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| 110 Herculis |
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Datos de observación
(Época J2000.0) |
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| Constelación |
Hércules |
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| Ascensión recta (α) |
18h 45min 39,73s |
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| Declinación (δ) |
+20º 32’ 46,7’’ |
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| Mag. aparente (V) |
+4,20 |
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| Características físicas |
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| Clasificación estelar |
F6V |
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| Masa solar |
1,42 M☉ |
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| Radio |
(2,06 R☉) |
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| Magnitud absoluta |
+2,77 |
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| Gravedad superficial |
4,05 (log g) |
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| Luminosidad |
6,3 L☉ |
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| Temperatura superficial |
6376 ± 39 K |
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| Metalicidad |
[Fe/H] = -0,17 |
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| Edad |
2600 ± 100 × 106 años |
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| Astrometría |
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| Velocidad radial |
23,6 km/s |
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| Distancia |
62 ± 1 años luz (19 pc) |
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| Paralaje |
52,06 ± 0,25 mas |
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| Referencias |
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| SIMBAD |
enlace |
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| Otras designaciones |
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| HR 7061 / HD 173667 / HIP 92043 / GJ 9635 / SAO 86406 / BD+20 3926 | |
110 Herculis (110 Her)[1] es una estrella de magnitud aparente +4,20 encuadrada en la constelación de Hércules.
Se encuentra a 62 años luz de distancia del sistema solar.
Características físicas
110 Herculis es una estrella blanco-amarilla de la secuencia principal de tipo espectral F6V,[1] aunque también ha sido catalogada como F5.5IV-V, lo que indica que podría estar finalizando ya la fusión de su hidrógeno nuclear.
Tiene una temperatura efectiva de 6376 ± 39 K y una luminosidad igual a 6,3 veces la luminosidad solar.
Su radio equivale a poco más del doble del radio solar[2] y gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 14,1 km/s.[3]
110 Herculis no presenta exceso en la radiación infrarroja emitida ni a 24 μm ni a 70 μm, por lo que no parece estar envuelta en un disco circunestelar de polvo y escombros.[4]
Tampoco muestra signos de actividad cromosférica.[3]
Como el Sol, su cinemática corresponde a la de una estrella del disco fino.[5]
Con una masa un 42% mayor que la del Sol, su edad más probable es de 2600 ± 100 millones de años.[2]
Composición elemental
110 Herculis evidencia un contenido metálico inferior al solar, siendo su índice de metalicidad [Fe/H] = -0,17.[2]
En general, los niveles de otros elementos siguen la misma pauta, a excepción de lantano, samario, europio y bario; este último metal es un 66% más abundante que en el Sol ([Ba/H] = +0,22).[6]
Por último, señalar que su abundancia relativa de litio es mayor que la del Sol (A(Li) = 1,75 frente al valor solar 0,92).[7]
Referencias
- ↑ a b 110 Her -- Variable Star (SIMBAD)
- ↑ a b c Boyajian, Tabetha S.; McAlister, Harold A.; van Belle, Gerard; Gies, Douglas R.; ten Brummelaar, Theo A.; von Braun, Kaspar; Farrington, Chris; Goldfinger, P. J.; O'Brien, David; Parks, J. Robert; Richardson, Noel D.; Ridgway, Stephen; Schaefer, Gail; Sturmann, Laszlo; Sturmann, Judit; Touhami, Yamina; Turner, Nils H.; White, Russel (2012). «Stellar Diameters and Temperatures. I. Main-sequence A, F, and G Stars». The Astrophysical Journal 746 (1). id. 101.
- ↑ a b Martínez-Arnáiz, R.; Maldonado, J.; Montes, D.; Eiroa, C.; Montesinos, B. (2010). «Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity. An estimation of the radial velocity jitter». Astronomy and Astrophysics 520. A79.
- ↑ Kóspál, Ágnes; Ardila, David R.; Moór, Attila; Ábrahám, Péter (2009). «On the Relationship Between Debris Disks and Planets». The Astrophysical Journal Letters 700 (2). pp. L73-L77.
- ↑ Soubiran, C.; Girard, P. (2005). «Abundance trends in kinematical groups of the Milky Way's disk». Astronomy and Astrophysics 438 (1). pp. 139-151.
- ↑ Erspamer, D.; North, P. (2003). «Automated spectroscopic abundances of A and F-type stars using echelle spectrographs. II. Abundances of 140 A-F stars from ELODIE». Astronomy and Astrophysics 398. pp. 1121-1135.
- ↑ Takeda, Yoichi; Kawanomoto, Satoshi (2005). «Lithium Abundances of F-, G-, and K-Type Stars: Profile-Fitting Analysis of the Li I 6708 Doublet». Publications of the Astronomical Society of Japan 57 (1). pp. 45-63.
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