HD 38382

HD 38382
Constelación Lepus
Ascensión recta α 05h 44min 28,39s
Declinación δ -20º 07’ 35,7’’
Distancia 83 años luz
Magnitud visual +6,35
Magnitud absoluta +4,30
Luminosidad 1,52 soles
Temperatura 6039 - 6082 K
Masa 1,13 soles
Radio 1,15 soles
Tipo espectral F8.5V
Velocidad radial +37,8 km/s

HD 38382 (HR 1980 / HIP 27075 / SAO 170756) es una estrella en la constelación de Lepus —la liebre— de magnitud aparente +6,35.[1]​ Actualmente se encuentra a 83 años luz del sistema solar, pero hace 635.000 años estuvo a una distancia de sólo 10,7 años luz,[2]​ siendo en aquella época una de las estrellas más brillantes del cielo nocturno terrestre con una magnitud visual equivalente a la que actualmente tiene Dubhe (α Ursae Majoris).

HD 38382 es una enana amarilla de tipo espectral F8.5V,[1]​ es decir, una estrella de la secuencia principal algo más caliente que el Sol, con una temperatura efectiva entre 6039 y 6082 K.[3]​[4]​ Su luminosidad es un 50% mayor que la luminosidad solar y su radio —calculado a partir de la medida de su diámetro angular, 0,418 milisegundos de arco— es un 15% más grande que el radio solar.[5]​ Más masiva que el Sol —la diferencia en torno al 13% de la masa solar—,[4]​ se estima que es más joven que el Sol, con una edad comprendida entre 2100[3]​ y 3300 millones de años.[6]​ Gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 2,9 km/s.[6]​

De similar metalicidad que el Sol ([Fe/H] = -0,04),[3]​ la abundancia relativa de otros elementos presenta cierta disparidad; los contenidos de oxígeno, europio, magnesio e itrio están por debajo de los solares, mientras que el de bario está claramente por encima ([Ba/H] = +0,20).[7]​ Sus características han propiciado que sea profusamente estudiada en busca de posibles planetas extrasolares en órbita a su alrededor, si bien parece que carece de ellos.

Referencias

  1. ↑ a b HR1980 - Star (SIMBAD)
  2. ↑ García-Sánchez, J.; Weissman, P. R.; Preston, R. A.; Jones, D. L.; Lestrade, J.-F.; Latham, D. W.; Stefanik, R. P.; Paredes, J. M. (2001). «Stellar encounters with the solar system». Astronomy and Astrophysics 379. pp. 634-659. 
  3. ↑ a b c 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 (Tabla consultada en CDS). 
  4. ↑ a b Sousa, S. G.; Santos, N. C.; Mayor, M.; Udry, S.; Casagrande, L.; Israelian, G.; Pepe, F.; Queloz, D.; Monteiro, M. J. P. F. G. (2008). «Spectroscopic parameters for 451 stars in the HARPS GTO planet search program. Stellar (Fe/H) and the frequency of exo-Neptunes». Astronomy and Astrophysics 487 (1). pp. 373-381. 
  5. ↑ Masana, E.; Jordi, C.; Ribas, I. (2006). «Effective temperature scale and bolometric corrections from 2MASS photometry». Astronomy and Astrophysics 450 (2). pp. 735-746 (Tabla consultada en CDS). 
  6. ↑ a b Valenti, Jeff A.; Fischer, Debra A. (2005). «Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs». The Astrophysical Journal Supplement Series 159 (1). pp. 141-166. 
  7. ↑ Bond, J. C.; Lauretta, D. S.; Tinney, C. G.; Butler, R. P.; Marcy, G. W.; Jones, H. R. A.; Carter, B. D.; O'Toole, S. J.; Bailey, J. (2008). «Beyond the Iron Peak: r- and s-Process Elemental Abundances in Stars with Planets». The Astrophysical Journal 682 (2). pp. 1234-1247.