39 Arietis

39 Arietis
Datos de observación (Época J2000.0)
Constelación	Aries
Ascensión recta (α)	02h 47min 54,54s
Declinación (δ)	+29º 14’ 49,6’’
Mag. aparente (V)	+4,51
Características físicas
Clasificación estelar	K1.5III
Masa solar	1,6 M☉
Radio	(11,3 R☉)
Magnitud absoluta	+0,92
Gravedad superficial	2,64 (log g)
Luminosidad	48 L☉
Temperatura superficial	4600 - 4670 K
Metalicidad	[Fe/H] = +0,05
Edad	2410 ± 930 x 10^6 años
Astrometría
Velocidad radial	-15,53 km/s
Distancia	171 ± 2 años luz (53 pc)
Paralaje	19,01 ± 0,21 mas
Referencias
SIMBAD	enlace
Otras designaciones
HD 17361 / HR 824 / HIP 13061 / SAO 75578 / BD+28 462 / AG+29 333 / GC 3356

39 Arietis (39 Ari)[1]​ es una estrella en la constelación del Aries. De magnitud aparente +4,51, es el séptimo astro más brillante en su constelación.

Distancia y cinemática

39 Arietis se encuentra a una distancia de 171 años luz del sistema solar, siendo el error en dicha medida del 1,1 %. En relación con el Sol se mueve a una velocidad de 51,3 km/s, aproximadamente el doble de la que tienen las estrellas del entorno solar.[2]​ Su cinemática puede corresponder a la de un miembro de la «corriente de Hércules»;[3]​ éste es un numeroso grupo de estrellas cuya velocidad de rotación en torno al centro galáctico difiere significativamente de la que tienen la gran mayoría de las estrellas de la Vía Láctea.

Características físicas

39 Arietis es una gigante naranja de tipo espectral K1.5III con una temperatura efectiva entre 4600 y 4670 K.[4]​[5]​ Brilla con una luminosidad 48 veces superior a la del Sol, igual a la de la conocida Pólux (β Geminorum), la gigante naranja más próxima a la Tierra. Su tamaño, evaluado a partir de la medida de su diámetro angular, es 11,3 veces más grande que el del Sol[4]​ y posee una masa de 1,6 masas solares. Es una «gigante de primer ascenso» —en su núcleo no ha comenzado la fusión nuclear del helio—[6]​ y su edad estimada es de 2410 millones de años.[7]​

Composición química

39 Arietis presenta una metalicidad ligeramente más alta que la solar ([Fe/H] = +0,07). La mayor parte de los elementos evaluados son más abundantes que en el Sol —bario y escandio son excepciones— y la mayor diferencia se observa para el manganeso, cuyo contenido casi duplica el del Sol ([Mn/H] = +0,27).[8]​

La relación entre los contenidos de ^12C y ^13C —que se utiliza como diagnóstico de la mezcla de elementos en estrellas evolucionadas— es igual a 23, una cifra elevada que indica que el proceso de mezclado ha sido limitado.[6]​

Referencias

1. 39 Ari - Star (SIMBAD)
2. 39 Arietis. Extended Hipparcos Compilation (XHIP) (Anderson+, 2012)
3. Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Mishenina, T. V.; Kovtyukh, V. V. (2008). «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants». Astronomy and Astrophysics 480 (1). pp. 91-101. 
4. Piau, L.; Kervella, P.; Dib, S.; Hauschildt, P. (2011). «Surface convection and red-giant radius measurements». Astronomy and Astrophysics 526. A100. 
5. Wu, Yue; Singh, H. P.; Prugniel, P.; Gupta, R.; Koleva, M. (2011). «Coudé-feed stellar spectral library - atmospheric parameters». Astronomy and Astrophysics 525. A71. 
6. Tautvaišienė, G.; Edvardsson, B.; Puzeras, E.; Barisevičius, G.; Ilyin, I. (2010). «C, N and O abundances in red clump stars of the Milky Way». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 409 (3). pp. 1213-1219. 
7. Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Mishenina, T. V.; Kovtyukh, V. V. (2008). «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants». Astronomy and Astrophysics 480 (1). pp. 91-101. 
8. Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike (2007). «Giants in the Local Region». The Astronomical Journal 133 (6). pp. 2464-2486. 

• Datos: Q2718994