HD 132475
HD 132475 (HIP 73385 / SAO 183072)[1] es una estrella en la constelación de Libra situada visualmente a 48 minutos de arco de 33 Librae. De magnitud aparente +8,57, no tiene denominación de Bayer ni número de Flamsteed, siendo conocida por su número de catálogo de Henry Draper o Hipparcos.
| Constelación | Libra |
| Ascensión recta α | 14h 59min 49,76s |
| Declinación δ | -22º 00’ 45,8’’ |
| Distancia | 300 años luz |
| Magnitud visual | +8,57 |
| Magnitud absoluta | +3,75 |
| Luminosidad | 2,5 soles |
| Temperatura | 5808 K |
| Masa | 0,70 soles |
| Radio | 1,75 soles |
| Tipo espectral | F5/F6V |
| Velocidad radial | +167 km/s |
HD 132475 se encuentra a 300 años luz del sistema solar. Aparece catalogada en la base de datos SIMBAD con tipo espectral F5/F6V[1] y tiene una temperatura efectiva de 5808 ± 57 K. El valor de su diámetro angular —0,177 milisegundos de arco—[2] permite evaluar su diámetro real, un 75% más grande que el del Sol. Gira sobre sí misma con una velocidad de rotación de 5,0 km/s.[3]
HD 132475 presenta un contenido relativo de hierro extremadamente bajo, en torno al 3% del valor solar. Los contenidos de sodio, cromo y níquel son comparables al de hierro, pero elementos como magnesio, silicio o calcio, aun siendo mucho menos abundantes de que en nuestra estrella, son relativamente menos escasos.[4] De menor masa que el Sol —aproximadamente 0,7 masas solares—[5] es una estrella muy antigua cuya edad puede superar los 13.000 millones de años.[6][7] Todos estos parámetros indican que HD 132475 es una estrella del halo, siendo además considerada una «estrella α-alta»; éstas son viejas estrellas de disco e incluso del núcleo, «aceleradas» a cinemáticas de halo por la fusión de galaxias, aunque también pueden ser aquellas primeras estrellas formadas en el colapso de la nube de gas proto-galáctica.[4]
Referencias
editar- ↑ a b HD 132475 -- Variable Star (SIMBAD)
- ↑ Casagrande, L.; Ramírez, I.; Meléndez, J.; Bessell, M.; Asplund, M. (2010). «An absolutely calibrated Teff scale from the infrared flux method. Dwarfs and subgiants». Astronomy and Astrophysics 512. A54.
- ↑ de Medeiros, J. R.; Silva, J. R. P.; Do Nascimento, J. D., Jr.; Canto Martins, B. L.; da Silva, L.; Melo, C.; Burnet, M. (2006). «A catalog of rotational and radial velocities for evolved stars. IV. Metal-poor stars». Astronomy and Astrophysics 458 (3). pp. 895-898.
- ↑ a b Nissen, P. E.; Schuster, W. J. (2010). «Two distinct halo populations in the solar neighborhood. Evidence from stellar abundance ratios and kinematics». Astronomy and Astrophysics 511. L10.
- ↑ Jonsell, K.; Edvardsson, B.; Gustafsson, B.; Magain, P.; Nissen, P. E.; Asplund, M. (2005). «Chemical abundances in 43 metal-poor stars». Astronomy and Astrophysics 440 (1). pp. 321-343.
- ↑ Ramírez, I.; Allende Prieto, C.; Lambert, D. L. (2007). «Oxygen abundances in nearby stars. Clues to the formation and evolution of the Galactic disk». Astronomy and Astrophysics 456 (1). pp. 271-289 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ 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).
Datos: Q5890557
