4 Equulei es un sistema estelar binario en la constelación de Equuleus , ubicado a unos 3 ° al este de Alpha Equulei . [9] Con una magnitud visual aparente de 5,94, [2] es apenas visible a simple vista en buenas condiciones de visibilidad. El sistema muestra un cambio de paralaje anual de 20,44 mas medido desde la órbita de la Tierra, lo que arroja una distancia estimada de unos 160 años luz . Se acerca al Sol con una velocidad radial de -13 km / s. [5]
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 | |
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Constelación | Equuleus |
Ascensión recta | 21 h 05 m 26.71378 s [1] |
Declinación | + 05 ° 57 ′ 29.5655 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 5.94 [2] |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | F8 V [3] +? |
Índice de color U − B | 0,20 [4] |
Índice de color B − V | 0,538 [2] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | −12,7 ± 0,3 [5] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | RA: −128,69 [1] mas / año Dic .: −113,60 [1] mas / año |
Paralaje (π) | 20,44 ± 1,68 [1] mas |
Distancia | 160 ± 10 ly (49 ± 4 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | 2.52 [2] |
Órbita [2] | |
Periodo (P) | 1 975 0,76 ± 0,94 d |
Excentricidad (e) | 0,3937 ± 0,0047 |
Época del periastrón (T) | 51004,2 ± 4,2 HJD |
Argumento de periastrón (ω) (secundario) | 14,22 ± 0,83 ° |
Semi-amplitud (K 1 ) (primaria) | 10,585 ± 0,061 km / s |
Detalles [6] | |
Masa | 1,39+0,09 −0,03 M ☉ |
Radio | aproximadamente 1,2 [7] R ☉ |
Luminosidad | 4.98 [5] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 43,80 ± 0,06 cgs |
Temperatura | 6213 ± 63 K |
Metalicidad [Fe / H] | −0,18 ± 0,05 des |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 6,2 ± 1,0 [2] km / s |
Edad | 3,07+0,35 −0,44 Gyr |
Otras designaciones | |
4 Equ , BD + 05 ° 4697 , HD 200790, HIP 104101, HR 8077, SAO 126535, WDS J21054 + 0557A [8] | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Este es un binario espectroscópico de una sola línea con un período orbital de 5.4093 ± 0.0026 años (1.975.76 ± 0.94 d) y una excentricidad de 0.39. El valor de un sen i [10] para el primario es(264,4 ± 1,6) × 10 6 km , proporcionando un límite inferior para el semieje mayor . [2] Griffin (2011) señaló que es probable que la masa del componente secundario sea al menos igual a la del Sol, que, para una estrella de secuencia principal ordinaria , debería hacerla visible en el espectro . La falta de una emisión ultravioleta significativa parece descartar una compañera enana blanca . En cambio, el secundario puede consistir en un par binario de enanos de baja masa. [9]
El componente visible es una estrella de secuencia principal de tipo F con una clasificación estelar de F8 V. [3] El espectro de la estrella es inusual por su casi ausencia de litio . [11] Con una edad estimada de unos tres mil millones de años, tiene 1,4 [6] veces la masa del Sol y gira con una velocidad de rotación proyectada de 6 km / s. [2] Está irradiando cinco [5] veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de alrededor de 6.213 K. [6] 4 No se sabe que Equulei albergue un planeta. [11] Tiene una estrella compañera de magnitud 12,4 ubicada, a partir de 2012, con una separación angular de 30,70 segundos de arco a lo largo de un ángulo de posición de 301 °. [12]
Referencias
- ^ a b c d e 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 .
- ^ a b c d e f g h Willmarth, Daryl W .; et al. (Agosto de 2016), "Órbitas espectroscópicas para 15 estrellas de tipo tardío" (PDF) , The Astronomical Journal , 152 (2): 13, Bibcode : 2016AJ .... 152 ... 46W , doi : 10.3847 / 0004-6256 / 152/2/46 , 46.
- ^ a b Takeda, Yoichi; et al. (Febrero de 2005), "Colección de espectros de alta dispersión de estrellas F - K cercanas en el Observatorio astrofísico de Okayama: una base para los estándares de abundancia espectroscópica", Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón , 57 (1): 13-25, Bibcode : 2005PASJ ... 57 ... 13T , doi : 10.1093 / pasj / 57.1.13 .
- ^ "4 Equulei, una estrella de la secuencia principal en blanco Equuleus" , Ashland astronomía Estudio , archivada desde el original en 04/14/2013 , recuperado 08/19/2012
- ^ a b c d Anderson, E .; Francis, cap. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters , 38 (5): 331, arXiv : 1108.4971 , Bibcode : 2012AstL ... 38..331A , doi : 10.1134 / S1063773712050015 .
- ^ a b c Ramírez, I .; et al. (Septiembre de 2012), "Abundancias de litio en estrellas enanas y subgigantes FGK cercanas: destrucción interna, evolución química galáctica y exoplanetas", The Astrophysical Journal , 756 (1): 46, arXiv : 1207.0499 , Bibcode : 2012ApJ ... 756. ..46R , doi : 10.1088 / 0004-637X / 756/1/46 .
- ^ "HIP 104101" , Wolfram Alpha , consultado el 19 de agosto de 2012
- ^ "4 Equ" . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Strasbourg . Consultado el 18 de febrero de 2018 .
- ^ a b Griffin, RF (octubre de 2011), "Órbitas binarias espectroscópicas de velocidades radiales fotoeléctricas - Documento 220: 60 Piscium, 27 Arietis, EZ Ursae Majoris y 4 Equulei", The Observatory , 131 (5): 294−314, Bibcode : 2011Obs ... 131..294G .
- ^ Donde a es el semieje mayor real e i es la inclinación orbital .
- ^ a b Israelí, G .; Santos, Carolina del Norte; Mayor, M .; Rebolo, R. (julio de 2003), "Nueva medición de la relación isotópica 6 Li / 7 Li en la estrella anfitriona del planeta extrasolar HD 82943 y fusión de líneas en la región Li 6708 Å", Astronomy and Astrophysics , 405 : 753− 762, arXiv : astro-ph / 0304358 , Bibcode : 2003A & A ... 405..753I , doi : 10.1051 / 0004-6361: 20030591 .
- ^ Mason, BD; et al. (2014), "The Washington Visual Double Star Catalog", The Astronomical Journal , 122 : 3466–3471, Bibcode : 2001AJ .... 122.3466M , doi : 10.1086 / 323920