Summary
Eta Capricorni (η Cap / 22 Capricorni / HD 200499 / HR 8060)[1][2] es una estrella binaria en la constelación de Capricornio. Es también conocida por el nombre de Armus,[3] utilizado solo ocasionalmente. De magnitud aparente +4,86, se encuentra a 158 años luz del sistema solar.
| Constelación | Capricornio |
| Ascensión recta α | 21h 04min 24,30s |
| Declinación δ | -19°51′18,0″ |
| Distancia | 158 años luz |
| Magnitud visual | +4,86 |
| Magnitud absoluta | +1,39 |
| Luminosidad | 26 soles |
| Temperatura | 8081 K |
| Masa | 2,08 soles |
| Tipo espectral | A5V |
| Velocidad radial | +23,8 km/s |
La estrella principal de Eta Capricorni es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A5V. Semejante a Sheratan A (β Arietis) o a Alya A (θ Serpentis), tiene una temperatura superficial de 8081 K. Su luminosidad es 26 veces superior a la luminosidad solar y posee una masa 2,08 veces mayor que la del Sol.[4] Gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 61 km/s.[5]
De su compañera estelar —visualmente a 0,30 segundos de arco— solo se sabe que tiene magnitud +7,39 y que completa una órbita alrededor de su brillante compañera cada 28 años. Además, la órbita es considerablemente excéntrica (ε = 0,39).[6] La edad de esta binaria se estima en 500 millones de años.[7]
En cuanto a la composición química del sistema, la relación oxígeno/hidrógeno es algo inferior a la solar ([O/H] = -0,10), siendo su contenido metálico también menor que en el Sol ([Fe/H] = -0,21). A excepción del sodio, cuya abundancia relativa es comparable a la de nuestra estrella, otros elementos evaluados como silicio, calcio o bario muestran niveles por debajo de los solares.[5]
Referencias
editar- ↑ Eta Capricorni Archivado el 16 de noviembre de 2011 en Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)
- ↑ IDS 20587-2015 AB -- Double or multiple star (SIMBAD)
- ↑ Armus (The Fixed Stars)
- ↑ Zorec, J.; Royer, F. (2012). «Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities». Astronomy and Astrophysics 537. A120.
- ↑ a b Takeda, Yoichi; Kang, Dong-Il; Han, Inwoo; Lee, Byeong-Cheol; Kim, Kang-Min (2009). «Can Sodium Abundances of A-Type Stars Be Reliably Determined from Na I 5890/5896 Lines?». Publications of the Astronomical Society of Japan 61 (5). pp. 1165-1178.
- ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (2). pp. 869-879.
- ↑ D. E. Trilling, G. Bryden, C. A. Beichman, G. H. Rieke, K. Y. L. Su, J. A. Stansberry, M. Blaylock, K. R. Stapelfeldt, J. W. Beeman & E. E. Haller (2008). «Debris Disks around Sun-like Stars». The Astrophysical Journal 674 (2). pp. 1086-1105.
Datos: Q676232
