6. Canis Minoris
| Datos de observación Época J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS ) | |
|---|---|
| Constelación | Can Menor |
| Ascensión recta | 07 horas 29 minutos 47,78172 segundos [1] |
| Declinación | +12° 00′ 23.6347″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | +4,55 [2] |
| Características | |
| Etapa evolutiva | gigante |
| Tipo espectral | K1 III [3] |
| Índice de color B−V | 1,276 ± 0,001 [2] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | −16,31 ± 0,13 [4] km/s |
| Movimiento propio (μ) | RA: −0,57 [1] mas / año Dec.: −18,85 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 5,70 ± 0,21 mas [1] |
| Distancia | 570 ± 20 años luz (175 ± 6 años luz ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | −1,67 [2] |
| Detalles | |
| Masa | 4.0 [5] M ☉ |
| Radio | 44 [6] R ☉ |
| Luminosidad | 761,44 [2] L ☉ |
| Temperatura | 4.370 [5] K |
| Metalicidad [Fe/H] | 0,02 [5] dex |
| Velocidad de rotación ( v sen i ) | 1,7 [7] kilómetros por segundo |
| Otras denominaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
6 Canis Minoris es una estrella en la constelación ecuatorial de Canis Minor , ubicada a unos 570 años luz del Sol. Es visible a simple vista como una estrella débil de tono anaranjado con una magnitud visual aparente de +4,55. [2] Este objeto se está acercando a la Tierra con una velocidad radial heliocéntrica de −16,3 km/s. [4] Cinemáticamente, es miembro de un grupo periférico que pertenece al flujo de la Osa Mayor del supercúmulo de Sirio . [9]
Se trata de una estrella gigante evolucionada con una clasificación estelar de K1 III. [3] Tiene una leve anomalía de bario , [10] lo que puede indicar que se trata de un sistema estelar binario con una compañera enana blanca . [11] El diámetro angular medido por interferometría del componente visible es de aproximadamente2,31 ± 0,03 mas , [12] lo que, a su distancia estimada, equivale a un radio físico de aproximadamente 44 veces el radio del Sol . [6] Esta estrella tiene cuatro [5] veces la masa del Sol y está irradiando 761 [2] veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera ampliada a una temperatura efectiva de 4.370 K. [5]
Referencias
- ^ abcde van Leeuwen, F. (2007), "Validación de la nueva reducción de Hipparcos", Astronomy and Astrophysics , 474 (2): 653–664, arXiv : 0708.1752 , Bibcode :2007A&A...474..653V, doi :10.1051/0004-6361:20078357, S2CID 18759600.
- ^ abcdef Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: Una compilación extendida de hipparcos", Astronomy Letters , 38 (5): 331, arXiv : 1108.4971 , Bibcode :2012AstL...38..331A, doi :10.1134/S1063773712050015, S2CID 119257644.
- ^ ab Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989), "El catálogo Perkins de tipos MK revisados para las estrellas más frías", Astrophysical Journal Supplement Series , 71 : 245, Bibcode :1989ApJS...71..245K, doi :10.1086/191373.
- ^ ab Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
- ^ abcde Gondoin, P. (diciembre de 1999), "Evolución de la actividad de rayos X y la rotación en gigantes GK", Astronomy and Astrophysics , 352 : 217–227, Bibcode :1999A&A...352..217G.
- ^ ab Lang, Kenneth R. (2006), Fórmulas astrofísicas, Biblioteca de astronomía y astrofísica, vol. 1 (3.ª ed.), Birkhäuser , ISBN 3-540-29692-1.El radio (R * ) viene dado por:
- ^ De Medeiros, JR; et al. (noviembre de 2000), "Rotación y litio en estrellas gigantes individuales", Astronomy and Astrophysics , 363 : 239–243, arXiv : astro-ph/0010273 , Bibcode :2000A&A...363..239D.
- ^ "6 CMi". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 2 de abril de 2019 .
- ^ Chupina, NV; et al. (junio de 2006), "Estructura cinemática del flujo de la corona de la Osa Mayor encontrada usando movimientos propios y velocidades radiales de estrellas individuales", Astronomy and Astrophysics , 451 (3): 909–916, Bibcode :2006A&A...451..909C, doi : 10.1051/0004-6361:20054009 .
- ^ Escorza, A.; et al. (diciembre de 2017), "Diagrama de Hertzsprung-Russell y distribución de masa de estrellas de bario", Astronomy & Astrophysics , 608 : 13, arXiv : 1710.02029 , Bibcode :2017A&A...608A.100E, doi :10.1051/0004-6361/201731832, S2CID 119428276, A100.
- ^ Eggleton, PP; Tokovinin, AA (septiembre de 2008), "Un catálogo de multiplicidad entre sistemas estelares brillantes", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 389 (2): 869–879, arXiv : 0806.2878 , Bibcode :2008MNRAS.389..869E, doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x , S2CID 14878976.
- ^ Richichi, A.; et al. (febrero de 2005), "CHARM2: un catálogo actualizado de mediciones de alta resolución angular", Astronomy and Astrophysics , 431 (2): 773–777, Bibcode :2005A&A...431..773R, doi : 10.1051/0004-6361:20042039
