Lambda Arae
Constelación | Ara |
Ascensión recta |
17h 40min 23,8s |
Declinación |
-49º 24’ 56,1’’ |
Distancia | 71,4 ± 1,2 años luz |
Magnitud visual | +4,77 |
Magnitud absoluta | +3,05 |
Luminosidad | 5,2 soles |
Temperatura | 6675 K |
Masa | 1,3 soles |
Radio | 1,2 soles |
Tipo espectral | F4V |
Velocidad radial | +3,7 km/s |
Lambda Arae (
Anteriormente catalogada como una subgigante de tipo F3IV,[2] hoy Lambda Arae es considerada una estrella blanco-amarilla de tipo espectral F4V[1] que, como el Sol, fusiona hidrógeno en helio. Con una temperatura superficial de 6675 K, es unos 900 K más caliente que el Sol y unas 5 veces más luminosa que este.
De características semejantes a
Lambda Arae tiene una abundancia relativa de hierro inferior a la del Sol, aproximadamente un 54% de la de este.[5] Su edad está comprendida entre 1850 y 3300 millones de años. Observaciones llevadas a cabo en el infrarrojo no han revelado la presencia de un disco de polvo alrededor de Lambda Arae.[6]
Referencias
[editar]- ↑ a b Lambda Arae (SIMBAD)
- ↑ Lambda Arae Archivado el 15 de enero de 2013 en Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)
- ↑ Nordström, B.; Mayor, M.; Andersen, J.; Holmberg, J.; Pont, F.; Jørgensen, B. R.; Olsen, E. H.; Udry, S.; Mowlavi, N. (2004). «The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 F and G dwarfs». Astronomy and Astrophysics 418. pp. 989-1019 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ Lambda Arae (General Catalogue of Variable Stars)
- ↑ Soubiran, C.; Girard, P. (2005). «Abundance trends in kinematical groups of the Milky Way's disk». Astronomy and Astrophysics 438 (1). pp. 139-151 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ C. A. Beichman, G. Bryden, K. R. Stapelfeldt, T. N. Gautier, K. Grogan, M. Shao, T. Velusamy, S. M. Lawler, M. Blaylock, G. H. Rieke, J. I. Lunine, D. A. Fischer, G. W. Marcy, J. S. Greaves, M. C. Wyatt, W. S. Holland & W. R. F. Dent (2006). «New Debris Disks around Nearby Main-Sequence Stars: Impact on the Direct Detection of Planets». The Astrophysical Journal 652 (2). pp. 1674-1693.