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39 Serpentis

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39 Serpentis
Constelación Serpens
Ascensión recta α 15h 53min 12,10s
Declinación δ +13º 11’ 47,8’’
Distancia 57 años luz
Magnitud visual +6,10
Magnitud absoluta +4,88
Luminosidad 1 sol
Temperatura 5756 K
Masa 0,88 soles
Radio 1,1 soles
Tipo espectral G0V
Velocidad radial +36 km/s

39 Serpentis (39 Ser / HD 142267 / HR 5911)[1]​ es una estrella de magnitud aparente +6,62 situada en la constelación de Serpens, concretamente en Serpens Caput, la cabeza de la serpiente. Se encuentra a 57 años luz de distancia del sistema solar. Es una enana amarilla de tipo espectral G0V cuyas características físicas son similares a las del Sol. La constelación de Serpens también contiene a λ Serpentis y ψ Serpentis, dos estrellas semejantes.

39 Serpentis tiene una temperatura efectiva de 5756 K[2]​ y un diámetro aproximadamente un 10% más grande que el diámetro solar.[3]​ Su velocidad de rotación proyectada es de 2 km/s[4]​ y completa una vuelta sobre sí misma cada 16 días.[5]​ No se ha detectado exceso en el infrarrojo ni a 24 μm ni a 70 μm,[6]​ lo que en principio descarta la presencia de un disco de polvo a su alrededor.

Es una estrella menos masiva que el Sol cuya masa es igual a 0,88 masas solares.[7]​ No existe unanimidad en cuanto a su edad; comprendida dentro del amplio margen que va de 3.100 a 13.500 millones de años, un estudio señala como edad más probable 3.240 millones de años[8]​ mientras que otro señala una edad mucho mayor, 8.600 millones de años.[4]​ Su cinemática corresponde a la de una estrella del disco fino.[7]​

A pesar de las semejanzas con el Sol, 39 Serpentis no puede ser considerada un análogo solar dado que tiene un contenido de hierro notablemente inferior, que según la fuente consultada varía entre el 37%[2]​ y el 45% del observado en el Sol.[8]​ Otros elementos evaluados tales como sodio, silicio, magnesio y calcio muestran igual tendencia.[9]​ En cuanto a su abundancia de litio, esta puede ser comparable a la del Sol (logє[Li] < 1,2).[10]​

39 Serpentis presenta emisión de rayos X y es una binaria espectroscópica con un período orbital de 138,6 días. La órbita parece ser notablemente excéntrica (ε = 0,5).[11]​

Referencias

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  1. ↑ 39 Serpentis (SIMBAD)
  2. ↑ a b Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Mishenina, T. V.; Kovtyukh, V. V. (2008). «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants». Astronomy and Astrophysics 480 (1). pp. 91-101. 
  3. ↑ Catalogue of Stellar Diameters (CADARS)
  4. ↑ a b 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. 
  5. ↑ Wright, J. T.; Marcy, G. W.; Butler, R. Paul; Vogt, S. S. (2003). «Chromospheric Ca II Emission in Nearby F, G, K, and M Stars». The Astrophysical Journal Supplement Series 152 (2). pp. 261-295. 
  6. ↑ Kóspál, Ágnes; Ardila, David R.; Moór, Attila; Ábrahám, Péter (2009). «On the Relationship Between Debris Disks and Planets». The Astrophysical Journal Letters 700 (2). pp. L73-L77. 
  7. ↑ a b Gehren, T.; Liang, Y. C.; Shi, J. R.; Zhang, H. W.; Zhao, G. (2004). «Abundances of Na, Mg and Al in nearby metal-poor stars». Astronomy and Astrophysics 413. pp. 1045-1063. 
  8. ↑ a b Beichman, C. A.; Bryden, G.; Stapelfeldt, K. R.; Gautier, T. N.; Grogan, K.; Shao, M.; Velusamy, T.; Lawler, S. M.; Blaylock, M.; Rieke, G. H.; Lunine, J. I.; Fischer, D. A.; Marcy, G. W.; Greaves, J. S.; Wyatt, M. C.; Holland, W. S.; Dent, W. R. F. (2006). «New Debris Disks around Nearby Main-Sequence Stars: Impact on the Direct Detection of Planets». The Astrophysical Journal 652 (2). pp. 1674-1693. 
  9. ↑ Mishenina, T. V.; Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Korotin, S. A.; Belik, S. I.; Usenko, I. A.; Kovtyukh, V. V. (2008). «Spectroscopic investigation of stars on the lower main sequence». Astronomy and Astrophysics 489 (2). pp. 923-930. 
  10. ↑ Lèbre, A.; de Laverny, P.; de Medeiros, J. R.; Charbonnel, C.; da Silva, L. (1999). «Lithium and rotation on the subgiant branch. I. Observations and spectral analysis». Astronomy and Astrophysics 345. pp. 936-942. 
  11. ↑ Pourbaix, D.; Tokovinin, A. A.; Batten, A. H.; Fekel, F. C.; Hartkopf, W. I.; Levato, H.; Morrell, N. I.; Torres, G.; Udry, S. (2004). «SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits». Astronomy and Astrophysics 424. pp. 727-732. 
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