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V538 Aurigae

V538 Aurigae

A curva de luz para V538 Aurigae, traçada a partir de dados do TESS.[1] Os dados foram dobrados com o período de 10,86 dias. Publicado por Gaidos et al. (2000).[2]
Dados de observação
Época J2000      Equinócio J2000
Constelação Auriga
Ascensão reta 05h 41m 20,33573s[3]
Declinação +53° 28′ 51,8106″[3]
Magnitude aparente (V) 6,25[4]
Características
Estágio evolutivo Main sequence
Tipo espectral K1 V[5]
Índice de cores U−B 0,50[4]
Índice de cores B−V 0,84[4]
Tipo da variável BY Dra[6]
Astrometria
Velocidade radial (Rv)0,9[7] km/s
Movimento próprio (μ) AR : +2,784[3] mas/ano
Dec.: −523,602[3] mas/ano
Paralaxe (π)81.4300 ± 0.0487 mas[3]
Distância40,05 ± 0,02 al
(12,280 ± 0,007 pc)
Magnitude absoluta (MV)5,75[8]
Detalhes
Massa0,871[7] M☉
Raio0,82+0,02
−0,03[3] R☉
Luminosidade0,478±0,001[3] L☉
Gravidade superficial (log g)4,55[7] cgs
Temperatura5303+100
−63[3] K
Metalicidade [Fe/H]+0,16[9] dex
Rotação11 dias[9]
Velocidade rotacional (v sin i)2,80[6] km/s
Idade3,76[7] bilhão(ões) de anos
Outras designações
V538 Aur, BD+53°934, GJ 211, HD 37394, HIP 26779, HR 1925, WDS J05413+5329A [10]
Referências de banco de dados
SIMBADdata

V538 Aurigae é uma estrela única[11] na constelação boreal de Auriga. Com uma magnitude visual aparente de 6,23, esta estrela exige boas condições de céu escuro para ser vista a olho nu. Ela está localizada a uma distância de 40 anos luz (12,3 parsecs) do Sol com base na paralaxe estelar. A estrela está se afastando com uma velocidade radial de 0,9 km/s.[7] É um membro da Associação Local,[5] e é muito provavelmente uma estrela do disco fino galático.[7]

Eric Gaidos et al. descobriram que V538 Aurigae é uma estrela variável com base em observações de telescópios robóticos[12] no Observatório Fairborn entre 1993 a 1999, e anunciaram sua descoberta em 2000.[2] A estrela recebeu sua designação de estrela variável em 2006.[13] Esta é uma variável BY Draconis,[6] o que significa que ela passa por mudanças na luminosidade porque regiões de atividade magnética estelar acentuada na superfície entram e saem da linha de visão da Terra à medida que a estrela gira (uma vez a cada 11 dias).[9] Ela tem uma classe espectral de K1 V, indicando que é uma estrela da sequência principal do tipo K.[5] A estrela tem 87%[7] da massa do Sol e 82%[3] do raio do Sol. Sua idade estimada é de 3,76 bilhões de anos.[7] A estrela irradia 48% da luminosidade do Sol de sua fotosfera a uma temperatura efetiva de 5.303 K.[3]

Ela tem uma companheira com movimento próprio comum designada Vys 465 (HD 233153),[14] que é uma anã vermelha com uma classe de M0.5V e uma magnitude visual de 9,87. A separação projetada entre elas é de 1204 AU.[15]

Referências

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  1. ↑ «MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes». Space Telescope Science Institute. Consultado em 8 de dezembro de 2021 
  2. ↑ a b Gaidos, E. J.; Henry, G. W.; Henry, S. M. (agosto de 2000). «Spectroscopy and Photometry of Nearby Young Solar Analogs». The Astronomical Journal. 120 (2): 1006–1013. Bibcode:2000AJ....120.1006G. doi:10.1086/301488Acessível livremente 
  3. ↑ a b c d e f g h i j Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616 (263916708025623680): A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833051  Catálogo Vizier
  4. ↑ a b c Mermilliod, J.-C. (1986). «Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished)». Catalogue of Eggen's UBV Data. SIMBAD. Bibcode:1986EgUBV........0M 
  5. ↑ a b c Montes, D.; et al. (novembro de 2001). «Late-type members of young stellar kinematic groups - I. Single stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 328 (1): 45–63. Bibcode:2001MNRAS.328...45M. arXiv:astro-ph/0106537Acessível livremente. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04781.xAcessível livremente 
  6. ↑ a b c Mishenina, T. V.; et al. (novembro de 2012). «Activity and the Li abundances in the FGK dwarfs». Astronomy & Astrophysics. 547. 8 páginas. Bibcode:2012A&A...547A.106M. arXiv:1210.6843Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201118412. A106 
  7. ↑ a b c d e f g h Ramírez, I.; et al. (fevereiro de 2013). «Oxygen abundances in nearby FGK stars and the galactic chemical evolution of the local disk and halo». The Astrophysical Journal. 764 (1): 78. Bibcode:2013ApJ...764...78R. arXiv:1301.1582Acessível livremente. doi:10.1088/0004-637X/764/1/78 
  8. ↑ Holmberg, J.; et al. (julho de 2009). «The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics». Astronomy and Astrophysics. 501 (3): 941–947. Bibcode:2009A&A...501..941H. arXiv:0811.3982Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/200811191 
  9. ↑ a b c Maldonado, J.; et al. (outubro de 2010). «A spectroscopy study of nearby late-type stars, possible members of stellar kinematic groups». Astronomy and Astrophysics. 521: A12. Bibcode:2010A&A...521A..12M. arXiv:1007.1132Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201014948 
  10. ↑ «HD 37394». SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 8 de novembro de 2020 
  11. ↑ Halbwachs, J. -L; et al. (2018). «Multiplicity among solar-type stars. IV. The CORAVEL radial velocities and the spectroscopic orbits of nearby K dwarfs». Astronomy and Astrophysics. 619: A81. Bibcode:2018A&A...619A..81H. arXiv:1808.04605Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833377 
  12. ↑ Henry, Gregory W. (julho de 1999). «Techniques for Automated High-Precision Photometry of Sun-like Stars». The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (761): 845–860. Bibcode:1999PASP..111..845H. doi:10.1086/316388. Consultado em 2 de dezembro de 2024 
  13. ↑ Kazarovet, E. V.; Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (agosto de 2006). «The 78th Name-List of Variable Stars» (PDF). Information Bulletin on Variable Stars. 5721: 1. Bibcode:2006IBVS.5721....1K. Consultado em 2 de dezembro de 2024 
  14. ↑ Soderblom, David R.; Clements, Sandra D. (abril de 1987). «Chromospheric and Transition-Region Emission from Young Solar-Type Stars in Clusters, Kinematic Groups, and the Field». The Astronomical Journal. 93: 920–937. Bibcode:1987AJ.....93..920S. doi:10.1086/114378 
  15. ↑ Halbwachs, J. -L.; et al. (fevereiro de 2017). «Double stars with wide separations in the AGK3 - II. The wide binaries and the multiple systems*». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 464 (4): 4966–4976. Bibcode:2017MNRAS.464.4966H. arXiv:1610.04423Acessível livremente. doi:10.1093/mnras/stw2683Acessível livremente 

Ligações externas

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