Kappa Reticuli
Kappa Reticuli (κ Reticuli) é uma estrela binária[2][5] na constelação de Reticulum. É visível a olho nu em locais sem muita poluição luminosa, tendo uma magnitude aparente visual de 4,71.[1] De acordo com sua sua paralaxe medida pela sonda Gaia, está localizada a uma distância de 45,9 anos-luz (21,8 parsecs) da Terra.[6] Com base em seu movimento pelo espaço, este sistema pode ser um membro do Superaglomerado das Híades, um grupo estelar relacionado ao aglomerado das Híades.[9]
| κ Reticuli | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Reticulum |
| Asc. reta | 03h 29m 22,68s[1] |
| Declinação | -62° 56′ 15,10″[1] |
| Magnitude aparente | 4,71[1] + 10,4[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | F3V[3] + M0.5[4] |
| Cor (B-V) | 0,39[1] |
| Astrometria | |
| Estrela primária | |
| Velocidade radial | 12,96 ± 0,13 km/s[6] |
| Mov. próprio (AR) | 382,54 ± 0,11 mas/a[6] |
| Mov. próprio (DEC) | 373,59 ± 0,13 mas/a[6] |
| Paralaxe | 45,9103 ± 0,0934 mas[6] |
| Distância | 71,04 ± 0,14 anos-luz 21,78 ± 0,04 pc |
| Magnitude absoluta | 3,02[5] |
| Estrela secundária | |
| Velocidade radial | 15,61 km/s[5] |
| Mov. próprio (AR) | 350,43 ± 0,49 mas/a[6] |
| Mov. próprio (DEC) | 338,760 ± 0,54 mas/a[6] |
| Paralaxe | 46,2401 ± 0,4015 mas[6] |
| Distância | 70,5 ± 0,6 anos-luz 21,6 ± 0,2 pc |
| Detalhes | |
| Estrela primária | |
| Massa | 1,37[5] M☉ |
| Raio | 1,73 ± 0,06[5] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,10 ± 0,10 cgs[5] |
| Luminosidade | 5,2 ± 0,2[5] L☉ |
| Temperatura | 6554 ± 80[5] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = −0,17 ± 0,07[5] |
| Rotação | v sin i = 14,3 ± 0,6 km/s[5] |
| Idade | 546–2441 milhões[7] de anos |
| Estrela secundária | |
| Massa | 0,54 ± 0,06[8] M☉ |
| Raio | 0,50 ± 0,04[8] R☉ |
| Luminosidade | 0,043 ± 0,008[8] L☉ |
| Temperatura | 3733 ± 67[8] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = −0,06 ± 0,09[4] |
| Outras denominações | |
| κ Reticuli, CD-63 112, FK5 126, GJ 143.2, HR 1083, HD 22001, HIP 16245.[1] | |
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O componente primário do sistema é uma estrela de classe F da sequência principal com um tipo espectral de F3V.[3] Possui uma massa de 1,37 vezes a massa solar e um raio de 1,73 vezes o raio solar. Está brilhando com 5,2 vezes a luminosidade solar e tem uma temperatura efetiva de 6 550 K, dando à estrela uma coloração branco-amarelada típica de estrelas de classe F. Sua metalicidade, a abundância de elementos além de hidrogênio e hélio, é menor que a solar, com uma proporção de ferro equivalente a 68% da solar.[5] Esta estrela apresenta um excesso de emissão no infravermelho distante, mas ele não é consistente com o excesso produzido por um disco de detritos.[10]
A estrela secundária do sistema é uma anã vermelha de tipo espectral M0.5[4] com uma magnitude aparente visual de 10,4, separada da primária por 54 segundos de arco.[2] Ela tem uma massa estimada de 54% da massa solar, um raio de 50% do raio solar, uma luminosidade de 4% da solar, e uma temperatura efetiva de 3 730 K.[8] As medições astrométricas da sonda Gaia confirmaram que essa estrela possui distância e movimento próprio iguais aos da primária.[6]
Referências
- ↑ a b c d e f «* kap Ret -- High Proper Motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 13 de novembro de 2022
- ↑ a b c Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (setembro de 2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (2): pp. 869-879. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x
- ↑ a b Gray, R. O.; et al. (julho de 2006). «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample». The Astronomical Journal. 132 (1): pp. 161-170. Bibcode:2006AJ....132..161G. doi:10.1086/504637
- ↑ a b c Kuznetsov, M. K.; del Burgo, C.; Pavlenko, Ya. V.; Frith, J. (junho de 2019). «Characterization of a Sample of Southern M Dwarfs Using Harps and X-shooter Spectra». The Astrophysical Journal. 878 (2): artigo 134, 12 pp. Bibcode:2019ApJ...878..134K. doi:10.3847/1538-4357/ab1fe9
- ↑ a b c d e f g h i j k Fuhrmann, K.; Chini, R.; Kaderhandt, L.; Chen, Z. (fevereiro de 2017). «Multiplicity among Solar-type Stars». The Astrophysical Journal. 836 (1): artigo 139, 23. Bibcode:2017ApJ...836..139F. doi:10.3847/1538-4357/836/1/139
- ↑ a b c d e f g h i Gaia Collaboration: Vallenari, A.; Brown, A. G. A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (julho de 2022). «Gaia Data Release 3: Summary of the content and survey properties». eprint arXiv:2208.00211. Bibcode:2022arXiv220800211G. arXiv:2208.00211
. Catálogo VizieR Catálogo VizieR
- ↑ David, Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A. (março de 2015). «The Ages of Early-type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets». The Astrophysical Journal. 804 (2): artigo 146, 38 pp. Bibcode:2015ApJ...804..146D. doi:10.1088/0004-637X/804/2/146
- ↑ a b c d e Gaidos, E.; et al. (setembro de 2014). «Trumpeting M dwarfs with CONCH-SHELL: a catalogue of nearby cool host-stars for habitable exoplanets and life». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 443 (3): 2561-2578. Bibcode:2014MNRAS.443.2561G. doi:10.1093/mnras/stu1313
- ↑ Montes, D.; et al. (novembro de 2001). «Late-type members of young stellar kinematic groups - I. Single stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 328 (1): 45-63. Bibcode:2001MNRAS.328...45M. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x
- ↑ Gáspár, András; Rieke, George H.; Balog, Zoltán (maio de 2013). «The Collisional Evolution of Debris Disks». The Astrophysical Journal. 768 (1): artigo 25, 29 pp. Bibcode:2013ApJ...768...25G. doi:10.1088/0004-637X/768/1/25
