17_Arietis

Eta Arietis

Constelación | Aries
Ascensión recta α  | 02h 12min 48,09s
Declinación δ  | +21º 12’ 39,6’’
Distancia | 98 ± 3 años luz
Magnitud visual | +5,24
Magnitud absoluta | +2,84
Luminosidad | 6,0 soles
Temperatura | 6353 K
Masa | 1,30 soles
Radio | 1,94 soles
Tipo espectral | F5V
Velocidad radial | +6,0 km/s

Eta Arietis (η Ari / 17 Arietis / HD 13555) es una estrella de magnitud aparente +5,24[1]​ situada en la constelación de Aries. Se encuentra a 98 años luz del sistema solar.

Eta Arietis es una estrella de la secuencia principal de tipo espectral F5V[1]​ con una temperatura efectiva de 6353 K.[2]​ Es 6 veces más luminosa que nuestro Sol[3]​ y tiene un diámetro casi el doble del diámetro solar.[4]​ Su velocidad de rotación proyectada, 9 km/s, es unas 4 veces más rápida que la del Sol.[5]​ Posee una masa un 30% mayor que la masa solar y su edad se estima en unos 3000 millones de años.[6]​

Eta Arietis muestra una metalicidad, expresada en términos de abundancia relativa de hierro, netamente inferior a la del Sol; un estudio presenta un índice de metalicidad [Fe/H] = -0,24[6]​ y otro reduce este valor a [Fe/H] = -0,32, lo que supone un contenido relativo de hierro la mitad que el solar.[7]​ Este empobrecimiento se pone también de manifiesto para elementos como sodio, calcio y níquel, siendo menos acusado en el caso de magnesio y aluminio. Por su parte, la abundancia relativa de titanio es similar a la del Sol.[7]​

## Referencias[editar]

1. ↑ a b eta Ari -- High proper-motion Star (SIMBAD)
2. ↑ Holmberg, J.; Nordström, B.; Andersen, J. (2009). «The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics». Astronomy and Astrophysics 501 (3). pp. 941-947 (Tabla consultada en CDS).
3. ↑ 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 Series 176 (1). pp. 276-292.
4. ↑ Masana, E.; Jordi, C.; Ribas, I. (2006). «Effective temperature scale and bolometric corrections from 2MASS photometry». Astronomy and Astrophysics 450 (2). pp. 735-746 (Tabla consultada en CDS).
5. ↑ Lagrange, A.-M.; Desort, M.; Galland, F.; Udry, S.; Mayor, M. (2009). «Extrasolar planets and brown dwarfs around A-F type stars. VI. High precision RV survey of early type dwarfs with HARPS». Astronomy and Astrophysics 495 (1). pp. 335-352.
6. ↑ a b Takeda, Yoichi (2007). «Fundamental Parameters and Elemental Abundances of 160 F-G-K Stars Based on OAO Spectrum Database». Publications of the Astronomical Society of Japan 59 (2). pp. 335-356 (Tabla consultada en CDS).
7. ↑ a b 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).

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