Summary
39 Tauri (39 Tau) es una estrella en la constelación de Tauro de magnitud aparente +5,90[1] que se encuentra a 55 años luz del sistema solar. El análisis de su historia cinemática sugiere que no pertenece a ninguno de los once grupos o corrientes estelares conocidos.[2]
| 39 Tauri | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época J2000.0) | ||
| Constelación | Tauro | |
| Ascensión recta (α) | 04h 05min 20,26s | |
| Declinación (δ) | +22º 00’ 32,0’’ | |
| Mag. aparente (V) | +5,90 | |
| Características físicas | ||
| Clasificación estelar | G5V | |
| Masa solar | 1,07 M☉ | |
| Radio | (1,01 R☉) | |
| Magnitud absoluta | 4,76 | |
| Gravedad superficial | 4,55 (log g) | |
| Luminosidad | 1,02 L☉ | |
| Temperatura superficial | 5895 K | |
| Metalicidad | [Fe/H] = +0,05 | |
| Periodo de rotación | 9,1 | |
| Edad | 2800 - 3700 × 106 años | |
| Astrometría | ||
| Velocidad radial | +25,4 km/s | |
| Distancia | 55 años luz (16,9 pc) | |
| Paralaje | 59,04 ± 0,33 mas | |
| Referencias | ||
| SIMBAD | enlace | |
| NStED | enlace | |
| Otras designaciones | ||
| HD 25680 / HR 1262 / HIP 19076 / SAO 76348 / BD+21 587 | ||
39 Tauri es una enana amarilla de tipo espectral G5V[1] —semejante por ejemplo a 61 Virginis— con una temperatura efectiva de 5895 K.[3] Su luminosidad es aproximadamente igual a la solar[4] y tiene un radio apenas un 1% más grande que el del Sol.[5] Gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 7,0 km/s, siendo su período de rotación de 9,1 días.[6] Es un 7% más masiva que el Sol y su edad se cifra entre los 2800[4] y los 3700 millones de años.[7]
39 Tauri exhibe una metalicidad ligeramente superior a la del Sol ([Fe/H] = 0,05).[3] En general, todos los elementos evaluados muestran valores comparables a los solares.[8] Únicamente cobre y samario son relativamente deficitarios en comparación al Sol, siendo la abundancia de este último metal la mitad que en nuestra estrella ([Sm/H] = -0,30).[9] Asimismo, su contenido de litio es más elevado que el solar,[8] aunque hay que considerar que el Sol parece estar empobrecido en este elemento en relación con otras estrellas análogas de nuestro entorno.
Referencias
editar- ↑ a b 39 Tau (SIMBAD)
- ↑ Nakajima, Tadashi; Morino, Jun-Ichi; Fukagawa, Misato (2010). «Potential Members of Stellar Kinematical Groups within 20 pc of the Sun». The Astronomical Journal 140 (3). pp. 713-722.
- ↑ a b Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Mishenina, T. V.; Kovtyukh, V. V. (2008). «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants». Astronomy and Astrophysics 480 (1). pp. 91-101.
- ↑ a b 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). pp. 141-166.
- ↑ 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.
- ↑ López-Santiago, J.; Montes, D.; Gálvez-Ortiz, M. C.; Crespo-Chacón, I.; Martínez-Arnáiz, R. M.; Fernández-Figueroa, M. J.; de Castro, E.; Cornide, M. (2010). «A high-resolution spectroscopic survey of late-type stars: chromospheric activity, rotation, kinematics, and age». Astronomy and Astrophysics 514. A97.
- ↑ 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 Mishenina, T. V.; Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Korotin, S. A.; Belik, S. I.; Usenko, I. A.; Kovtyukh, V. V. (2008). «Spectroscopic investigation of stars on the lower main sequence». Astronomy and Astrophysics 489 (2). pp. 923-930.
- ↑ Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike (2006). «Dwarfs in the Local Region». The Astronomical Journal 131 (6). pp. 3069-3092.
Datos: Q8179178
