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15 Pegasi

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15 Pegasi
ConstelaciónPegaso
Ascensión recta α21h 52min 29,92s
Declinación δ+28º 47’ 36,7’’
Distancia90años luz
Magnitud visual+5,33
Magnitud absoluta+3,31
Luminosidad4,2 soles
Temperatura6316 ± 64K
Masa1,10 soles
Radio1,7 soles
Tipo espectralF6IV-V
Velocidad radial+19,0km/s
Otros nombresHD 207978 /HR 8354
HIP 107975 /SAO 90065

15 Pegasi (15 Peg)[1]​[2]​ es unaestrella en laconstelación dePegaso.Tienemagnitud aparente +5,53 y se encuentra a 90años luz de distancia delsistema solar.

15 Pegasi es una estrella blanco-amarilla, posiblementesubgigante, detipo espectral F6IV-V.No muy distinta aSyrma (ι Virginis), tiene unatemperatura efectiva de 6316 ± 64K.[3]​Brilla con una luminosidad 4,2 veces superior a laluminosidad solar.[4]​Sudiámetro angular, de 0,565segundos de arco,[5]​ permite estimar su radio, siendo éste un 70% más grande que el delSol.Gira sobre sí misma con unavelocidad de rotación proyectada de 7km/s.[6]​Muestra un contenido metálico notablemente inferior al solar ([Fe/H] = -0,63).Además delhierro —cuya abundancia relativa es una cuarta parte de la existente en el Sol—,níquel ytitanio son igualmente escasos.[7]​ Otros elementos procedentes decaptura neutrónica comoitrio ybario muestran igual tendencia.[8]​

15 Pegasi tiene una masa un 10% mayor que lamasa solar y su edad se estima entre 3300 y 4840 millones de años.[6]​[9]​Pese a su bajo contenido metálico, su cinemática indica que, como el Sol, es una estrella del disco fino.[9]​

Referencias

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  1. ↑15 Pegasi -- Star (SIMBAD)
  2. ↑15 Pegasi (The Bright Star Catalogue)
  3. ↑Wu, Yue; Singh, H. P.; Prugniel, P.; Gupta, R.; Koleva, M. (2011).«Coudé-feed stellar spectral library - atmospheric parameters».Astronomy and Astrophysics525.A71. 
  4. ↑Smiljanic, R.; Pasquini, L.; Bonifacio, P.; Galli, D.; Gratton, R. G.; Randich, S.; Wolff, B. (2009).«Beryllium abundances and star formation in the halo and in the thick disk».Astronomy and Astrophysics499 (1).pp. 103-119. 
  5. ↑van Belle, G. T.; van Belle, G.; Creech-Eakman, M. J.; Coyne, J.; Boden, A. F.; Akeson, R. L.; Ciardi, D. R.; Rykoski, K. M.; Thompson, R. R.; Lane, B. F.; PTI Collaboration (2008).«The Palomar Testbed Interferometer Calibrator Catalog».The Astrophysical Journal Supplement Series176 (1).pp. 276-292. 
  6. ↑abHolmberg, J.; Nordström, B.; Andersen, J. (2009).«The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics».Astronomy and Astrophysics501 (3).pp. 941-947. 
  7. ↑Soubiran, C.; Girard, P. (2005).«Abundance trends in kinematical groups of the Milky Way's disk».Astronomy and Astrophysics438 (1).pp. 139-151 (Tabla consultada en CDS). 
  8. ↑Mashonkina, L. I.; Vinogradova, A. B.; Ptitsyn, D. A.; Khokhlova, V. S.; Chernetsova, T. A. (2007).«Neutron-capture elements in halo, thick-disk, and thin-disk stars. Strontium, yttrium, zirconium, cerium».Astronomy Reports51 (11).pp. 903-919 (Tabla consultada en CDS). 
  9. ↑abRamírez, I.; Allende Prieto, C.; Lambert, D. L. (2007).«Oxygen abundances in nearby stars. Clues to the formation and evolution of the Galactic disk».Astronomy and Astrophysics456 (1).pp. 271-289 (Tabla consultada en CDS). 
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