Summary
88 Leonis es un gran sistema estelar binario[1] en la constelación de Leo. El sistema está cerca del límite inferior de visibilidad a simple vista con una magnitud visual aparente de 6,27.[2] Está localizado a una distancia de 77 años luz del Sol basado en paralaje, pero se acerca con una velocidad radial de -4,8 km/s.[2] Tiene un movimiento propio relativamente alto, atravesando la esfera celeste a una velocidad de 0,379 segundos de arco por año.[3]
| Constelación | Leo |
| Ascensión recta α | 11h 31min 44,9s |
| Declinación δ | +14º 21’ 52’’ |
| Distancia | 77 años luz |
| Magnitud visual | +6,27 |
| Magnitud absoluta | +4,46 |
| Luminosidad | 1,47 soles |
| Temperatura | 6060 K |
| Masa | 1,06 soles |
| Radio | 1,10 soles |
| Tipo espectral | F9,5V |
| Velocidad radial | -4,8 km/s |
El miembro primario del sistema, componente A, es una estrella blanco-amarilla tipo F con una clasificación estelar de F9.5V.[4] Tiene una edad estimada de 5.7 billones de años[2] y gira con un periodo de rotación de 14,3 días.[5] La estrella tiene un ciclo corto de actividad magnética que promedia alrededor de 3,5 años. Un segundo ciclo parece variar con el tiempo, que dura 13,7 años al inicio de las observaciones y luego disminuye a 8,6 años en un lapso de 34 años de medición.[5] La estrella tiene 1,06 veces[1] la masa solar y 1,10 veces[6] el radio solar. Irradia 1,47 veces la luminosidad del Sol[6] desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 6,060 K.[6]
El secundario componente B, es una estrella de magnitud 9.22[7] a una separación angular de 15.46″ de la estrella primaria, en una posición angular de 326°.[8] Está clasificada como G5[7] y tiene el 74% de la masa solar. La pareja comparte un movimiento propio común a través del espacio con una separación proyectada de 360,6 UA.[8]
Referencias
editar- ↑ a b Halbwachs, J. -L et al. (2018), «Multiplicity among solar-type stars. IV. The CORAVEL radial velocities and the spectroscopic orbits of nearby K dwarfs», Astronomy and Astrophysics 619: A81, Bibcode:2018A&A...619A..81H, arXiv:1808.04605, doi:10.1051/0004-6361/201833377.
- ↑ a b c Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), «XHIP: An extended hipparcos compilation», Astronomy Letters 38 (5): 331, Bibcode:2012AstL...38..331A, arXiv:1108.4971, doi:10.1134/S1063773712050015..
- ↑ Lépine, Sébastien; Shara, Michael M. (March 2005), «A Catalog of Northern Stars with Annual Proper Motions Larger than 0.15" (LSPM-NORTH Catalog)», The Astronomical Journal 129 (3): 1483-1522, Bibcode:2005AJ....129.1483L, arXiv:astro-ph/0412070, doi:10.1086/427854..
- ↑ Gray, R. O. et al. (2006), «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc--The Southern Sample», The Astronomical Journal 132: 161, Bibcode:2006AJ....132..161G, arXiv:astro-ph/0603770, doi:10.1086/504637..
- ↑ a b Oláh, K. et al. (July 2009), «Multiple and changing cycles of active stars. II. Results», Astronomy and Astrophysics 501 (2): 703-713, Bibcode:2009A&A...501..703O, arXiv:0904.1747, doi:10.1051/0004-6361/200811304..
- ↑ a b c Brown, A. G. A. (Agosto de 2018). «Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics (en inglés) 616. A1. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Gaia DR2 record for this source at VizieR.
- ↑ a b Halbwachs, J. -L. et al. (2017), «Double stars with wide separations in the AGK3 - II. The wide binaries and the multiple systems», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 464 (4): 4966, Bibcode:2017MNRAS.464.4966H, arXiv:1610.04423, doi:10.1093/mnras/stw2683..
- ↑ a b Tokovinin, A.; Kiyaeva, O. (February 2016), «Eccentricity distribution of wide binaries», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 456 (2): 2070-2079, Bibcode:2016MNRAS.456.2070T, arXiv:1512.00278, doi:10.1093/mnras/stv2825..
Datos: Q5653066
