Ípsilon Aquarii

Ípsilon Aquarii
Constelación Aquarius
Ascensión recta α 22h 34m 41,64s
Declinación δ -20º 42’ 29,6’’
Distancia 74,0 ± 1,3 años luz
Magnitud visual +5,20
Magnitud absoluta +3,44
Luminosidad 3,2 soles
Temperatura 6551 K
Masa 1,34 soles
Radio 1,1 soles
Tipo espectral F7V
Velocidad radial -1,9 km/s
Otros nombres HD 213845 / HR 8592
HIP 111449 / GJ 863

Ípsilon Aquarii o Úpsilon Aquarii (υ Aqr / 59 Aquarii)[1]​ es una estrella en la constelación de Acuario. Su magnitud aparente es +5,20 y se encuentra a 74 años luz del sistema solar. Es miembro de la Asociación estelar de Hércules-Lyra[1]​ —definida por vez primera en 2004—, a la que también parecen pertenecer α Circini y MN Ursae Majoris.[2]​

Ípsilon Aquarii es una enana amarilla de tipo espectral F7V[1]​ cuya temperatura superficial es de 6551 K.[3]​ Gira sobre sí misma con una velocidad de rotación igual o mayor de 35,7 ± 1,8 km/s, completando una vuelta en menos de 2,18 días.[4]​ Su metalicidad puede ser comparable a la solar ([Fe/H] = +0,06),[5]​ aunque otra fuente establece un contenido metálico un 73% mayor que el del Sol ([Fe/H] = +0,24).[6]​ Tiene una masa de 1,34 masas solares y su antigüedad no es bien conocida; diversos estudios cifran su edad entre 150 y 1600 millones de años.[7]​[5]​[6]​

Ípsilon Aquarii parece tener una compañera estelar cuya separación visual con ella es de 6,1 segundos de arco. Descubierta en 2005, la separación y posición relativa de las dos estrellas ha permanecido inalterada durante más de un año, lo que indica a relación física entre ambas. El brillo de la acompañante es unas 125 veces menor que el de Ípsilon Aquarii.[7]​

Referencias

  1. ↑ a b c LTT 9081 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
  2. ↑ Multiplicity and Age of the Hercules-Lyra Association. Thomas Eisenbeiss, T; Neuhäuser, R. (Astrophysikalisches Institut und Universitäts-Sternwarte Jena)
  3. ↑ Schröder, C.; Reiners, A.; Schmitt, J. H. M. M. (2009). «Ca II HK emission in rapidly rotating stars. Evidence for an onset of the solar-type dynamo». Astronomy and Astrophysics 493 (3). pp. 1099-1107. 
  4. ↑ Reiners, A. (2006). «Rotation- and temperature-dependence of stellar latitudinal differential rotation». Astronomy and Astrophysics 446 (1). pp. 267-277. 
  5. ↑ a b 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. 
  6. ↑ a b Lawler, S. M.; Beichman, C. A.; Bryden, G.; Ciardi, D. R.; Tanner, A. M.; Su, K. Y. L.; Stapelfeldt, K. R.; Lisse, C. M.; Harker, D. E. (2009). «Explorations Beyond the Snow Line: Spitzer/IRS Spectra of Debris Disks Around Solar-type Stars». The Astrophysical Journal 705 (1). pp. 89-111. 
  7. ↑ a b Lafrenière, David; Doyon, René; Marois, Christian; Nadeau, Daniel; Oppenheimer, Ben R.; Roche, Patrick F.; Rigaut, François; Graham, James R.; Jayawardhana, Ray; Johnstone, Doug; Kalas, Paul G.; Macintosh, Bruce; Racine, René (2007). «The Gemini Deep Planet Survey». The Astrophysical Journal 670 (2). pp. 1367-1390.