HD 219077
HD 219077 (HR 8829) ye una estrella de magnitú aparente +6,12 na constelación de Tucana. Alcuéntrase a 96 años lluz del Sistema Solar.
 HD 219077 | ||
|---|---|---|
| Datos d'observación (Dómina J2000.0) | ||
| Constelación | Tucana | |
| Ascensión reuta (α) | 23h 14min 06,59s | |
| Declinación (δ) | -62º 42’ 00,0’’ | |
| Mag. aparente (V) | +6,12 | |
| Carauterístiques físiques | ||
| Clasificación estelar | G8V | |
| Masa solar | 0,81 - 1,06 M☉ | |
| Radiu | (1,94 - 1,99 R☉) | |
| Magnitú absoluta | +3,79 | |
| Gravedá superficial | 4,00 (log g) | |
| Lluminosidá | 2,8 L☉ | |
| Temperatura superficial | 5362 ± 18 K | |
| Metalicidá | [Fe/H] = -0,13 | |
| Astrometría | ||
| Velocidá radial | -31,3 km/s | |
| Distancia | 96 años lluz (29 pc) | |
| Paralax | 34,07 ± 0,37 mas | |
| Referencies | ||
| SIMBAD | enllaz | |
| Otres designaciones | ||
| HR 8829 / HIP 114699 / SAO 255435 / CD63 1596 / LHS 3912 / PPM 366322 | ||
| [editar datos en Wikidata] | ||
Carauterístiques físiques
editarHD 219077 ye una nana mariella de tipu espectral G8V.[1] Tien una temperatura efectivo de 5362 ± 18 K y la so lluminosidá ye 2,7 vegaes superior a la del Sol.[2] El so radiu práuticamente ye'l doble del radiu solar —diverses fontes señalen un tamañu ente un 94% y un 99% más grande—[3][4] y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,9 km/s.[5]
Con una masa ente 0,81 y 1,06 mases solares, ye una estrella antigua con una avanzada edá de 8270 - 8900 millones d'años.[2][3] Como la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, ye una estrella del discu finu.[6]
Composición química
editarHD 219077 amuesa una bayura relativa de fierro inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,13). Otros elementos evaluaos como carbonu, magnesiu y siliciu, son tamién daqué deficitarios en rellación a los niveles solares. Col fin d'estudiar la composición d'hipotéticos planetes terrestres, evaluáronse les rellaciones C/O y Mg/Si en HD 219077. La rellación C/O ye 0,55, lo qu'implica que, al igual que na Tierra, el siliciu sólido fundamentalmente atoparíase formando cuarzu y silicatos. La rellación Mg/Si —que controla la composición exauta de los silicatos de magnesiu— ye 1,15, polo que los silicatos presentes son predominantemente olivino y piroxeno, nuna secuencia de condensación asemeyada a la solar. D'esistir planetes terrestres, cabría esperar que tuvieren una composición asemeyada a la de la Tierra.[7]
Referencies
editar- ↑ LHS 3912 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
- ↑ 2,0 2,1 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). páxs. 373-381. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2008A%26A...487..373S&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ 3,0 3,1 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). páxs. 297-318. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007ApJS..168..297T&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ Ghezzi, L.; Cunha, K.; Schuler, S. C.; Smith, V. V. (2010). «Metallicities of Planet-hosting Stars: A Sample of Giants and Subgiants». The Astrophysical Journal 725 (1). páxs. 721-733. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2010ApJ...725..721G&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ Valenti, Jeff A.; Fischer, Debra A. (2005). «Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs». The Astrophysical Journal Supplement Series 159 (1). páxs. 141-166. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2005ApJS..159..141V&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ Ibukiyama, A.; Arimoto, N. (2002). «HIPPARCOS age-metallicity relation of the solar neighbourhood disc stars». Astronomy and Astrophysics 394. páxs. 927-941. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002A%26A...394..927I&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=43fcbe0bdb17822.
- ↑ Delgado Mena, Y.; 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). páxs. 2349-2358. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2010ApJ...725.2349D&db_key=AST&nosetcookie=1.
Coordenaes: 
23h 14m 6.588s, -62° 42′ 0.008″
Datos: Q5629330
