie=1. 

Coordenaes:   19h 9m 9.881s, 76° 33′ 37.814″

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