Kappa Fornacis
Kappa Fornacis (κ For)[1] es una estrella en la constelación de Fornax, el horno, de magnitud aparente +5,80.[1] Se encuentra a 71 años luz de distancia del sistema solar y puede ser miembro del Grupo de movimiento de IC 2391[2] —conjunto de estrellas que comparte el mismo movimiento a través del espacio—, al que también pertenecen Tabit (π3 Orionis) y V337 Carinae, entre otras.
| Constelación | Fornax |
| Ascensión recta α | 02h 22min 32,55s |
| Declinación δ | -23° 48’ 58,8’’ |
| Distancia | 71 años luz |
| Magnitud visual | +5,80 |
| Magnitud absoluta | +3,48 |
| Luminosidad | 2 soles (aprox) |
| Temperatura | 5748 K |
| Masa | 1,15 soles |
| Radio | 1,0 sol |
| Tipo espectral | G2V |
| Velocidad radial | +18,4 km/s |
| Otros nombres | HD 14802 / HR 695 HIP 11072 / SAO 167736 |
Kappa Fornacis es un análogo solar, es decir, una estrella con unas características de temperatura, metalicidad o presencia de compañeras estelares cercanas similares a las del Sol. Del mismo tipo espectral que el Sol, G2V,[3] es una enana amarilla cuya temperatura efectiva es de 5748 K.[4] La medida de su metalicidad es muy semejante a la solar,[3] siendo su masa igual a 1,15 masas solares.[5] Su edad estimada se halla dentro del rango comprendido entre 5420[3] y 6760 millones de años,[3] —lo que corresponde a una antigüedad de 800 - 2000 millones de años mayor que la del Sol—, si bien su período de rotación de sólo 9 días (compárese con los 26 días que emplea el Sol en dar un giro completo) parece sugerir una edad significativamente menor.[6]
Se piensa que Kappa Fornacis es una estrella binaria cuya compañera, unas 12 veces más tenue que la estrella principal, se encuentra visualmente a 0,47 segundos de arco. Los parámetros orbitales estimados del sistema son 10,9 UA para el semieje mayor y un período orbital de 25 años.[7]
Referencias
editar- ↑ a b Kappa Fornacis (SIMBAD)
- ↑ Maldonado, J.; Martínez-Arnáiz, R. M.; Eiroa, C.; Montes, D.; Montesinos, B. (2007). «A spectroscopy study of nearby late-type stars, possible members of stellar kinematic groups». Astronomy and Astrophysics 521. pp. A12.
- ↑ a b c d D. E. Trilling, G. Bryden, C. A. Beichman, G. H. Rieke, K. Y. L. Su, J. A. Stansberry, M. Blaylock, K. R. Stapelfeldt, J. W. Beeman & E. E. Haller (2008). «Debris Disks around Sun-like Stars». The Astrophysical Journal 674 (2). pp. 1086-1105.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ Barnes, Sydney A. (2007). «Ages for Illustrative Field Stars Using Gyrochronology: Viability, Limitations, and Errors». The Astrophysical Journal 669 (2). pp. 1167-1189.
- ↑ Lafrenière, David; Doyon, René; Marois, Christian; Nadeau, Daniel; Oppenheimer, Ben R.; Roche, Patrick F.; Rigaut, François; Graham, James R.; Jayawardhana, Ray; Johnstone, Doug; Kalas, Paul G.; Macintosh, Bruce; Racine, René (2007). «The Gemini Deep Planet Survey». The Astrophysical Journal 670 (2). pp. 1367-1390.
Datos: Q9017189
