Summary
HD 38382 (HR 1980 / HIP 27075 / SAO 170756) es una estrella en la constelación de Lepus —la liebre— de magnitud aparente +6,35.[1] Actualmente se encuentra a 83 años luz del sistema solar, pero hace 635.000 años estuvo a una distancia de sólo 10,7 años luz,[2] siendo en aquella época una de las estrellas más brillantes del cielo nocturno terrestre con una magnitud visual equivalente a la que actualmente tiene Dubhe (α Ursae Majoris).
| Constelación | Lepus |
| Ascensión recta α | 05h 44min 28,39s |
| Declinación δ | -20º 07’ 35,7’’ |
| Distancia | 83 años luz |
| Magnitud visual | +6,35 |
| Magnitud absoluta | +4,30 |
| Luminosidad | 1,52 soles |
| Temperatura | 6039 - 6082 K |
| Masa | 1,13 soles |
| Radio | 1,15 soles |
| Tipo espectral | F8.5V |
| Velocidad radial | +37,8 km/s |
HD 38382 es una enana amarilla de tipo espectral F8.5V,[1] es decir, una estrella de la secuencia principal algo más caliente que el Sol, con una temperatura efectiva entre 6039 y 6082 K.[3][4] Su luminosidad es un 50% mayor que la luminosidad solar y su radio —calculado a partir de la medida de su diámetro angular, 0,418 milisegundos de arco— es un 15% más grande que el radio solar.[5] Más masiva que el Sol —la diferencia en torno al 13% de la masa solar—,[4] se estima que es más joven que el Sol, con una edad comprendida entre 2100[3] y 3300 millones de años.[6] Gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 2,9 km/s.[6]
De similar metalicidad que el Sol ([Fe/H] = -0,04),[3] la abundancia relativa de otros elementos presenta cierta disparidad; los contenidos de oxígeno, europio, magnesio e itrio están por debajo de los solares, mientras que el de bario está claramente por encima ([Ba/H] = +0,20).[7] Sus características han propiciado que sea profusamente estudiada en busca de posibles planetas extrasolares en órbita a su alrededor, si bien parece que carece de ellos.
Referencias
editar- ↑ a b HR1980 - Star (SIMBAD)
- ↑ García-Sánchez, J.; Weissman, P. R.; Preston, R. A.; Jones, D. L.; Lestrade, J.-F.; Latham, D. W.; Stefanik, R. P.; Paredes, J. M. (2001). «Stellar encounters with the solar system». Astronomy and Astrophysics 379. pp. 634-659.
- ↑ a b c 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 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ a b 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). pp. 373-381.
- ↑ Masana, E.; Jordi, C.; Ribas, I. (2006). «Effective temperature scale and bolometric corrections from 2MASS photometry». Astronomy and Astrophysics 450 (2). pp. 735-746 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ 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.
- ↑ Bond, J. C.; Lauretta, D. S.; Tinney, C. G.; Butler, R. P.; Marcy, G. W.; Jones, H. R. A.; Carter, B. D.; O'Toole, S. J.; Bailey, J. (2008). «Beyond the Iron Peak: r- and s-Process Elemental Abundances in Stars with Planets». The Astrophysical Journal 682 (2). pp. 1234-1247.
Datos: Q5890623
