HR 3384
HR 3384 (HD 72673 / HIP 41926 / GJ 309)[1] es una estrella situada en la constelación de Pyxis, la brújula, cerca del límite con Puppis. De magnitud aparente 6,38,[1] es demasiado tenue para ser observada a simple vista. Se encuentra a 39,7 años luz del sistema solar; Gliese 320, a 6,1 años luz de distancia, es la estrella más cercana a HR 3384.[2]
| Constelación | Pyxis |
| Ascensión recta α | 08h 32min 51,50s |
| Declinación δ | -31° 30’ 03,1’’ |
| Distancia | 39,7 años luz |
| Magnitud visual | 6,38 |
| Magnitud absoluta | 5,97 |
| Luminosidad | 0,36 soles |
| Temperatura | 5265 K |
| Masa | 0,77 soles |
| Radio | 0,77 soles |
| Tipo espectral | K0V |
| Velocidad radial | 15,7 km/s |
De tipo espectral K0V,[3] HR 3384 es una enana naranja —en la base de datos SIMBAD figura catalogada como G9V—[1] con una temperatura superficial de 5265 K.[4] De características semejantes a α Centauri B, brilla con una luminosidad equivalente al 36% de la luminosidad solar.[2] De menor tamaño que el Sol, tiene un diámetro equivalente al 77% del diámetro solar.[4] Su metalicidad —abundancia relativa de elementos más pesados que el helio— es menor que la solar, suponiendo un 42% de la misma.[5]
No existe consenso sobre la posible edad de HR 3384. Esta ha sido estimada desde 300 millones de años[6] —lo que supondría que es una estrella muy joven—, hasta 4570 millones de años, siendo en este caso una estrella tan antigua como el Sol.[7]
Véase también
editarReferencias
editar- ↑ a b c LHS 249 (SIMBAD)
- ↑ a b Gliese 309 (The Internet Stellar Database)
- ↑ Gliese 309 Archivado el 1 de septiembre de 2012 en Wayback Machine. (ARICNS)
- ↑ a b Masana, E.; Jordi, C.; Ribas, I. (2006). «Effective temperature scale and bolometric corrections from 2MASS photometry». Astronomy and Astrophysics 450 (2). pp. 735-746.
- ↑ Ecuvillon, A.; Israelian, G.; Santos, N. C.; Shchukina, N. G.; Mayor, M.; Rebolo, R. (2006). «Oxygen abundances in planet-harbouring stars. Comparison of different abundance indicators». Astronomy and Astrophysics 445 (2). pp. 633-645.
- ↑ Nordström, B.; Mayor, M.; Andersen, J.; Holmberg, J.; Pont, F.; Jørgensen, B. R.; Olsen, E. H.; Udry, S.; Mowlavi, N. (2004). «The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 F and G dwarfs». Astronomy and Astrophysics 418. pp. 989-1019.
- ↑ Beichman, C. A.; Bryden, G.; Stapelfeldt, K. R.; Gautier, T. N.; Grogan, K.; Shao, M.; Velusamy, T.; Lawler, S. M.; Blaylock, M.; Rieke, G. H.; Lunine, J. I.; Fischer, D. A.; Marcy, G. W.; Greaves, J. S.; Wyatt, M. C.; Holland, W. S. & Dent, W. R. F. (2006). «New Debris Disks around Nearby Main-Sequence Stars: Impact on the Direct Detection of Planets». The Astrophysical Journal 652 (2). pp. 1674-1693.
Datos: Q1070282