 44 del Bover |
|---|
 |
| Tipus | estrella binària,binària eclipsant,estrella doble,font propera a infrarrojos ifont d'emissió de raigs UV |
|---|
| Tipus espectral(estel) | G0Vn[1] |
|---|
| Constel·lació | Bover |
|---|
| Època | J2000.0 |
|---|
| Característiques físiques i astromètriques |
|---|
| Radi | 1,27 R☉ |
|---|
| Magnitud absoluta | 5,41 |
|---|
| Magnitud aparent (V) | 3,42 (banda J)[2]
3,12 (banda H)[2]
3,01 (banda K)[2] |
|---|
| Massa | 0,8 M☉ |
|---|
| Temperatura efectiva | 5.820 K[3] |
|---|
| Paral·laxi | 79,95 mas[4] |
|---|
| Moviment propi (declinació) | 19,86 mas/a[4] |
|---|
| Moviment propi (ascensió recta) | −445,84 mas/a[4] |
|---|
| Velocitat de rotació estel·lar | 3,15 km/s[5] |
|---|
| Velocitat radial | −17,89 km/s[6] |
|---|
| Gravetat superficial equatorial | 13.000 cm/s²[7] |
|---|
| Ascensió recta (α) | 15h 3m 47.2956s[4] |
|---|
| Declinació (δ) | 47° 39' 14.6228''[4] |
|---|
| Metal·licitat | −0,5[3] |
|---|
| Lluminositat | 0,59 lluminositats solars |
|---|
| Format per | |
|---|
| Catàlegs astronòmics |
|---|
|
44 del Bover (44 Bootis) és unsistema estel·lar triple a laconstel·lació del Bover, situat al nord deNekkar (β Bootis) i al sud-est d'Alkaid (η Ursae Majoris).[8] Demagnitud aparent +4,83, s'hi troba a 41,6 anys llum de distància delsistema solar.
Els tresestels que componen el sistema tenen característiques físiques similars alSol.44 del Bover A s'hi troba a una distància mitjana de 48,5ua delsistema binari44 del Bover BC, si bé l'òrbita és considerablementexcèntrica (e = 0,55). Elperíode orbital és de 206 anys i elpla orbital s'hi troba inclinat 84º respecte a l'observador terrestre.[9]
Característiques de les components
[modifica]44 Bootis A és un estel groc de laseqüència principal detipus espectral F5-G1Vn amb una massa i diàmetre igual o lleugerament superiors als delSol. La seva lluminositat és un 14% superior a lalluminositat solar.44 Bootis B és unanana groga de tipus G2V amb una massa igual a lamassa solar, un radi entre el 87 i el 89% delradi solar i unalluminositat equivalent al 54% de la qual té el Sol.[10]
44 del Bover està classificada com unavariable eclipsant del tipusW Ursae Majoris. La component B té una companyaespectroscòpica suficientment propera per ser considerada una binària de contacte; això implica que ambdós estels comparteixen lafotosfera, encara que cadascun d'ells tinga un nucli diferenciat. Amb prou feines separades 0,008 ua —unes tres vegades la distància entre laTerra i laLluna— s'hi mouen en una òrbita circular que completen cada 6,427 hores. Els estels A i B s'eclipsen dues vegades per volta, cada tres hores. Variacions en lacorba de llum de la binària espectroscòpica s'atribueixen a latransferència de massa des d'un estel a l'altra.[9]
La tercera component,44 del Bover C, possiblement també siga un estel de la seqüència principal de tipus espectral G. La seva lluminositat sembla ser significativament menor que la de 44 Bootis B.[9]
Lametal·licitat —abundància relativa d'elements més pesants que l'heli— d'aquest sistema és inferior a la solar ([Fe/H] = -0,19). El seu contingut deliti és un poc superior al del nostre estel (logє[Li] = 1,95).[11] D'altra banda, no existeix consens quant a la seva edat. Considerant la seva activitat a la regió derajos X, 44 Bootis sembla ser un jove sistema de només 130 milions d'anys; no obstant això, si la seva edat s'estima prenent com a referència la seva activitatcromosfèrica, aquesta pot ser de 1.890 milions d'anys.[12]
- ↑ «The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars» (en anglès). Astronomical Journal, 4, 4-2001, pàg. 2148–2158.DOI:10.1086/319956.
- ↑2,02,12,2Afirmat a:VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003). Indicat a la font segons:SIMBAD. Autor: Schuyler D. Van Dyk. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: juny 2003.
- ↑3,03,1 «Understanding the Impacts of Stellar Companions on Planet Formation and Evolution: A Survey of Stellar and Planetary Companions within 25 pc». Astronomical Journal, 3, 3-2021, pàg. 32.DOI:10.3847/1538-3881/ABD639.
- ↑4,04,14,24,34,4Floor van Leeuwen «Validation of the new Hipparcos reduction» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 2007, pàg. 653–664.DOI:10.1051/0004-6361:20078357.
- ↑David Montes «Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 9-2010, pàg. 79–79.DOI:10.1051/0004-6361/200913725.
- ↑David Montes «A spectroscopy study of nearby late-type stars, possible members of stellar kinematic groups» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 10-2010, pàg. A12.DOI:10.1051/0004-6361/201014948.
- ↑Katia Cunha «S⁴N: A spectroscopic survey of stars in the solar neighborhood» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 14-05-2004, pàg. 183-205.DOI:10.1051/0004-6361:20035801.
- ↑«V* i Boo - Eclipsing binary of W UMa type» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 26 desembre 2020].
- ↑9,09,19,244(i) Bootis (Solstation)
- ↑44(i) Bootis (Solstation)
- ↑Gonzalez, G.; Carlson, M. K.; Tobin, R. W. «Parent stars of extrasolar planets - X. Lithium abundances and v sini revisited». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 403, 3, 2010. pp. 1368-1380.
- ↑Vican, Laura «Age Determination for 346 Nearby Stars in the Herschel DEBRIS Survey». The Astronomical Journal, 143, 6, 2012. A35.
.svg)
