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HD 202628
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
      
ConstelaciónMicroscopio
Ascensión recta21 h 18 m 27.26933 s [1]
Declinación−43 ° 20 ′ 04.7461 ″ [1]
Magnitud aparente  (V)+6,742 ± 0,004 [2]
Caracteristicas
Tipo espectralG1.5V [2]
Índice de color B − V+0,637 ± 0,001 [3]
Astrometria
Velocidad radial (R v )+12.071 ± 0.0027 [2]  km / s
Movimiento adecuado (μ) RA:  +242.190 [1]  mas / año
Diciembre:  +21.633 [1]  mas / año
Paralaje (π)41,9622 ± 0,0455 [1]  mas
Distancia77,73 ± 0,08  ly
(23,83 ± 0,03  pc )
Magnitud absoluta  (M V )4,856 ± 0,005 [2]
Detalles [4]
Masa1.068 ± 0.038  M ☉
Radio0,951 ± 0,013  R ☉
Luminosidad0,951 ± 0,026  L ☉
Gravedad superficial (log  g )4.510 ± 0.011  cgs
La temperatura5.843 ± 6  K
Metalicidad [Fe / H]0,003 ± 0,004  des
Velocidad de rotación ( v  sen  i )2,64 ± 0,11 [5]  km / s
Edad1,1 ± 0,4 Gyr
2,3 ± 1 [6]  Gyr
Otras designaciones
CD −43 ° 14464 , GJ  825.2 y 9730, HD  202628, HIP  105184, SAO  230622, LTT  8444 [7]
Referencias de la base de datos
SIMBADdatos
Archivo de exoplanetasdatos
Los planetas extrasolares Encyclopaediadatos

HD 202628 es una única estrella [8] en la constelación austral de Microscopium . Tiene una magnitud visual aparente de +6,7, [2] que lo hace demasiado tenue para ser fácilmente visible a simple vista. La estrella se encuentra a una distancia de 77,7  años luz del Sol según el paralaje , [1] y se aleja más con una velocidad radial de +12,1 km / s. [2] La magnitud absoluta de esta estrella es 4.86. [2]

La clasificación estelar de HD 202628 es G1.5V, [2] que coincide con una estrella de secuencia principal de tipo G de tono amarillo similar al Sol. El nivel de actividad cromosférica y la cantidad de emisión de rayos X son consistentes con una estrella más joven que el Sol. [6] Está girando con una velocidad de rotación proyectada de 2.6 km / s. [5] La estrella tiene el 107% de la masa del Sol y el 95% del radio del Sol . La metalicidad , o abundancia de elementos más pesados, parece ser aproximadamente la misma que en el Sol. Está irradiando el 95% de la luminosidad del Sol desde sufotosfera a una temperatura efectiva de 5.843 K. [4]

En 2010, el telescopio espacial Spitzer detectó un exceso de infrarrojos de un disco de polvo circunestelar alrededor de esta estrella . La emisión neta a 70 micrones (70 μm) es casi 20 veces mayor que el flujo de la estrella en esta longitud de onda. [2] El disco ha sido fotografiado directamente por el Telescopio Espacial Hubble . [6] Tiene forma ovalada con una excentricidad orbital de 0,18 y está inclinada a 64 ° con respecto a la línea de visión desde la Tierra. El borde interior del anillo, que se encuentra a unas 158 UA de la estrella, está claramente definido. [6] Esto sugiere que existe un exoplanetaresponsable de este borde definido, y se ha calculado que orbita entre 86 y 158 AU desde HD 202628. [9]

El sistema planetario HD 202628
Compañero
(en orden de estrella)		MasaSemieje mayor
( AU )		Período orbital
( años )		ExcentricidadInclinaciónRadio
b (sin confirmar)> 1 M ⊕86-158 [9]-~ 0,2--
Disco150–220 AU64 ° °-

Referencias

  1. ^ a b c d e f Marrón, AGA; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). " Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta" . Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A & A ... 616A ... 1G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 . Registro de Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  2. ^ a b c d e f g h i Faramaz, Virginie; et al. (Octubre de 2019), "De la luz dispersa a la emisión milimétrica: una visión completa del sistema de Gigayear-old de HD 202628 y su excéntrico anillo de escombros", The Astronomical Journal , 158 (4): 21, arXiv : 1909.04162 , Bibcode : 2019AJ .... 158..162F , doi : 10.3847 / 1538-3881 / ab3ec1 , S2CID 202542536 , 162. 
  3. ^ 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 , S2CID 119257644 . 
  4. ↑ a b Gáspár, András; et al. (2016), "The Correlation between Metallicity and Debris Disk Mass", The Astrophysical Journal , 826 (2): 171, arXiv : 1604.07403 , Bibcode : 2016ApJ ... 826..171G , doi : 10.3847 / 0004-637X / 826 / 2/171 , S2CID 119241004 . 
  5. ↑ a b dos Santos, Leonardo A .; et al. (Agosto de 2016), "The Solar Twin Planet Search. IV. El Sol como un rotador típico y evidencia de una nueva ley de frenado rotacional para estrellas similares al Sol", Astronomy & Astrophysics , 592 (156): 8, arXiv : 1606.06214 , Bibcode : 2016A y A ... 592A.156D , doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201628558 , S2CID 53533614 , A156. 
  6. ^ a b c d Krist, John E .; et al. (2012), "Observaciones del Telescopio Espacial Hubble del Disco de Escombros HD 202628", The Astronomical Journal , 144 (2): 9, arXiv : 1206.2078 , Bibcode : 2012AJ .... 144 ... 45K , doi : 10.1088 / 0004 -6256/144/2/45 , S2CID 40040285 , 45. 
  7. ^ "9 Cet" . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Strasbourg . Consultado el 23 de diciembre de 2020 .
  8. ^ Fuhrmann, K .; et al. (Febrero de 2017), "Multiplicidad entre estrellas de tipo solar", The Astrophysical Journal , 836 (1): 23, Bibcode : 2017ApJ ... 836..139F , doi : 10.3847 / 1538-4357 / 836/1/139 , 139.
  9. ↑ a b Nesvold, Erika R .; Kuchner, Marc J. (2015), "Eliminación de espacios por planetas en un disco de escombros de colisión", The Astrophysical Journal , 798 (2): 10, arXiv : 1410.7784 , Bibcode : 2015ApJ ... 798 ... 83N , doi : 10.1088 / 0004-637X / 798/2/83 , S2CID 118667155 , 83.