HR 5256
| Constelación | Osa Mayor |
| Ascensión recta α | 13h 57min 32,06s |
| Declinación δ | +61° 29’ 34,3’’ |
| Distancia | 33,0 ± 0,2 años luz |
| Magnitud visual | +6,49 |
| Magnitud absoluta | +6,47 |
| Luminosidad | 0,27 soles |
| Temperatura | 4843 K |
| Masa | 0,89 soles |
| Radio | 0,80 soles |
| Tipo espectral | K3V |
| Velocidad radial | -25,3 km/s |
HR 5256 (HD 122064 / HIP 68184 / G 239-8)[1] es una estrella en la constelación de la Osa Mayor de magnitud aparente +6,49. Se encuentra a 33,0 años luz del sistema solar, siendo Gliese 487, a poco más de 5 años luz de distancia, la estrella conocida más cercana a HR 5256.[2]
HR 5256 es una enana naranja de tipo espectral K3V.[1] Con una temperatura efectiva de 4843 K,[3] es una estrella de la secuencia principal más pequeña y tenue que el Sol, semejante a ε Eridani y a Gliese 892. Brilla con una luminosidad equivalente al 27% de la luminosidad solar y su masa es un 89% de la del Sol.[4] Su velocidad de rotación es de 1,3 km/s, si bien este valor es sólo un límite inferior, ya que el valor real depende de la inclinación de su eje respecto a la Tierra. Aunque su edad no es bien conocida, puede ser una estrella antigua de 9300 millones de años de edad[4] —el doble que la del Sol—.
HR 5256 es una estrella rica en metales, con una abundancia relativa de hierro un 40% superior a la del Sol. Este enriquecimiento es también patente en elementos como silicio, magnesio o titanio.[5]
Véase también
[editar]Referencias
[editar]- ↑ a b G 239-8 - High proper-motion Star (SIMBAD)
- ↑ Stars within 15 light-years of Bonner Durchmusterung +62°1325 (The Internet Stellar Database)
- ↑ 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 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ a b Valenti, Jeff A.; Fischer, Debra A. (2005). «Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs». The Astrophysical Journal Supplement Series 159 (1). pp. 141-166.
- ↑ Soubiran, C.; Girard, P. (2005). «Abundance trends in kinematical groups of the Milky Way's disk». Astronomy and Astrophysics 438 (1). pp. 139-151 (Tabla consultada en CDS).
Datos: Q911090