Mu Capricorni

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Ficha d'oxetu celesteMu Capricorni
estrella[1], fonte d'infrarroxos[1], fuente astrofísica de rayos X (es) Traducir[1], estrella con movimiento propio alto (es) Traducir[1], near-IR source (en) Traducir[1] y UV-emission source (en) Traducir[1]
Datos d'observación
Ascensión reuta (α) 328,32404351893 °[2]
Declinación (δ) −13,551768528865 °[2]
Distancia a la Tierra 26,7826 pc
Magnitú aparente (V) 5,08 (banda V)
Constelación Capricorniu
Velocidá de rotación 69,3 km/s[3]
Velocidá radial −48,5 km/s[4]
Parallax 37,3377 mas[2]
Carauterístiques físiques
Radiu 1,8 Radius solars
Masa 1,29 M☉
Gravedá superficial 12 300 cm/s²[5]
Tipu espectral F2V[6]
Otros nomes
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Coordenaes: Sky map 21h 53m 17.77s, -13° 33′ 6.367″

Mu Capricorni (μ Cap / 51 Capricorni / HD 207958 / HR 8351)[7][8] ye una estrella de magnitú aparente +5,08. Ta asitiada na constelación de Capricorniu a 35 minutos d'arcu al sur de la eclíptica. Ensin nome propiu habitual, dacuando conocer como Kuh, «la que llora».[9] Alcuéntrase a 90 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Mu Capricorni ye una estrella de tipu espectral F2V[7] que la so temperatura efectivo ye d'aproximao 6776 K.[10] Relluma con una lluminosidá 5,2 vegaes mayor que la del Sol y, con una edá de 1600 millones d'años,[11] piénsase que ta abandonando la secuencia principal, siendo tamién catalogada como xigante de tipu F1III.[8] Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 69,3 km/s[12] y la so masa envalorada ye un 46% mayor que la masa solar.[11]

Mu Capricorni amuesa un conteníu metálico que, en llinies xenerales, ye asemeyada al del Sol ([Fe/H] = -0,08). Sicasí, esiste emprobecimientu de ciertos elementos como circoniu, cinc y estronciu —el conteníu d'esti postreru ye la metá que nel Sol— y, nel otru estremu, arriquecimientu d'elementos como bariu, vanadiu y neodimiu; esti últimu elementu del grupu de les tierres rares ye 2,6 vegaes más abondosa que nel nuesu Sol.[13] Coles mesmes, evidencia una bayura relativa de litiu (A(Li) = 3,2) claramente cimeru a la solar, pero que ta na media de la bayura cósmica d'esti metal.[14]

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 Afirmao en: SIMBAD.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Afirmao en: Gaia EDR3. Stated in source according to: SIMBAD. Llingua de la obra o nome: inglés. Data d'espublización: 3 avientu 2020.
  3. ↑ «Ca II HK emission in rapidly rotating stars» (n'inglés). Astronomy and Astrophysics (3):  páxs. 1099–1107. xineru 2009. doi:10.1051/0004-6361:200810377. 
  4. ↑ Birgitta Nordström (payares 2007). «The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood II» (n'inglés). Astronomy and Astrophysics (2):  páxs. 519–537. doi:10.1051/0004-6361:20077221. 
  5. ↑ Robert Rich (marzu 2003). «Spectroscopy of New High Proper Motion Stars in the Northern Sky. I. New Nearby Stars, New High-Velocity Stars, and an Enhanced Classification Scheme for M Dwarfs» (n'inglés). The Astronomical Journal (3):  páxs. 1598–1622. doi:10.1086/345972. 
  6. ↑ Anne Cowley (febreru 1974). «MK spectral types for some bright F stars» (n'inglés). Publications of the Astronomical Society of the Pacific:  páxs. 70–73. doi:10.1086/129562. 
  7. ↑ 7,0 7,1 LTT 8739 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
  8. ↑ 8,0 8,1 Mu Capricorni (The Bright Star Catalogue)
  9. ↑ Allen, Richard Hinckley (1889). «Capricorniu», Courier Dover Publications: Star Names — Their Lore and Meaning (n'inglés), páx. 563. ISBN 0-486-21079-0. Consultáu'l 12 de xineru de 2011.
  10. ↑ 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). páxs. 941-947. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2009A%26A...501..941H&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  11. ↑ 11,0 11,1 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. páxs. 989-1019. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2004A%26A...418..989N&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  12. ↑ Schröder, C.; Schmitt, J. H. M. M. (2007). «X-ray emission from A-type stars». Astronomy and Astrophysics 475 (2). páxs. 677-684. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...475..677S&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  13. ↑ Erspamer, D.; North, P. (2003). «Automated spectroscopic abundances of A and F-type stars using echelle spectrographs. II. Abundances of 140 A-F stars from ELODIE». Astronomy and Astrophysics 398. páxs. 1121-1135 (Tabla consultada en CDS). http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2003A%26A...398.1121Y&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  14. ↑ Jasniewicz, G.; Recio-Blanco, A.; de Laverny, P.; Parthasarathy, M.; de Medeiros, J. R. (2006). «Lithium abundances for early F stars: new observational constraints for the Li dilution». Astronomy and Astrophysics 453 (2). páxs. 717-722. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006A%26A...453..717J&db_key=AST&nosetcookie=1. 

Coordenaes: Sky map 21h 53m 17.77s, -13° 33′ 6.367″

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