HD 75289

HD 75289 (HR 3497)[1] es una estrella de magnitud aparente +6,35 en la constelación de Vela, situada el noroeste de Suhail (λ Velorum), oeste de ψ Velorum, sureste de Naos (ζ Puppis) y noreste de γ Velorum. En 1999 se anunció el descubrimiento de un planeta joviano en órbita alrededor de esta estrella.[2]

HD 75289
Constelación Vela
Ascensión recta α 08h 47min 40,39s
Declinación δ -41° 44’ 12,5’’
Distancia 94 ± 2 años luz
Magnitud visual +6,36
Magnitud absoluta +4,04
Luminosidad 1,91 soles
Temperatura 6174 ± 30 K
Masa 1,20 soles
Radio 1,30 soles
Tipo espectral F9V
Velocidad radial +14 km/s
Otros nombres HR 3497 / HIP 43177
SAO 220481 / CD-41 4507

Características

HD 75289 es una enana amarilla de tipo espectral F9V,[1] también clasificada como G0V.[3][4] Tiene una temperatura superficial de 6174 ± 30 K[5] y su luminosidad casi duplica la del Sol.[6] Su radio es un 30% más grande que el radio solar[7] y gira sobre sí misma con una velocidad de rotación igual o superior a 4,2 km/s. Algo más masiva que el Sol, su masa es un 20% mayor que la masa solar.[5] Aunque en general HD 75289 es considerada una estrella joven, no existe un claro consenso en cuanto su antigüedad; diversos estudios estiman su edad entre 1000[5] y 2500 millones de años.[8]

HD 75289 parece tener una compañera estelar de magnitud 13 cuya distancia mínima respecto a HD 75289 es de al menos 620 UA. Es una enana roja cuya masa equivale al 14% de la masa solar. Emplea más de 13 000 años en completar una vuelta alrededor del centro de masas común.[3] El sistema se encuentra a 94 ± 2 años luz del sistema solar.

Composición química

HD 75289 muestra una metalicidad —abundancia de elementos más pesados que el helio— casi el doble de la del Sol ([Fe/H] = +0,29).[5] En la misma línea están los niveles de elementos como aluminio, silicio, calcio, cromo y níquel. Por otra parte, azufre y zinc son sólo ligeramente más abundantes que en el Sol.[9] Asimismo, cabe señalar que su contenido de litio es netamente superior al de nuestra estrella (logє[Li] = 2,66).[5]

Con el fin de estudiar la composición de hipotéticos planetas terrestres, se han evaluado las relaciones C/O y Mg/Si en HD 75289. La relación C/O es 0,72, lo que implica que, al igual que en la Tierra, el silicio fundamentalmente se encontraría como cuarzo y silicatos. Sin embargo, la relación Mg/Si —que controla la composición exacta de los silicatos de magnesio— es 0,93, valor inferior al del Sol; ello, conlleva que, de existir planetas terrestres, éstos puedan ser del tipo «Tierras ricas en silicio».[10]

Sistema planetario

En 1999 se dio a conocer la existencia de un planeta gigante, denominado HD 75289 b, en órbita alrededor de HD 75289. Tiene una masa mínima equivalente al 42% de la masa de Júpiter. Con una separación de sólo 0,046 UA respecto a su estrella —un 12% de la distancia entre Mercurio y el Sol— es un planeta del tipo «Júpiter caliente» que emplea 3,5 días en completar una órbita.[4] Desde este planeta, HD 75289 se vería en el cielo con un diámetro angular de casi 14º.[3]

Acompañante
(En orden desde la estrella)		 Masa
(MJ)		 Período orbital
(días)		 Semieje mayor
(UA)		 Excentricidad
b > 0,42 3,5098 ± 0,0007 0,046 0,024 ± 0,021

Véase también

Referencias
  1. HD 75289 (SIMBAD)
  2. Udry, S.; Mayor, M.; Naef, D.; Pepe, F.; Queloz, D.; Santos, N. C.; Burnet, M.; Confino, B.; Melo, C. (2000). «The CORALIE survey for southern extra-solar planets II. The short-period planetary companions to HD 75289 and HD 130322». Astronomy and Astrophysics 356: 590-598. Archivado desde el original el 28 de marzo de 2012. Consultado el 21 de septiembre de 2011.
  3. HR 3497 (Stars, Jim Kaler)
  4. HD 75289 (The Extrasolar Planets Encyclopaedia)
  5. Gonzalez, G.; Carlson, M. K.; Tobin, R. W. (2010). «Parent stars of extrasolar planets - X. Lithium abundances and v sini revisited». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 403 (3). pp. 1368-1380.
  6. 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.
  7. van Belle, Gerard T.; von Braun, Kaspar (2009). «Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars». The Astrophysical Journal 694 (2). pp. 1085-1098.
  8. 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).
  9. Schuler, Simon C.; Flateau, Davin; Cunha, Katia; King, Jeremy R.; Ghezzi, Luan; Smith, Verne V. (2011). «Abundances of Stars with Planets: Trends with Condensation Temperature». The Astrophysical Journal 732 (1). id. 55.
  10. Delgado Mena, E.; Israelian, G.; González Hernández, J. I.; Bond, J. C.; Santos, N. C.; Udry, S.; Mayor, M. (2010). «Chemical Clues on the Formation of Planetary Systems: C/O Versus Mg/Si for HARPS GTO Sample». The Astrophysical Journal 725 (2). pp. 2349-2358.

Enlaces externos
Este artículo ha sido escrito por Wikipedia. El texto está disponible bajo la licencia Creative Commons - Atribución - CompartirIgual. Pueden aplicarse cláusulas adicionales a los archivos multimedia.