- 42 Capricorni
-
42 Capricorni A/B Constelación Capricornus Ascensión recta α 21h 41min 32,86s Declinación δ -14º 02’ 51,4’’ Distancia 106 años luz Magnitud visual +5,18 (conjunta) Magnitud absoluta +2,60 (conjunta) Luminosidad 6,6 / 1,1 soles Temperatura 5637 / ? K Masa 1,37 / 0,96 soles Radio 2,6 / ≈ 1 soles Tipo espectral G1IV / G2V Velocidad radial -1,2 km/s 42 Capricorni (42 Cap / HD 206301 / HR 8283)[1] es una estrella binaria en la constelación de Capricornio de magnitud aparente +5,18.[2] Su duplicidad fue descubierta por Lunt en 1918.[3]
La componente principal del sistema es una subgigante amarilla de tipo espectral G1IV con una temperatura aproximada de 5637 K.[4] Tiene una luminosidad 6,6 veces mayor que la del Sol y su radio es 2,6 veces más grande que el radio solar. Es una estrella evolucionada que ha abandonado la secuencia principal; cuando nació, hace aproximadamente 3700 millones de años, era una estrella más caliente de tipo F4V. La componente secundaria es una enana amarilla de tipo G2V muy similar al Sol que brilla con una luminosidad apenas un 10% mayor que la luminosidad solar.[5] Su masa es un 4% inferior a la masa solar, mientras su compañera posee una masa un 42% mayor que ella, por lo que ha evolucionado antes.[6] El período orbital de esta binaria es de 13,174 días. La excentricidad de la órbita es ε = 0,176.[5]
El sistema posee una metalicidad ligeramente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,05).[4] Muestra actividad cromosférica y está catalogado como variable RS Canum Venaticorum. La variación de brillo es de 0,05 magnitudes y recibe el nombre —en cuanto a estrella variable— de BY Capricorni.[7] Se encuentra a 106 años luz de distancia del Sistema Solar.
Referencias
- ↑ 37 V* BY Cap -- Variable of RS CVn type (SIMBAD)
- ↑ 42 Capricorni (The Bright Star Catalogue)
- ↑ Lunt, J. (1918). «On the orbit of the spectroscopic binary 42 Capricorni». The Astrophysical Journal 47. pp. 134-136. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1918ApJ....47..134L&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ a b 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). http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2009A%26A...501..941H&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ a b Fekel, Francis C. (1997). «Chromospherically Active Stars. XVI. The Double-Lined Binary 42 Capricorni». Astronomical Journal 114. p. 2747. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1997AJ....114.2747F&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ Tokovinin, A.; Thomas, S.; Sterzik, M.; Udry, S. (2006). «Tertiary companions to close spectroscopic binaries». Astronomy and Astrophysics 450 (2). pp. 681-693. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006A%26A...450..681T&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ BY Cap (General Catalogue of Variable Stars)
Categorías:- Estrellas
- Subgigantes
- Enanas amarillas
- Estrellas binarias
- Estrellas variables
- Variables RS Canum Venaticorum
- Constelación de Capricornio
Wikimedia foundation. 2010.
