61 Ursae Majoris - 61 Ursae Majoris
| Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 |
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|---|---|
| Constelación | Osa Mayor |
| Ascensión recta | 11 h 41 m 03.01594 s |
| Declinación | + 34 ° 12 ′ 05.8824 ″ |
| Magnitud aparente (V) | 5.35 |
| Caracteristicas | |
| Etapa evolutiva | Secuencia principal |
| Tipo espectral | G8V |
| Índice de color U − B | +0,27 |
| Índice de color B − V | +0,69 |
| Tipo variable | Sospechado |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | −5,18 ± 0,08 km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: −12,247 mas / año Diciembre: −381,257 mas / año |
| Paralaje (π) | 104.3904 ± 0.1287 mas |
| Distancia | 31,24 ± 0,04 ly (9,58 ± 0,01 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | 5,53 ± 0,006 |
| Detalles | |
| Masa | 0,93 ± 0,02 M ☉ |
| Radio | 0,86 ± 0,02 R ☉ |
| Luminosidad | 0,609 ± 0,009 L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 4,43 ± 0,06 cgs |
| Temperatura | 5.488 ± 44 K |
| Metalicidad [Fe / H] | −0,03 ± 0,03 des |
| Rotación | 17,1 días |
| Velocidad de rotación ( v sen i ) | 3,3 km / s |
| Edad | 2,1 ± 1,7 Gyr |
| Otras designaciones | |
| Referencias de la base de datos | |
| SIMBAD | datos |
61 Ursae Majoris , abreviada 61 UMa, es una sola estrella en la constelación circumpolar norteña de Ursa Major . Tiene un tono amarillo anaranjado y es apenas visible a simple vista con una magnitud visual aparente de 5,35. La distancia a esta estrella es de 31,2 años luz según el paralaje , y se está acercando con una velocidad radial de -5,2 km / s. La estrella tiene un movimiento propio relativamente alto atravesando el cielo a una velocidad de0.381 ″ año -1 .
La clasificación estelar de 61 UMa es G8V, que coincide con una estrella de secuencia principal de tipo G tardía . Desde 1943, el espectro de esta estrella ha servido como uno de los puntos de anclaje estables por los que se clasifican otras estrellas. Se considera una estrella de tipo solar , con propiedades físicas que la hacen similar al Sol. La estrella tiene el 93% de la masa del Sol y el 86% del radio del Sol . Tiene aproximadamente dos mil millones de años y gira con una velocidad de rotación proyectada de 3,3 km / s, durante un período de 17,1 días. La metalicidad , o abundancia de elementos con un número atómico más alto que el helio, parece aproximadamente la misma que en el Sol. La estrella irradia el 61% de la luminosidad del Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 5.488 K.
Durante la década de 1950, Karl Pilowski informó que las placas fotográficas tomadas de la estrella parecían mostrar una variabilidad de 0,2 en magnitud. Los estudios de seguimiento inicialmente no pudieron confirmar esta variabilidad y se encontró que no era un binario eclipsante basado en las mediciones de la velocidad radial. La fotosfera de la estrella está rotando diferencialmente , y el período de rotación , típicamente en el rango de 16-18 días, muestra una diferencia mayor entre las diferentes latitudes que para la mayoría de las otras estrellas. Tiene una cromosfera activa que exhibe una actividad de manchas estelares fuerte y persistente . Un evento llamarada fue capturado en 2013 mientras que la estrella estaba siendo observado por el VATT , y la estrella se ha detectado como una fuente de emisión de rayos X .
No se han observado compañeras subestelares en órbita alrededor de esta estrella, y parece carecer de un anillo de polvo como se encuentra alrededor de algunas estrellas comparables. Una encuesta de velocidad radial completada en 2020 ha indicado que los compañeros planetarios gigantes están ausentes. Una compañera visual estelar de magnitud 11,35 fue reportada por O. Struve en 1850. A partir de 2015, esta estrella estaba ubicada en una separación angular de158,90 ″ de la estrella más brillante, a lo largo de un ángulo de posición de 86 °.
Ver también
Referencias
enlaces externos
- "61 Ursae Majoris" . SolStation. Archivado desde el original el 26 de junio de 2006 . Consultado el 22 de julio de 2006 .
- "61 UMa" . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Strasbourg . Consultado el 22 de julio de 2006 .
- "Gl 434" . ARICNS. Archivado desde el original el 24 de octubre de 2005 . Consultado el 22 de julio de 2006 .