- HD 75289
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HD 75289 Constelación Vela Ascensión recta α 08h 47min 40,39s Declinación δ -41º 44’ 12,5’’ Distancia 94 ± 2 años luz Magnitud visual +6,36 Magnitud absoluta +4,04 Luminosidad 1,91 soles Temperatura 6174 ± 30 K Masa 1,20 soles Radio 1,30 soles Tipo espectral F9V Velocidad radial +14 km/s Otros nombres HR 3497 / HIP 43177
SAO 220481 / CD-41 4507HD 75289 (HR 3497)[1] es una estrella de magnitud aparente +6,35 en la constelación de Vela, situada el noroeste de Suhail (λ Velorum), oeste de ψ Velorum, sureste de Naos (ζ Puppis) y noreste de γ Velorum. En 1999 se anunció el descubrimiento de un planeta joviano en órbita alrededor de esta estrella.[2]
Contenido
Características
HD 75289 es una enana amarilla de tipo espectral F9V,[1] también clasificada como G0V.[3] [4] Tiene una temperatura superficial de 6174 ± 30 K[5] y su luminosidad casi duplica la del Sol.[6] Su radio es un 30% más grande que el radio solar[7] y gira sobre sí misma con una velocidad de rotación igual o superior a 4,2 km/s. Algo más masiva que el Sol, su masa es un 20% mayor que la masa solar.[5] Aunque en general HD 75289 es considerada una estrella joven, no existe un claro consenso en cuanto su antigüedad; diversos estudios estiman su edad entre 1000[5] y 2500 millones de años.[8]
HD 75289 parece tener una compañera estelar de magnitud 13 cuya distancia mínima respecto a HD 75289 es de al menos 620 UA. Es una enana roja cuya masa equivale al 14% de la masa solar. Emplea más de 13.000 años en completar una vuelta alrededor del centro de masas común.[3] El sistema se encuentra a 94 ± 2 años luz del Sistema Solar.
Composición química
HD 75289 muestra una metalicidad —abundancia de elementos más pesados que el helio— casi el doble de la del Sol ([Fe / H] = + 0,29).[5] En la misma línea están los niveles de elementos como aluminio, silicio, calcio, cromo y níquel. Por otra parte, azufre y zinc son sólo ligeramente más abundantes que en el Sol.[9] Asimismo, cabe señalar que su contenido de litio es netamente superior al de nuestra estrella (logє[Li] = 2,66).[5]
Con el fin de estudiar la composición de hipotéticos planetas terrestres, se han evaluado las relaciones C/O y Mg/Si en HD 75289. La relación C/O es 0,72, lo que implica que, al igual que en la Tierra, el silicio fundamentalmente se encontraría como cuarzo y silicatos. Sin embargo, la relación Mg/Si —que controla la composición exacta de los silicatos de magnesio— es 0,93, valor inferior al del Sol; ello, conlleva que, de existir planetas terrestres, éstos puedan ser del tipo «Tierras ricas en silicio».[10]
Sistema planetario
En 1999 se dio a conocer la existencia de un planeta gigante, denominado HD 75289 b, en órbita alrededor de HD 75289. Tiene una masa mínima equivalente al 42% de la masa de Júpiter. Con una separación de sólo 0,046 UA respecto a su estrella —un 12% de la distancia entre Mercurio y el Sol— es un planeta del tipo «Júpiter caliente» que emplea 3,5 días en completar una órbita.[4] Desde este planeta, HD 75289 se vería en el cielo con un diámetro angular de casi 14º.[3]
Acompañante
(En orden desde la estrella)Masa
(MJ)Periodo orbital
(días)Semieje mayor
(AU)Excentricidad b > 0,42 3,5098 ± 0,0007 0,046 0,024 ± 0,021 Véase también
Referencias
- ↑ a b HD 75289 (SIMBAD)
- ↑ Udry, S.; Mayor, M.; Naef, D.; Pepe, F.; Queloz, D.; Santos, N. C.; Burnet, M.; Confino, B.; Melo, C. (2000). «The CORALIE survey for southern extra-solar planets II. The short-period planetary companions to HD 75289 and HD 130322». Astronomy and Astrophysics 356: pp. 590–598. http://aa.springer.de/papers/0356002/2300590/small.htm.
- ↑ a b c HR 3497 (Stars, Jim Kaler)
- ↑ a b HD 75289 (The Extrasolar Planets Encyclopaedia)
- ↑ a b c d e Gonzalez, G.; Carlson, M. K.; Tobin, R. W. (2010). «Parent stars of extrasolar planets - X. Lithium abundances and v sini revisited». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 403 (3). pp. 1368-1380. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2010MNRAS.403.1368G&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ 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. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2008A%26A...487..373S&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ van Belle, Gerard T.; von Braun, Kaspar (2009). «Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars». The Astrophysical Journal 694 (2). pp. 1085-1098. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2009ApJ...694.1085V&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ 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.
- ↑ Schuler, Simon C.; Flateau, Davin; Cunha, Katia; King, Jeremy R.; Ghezzi, Luan; Smith, Verne V. (2011). «Abundances of Stars with Planets: Trends with Condensation Temperature». The Astrophysical Journal 732 (1). id. 55. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2011ApJ...732...55S&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ Delgado Mena, E.; Israelian, G.; González Hernández, J. I.; Bond, J. C.; Santos, N. C.; Udry, S.; Mayor, M. (2010). «Chemical Clues on the Formation of Planetary Systems: C/O Versus Mg/Si for HARPS GTO Sample». The Astrophysical Journal 725 (2). pp. 2349-2358. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2010ApJ...725.2349D&db_key=AST&nosetcookie=1.
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