HR 5256
| Constelación | Osa Mayor |
| Ascensión rectaα | 13h 57min 32,06s |
| Declinaciónδ | +61° 29’ 34,3’’ |
| Distancia | 33,0 ± 0,2años luz |
| Magnitud visual | +6,49 |
| Magnitud absoluta | +6,47 |
| Luminosidad | 0,27 soles |
| Temperatura | 4843K |
| Masa | 0,89 soles |
| Radio | 0,80 soles |
| Tipo espectral | K3V |
| Velocidad radial | -25,3km/s |
HR 5256(HD122064 /HIP68184 /G239-8)[1] es unaestrellaen laconstelaciónde laOsa Mayordemagnitud aparente+6,49. Se encuentra a 33,0años luzdelsistema solar,siendoGliese 487,a poco más de 5 años luz de distancia, la estrella conocida más cercana a HR 5256.[2]
HR 5256 es unaenana naranjadetipo espectralK3V.[1] Con unatemperatura efectivade 4843K,[3] es una estrella de lasecuencia principalmás pequeña y tenue que elSol,semejante aε Eridaniy aGliese 892.Brilla con unaluminosidadequivalente al 27% de laluminosidad solary su masa es un 89% de la del Sol.[4] Suvelocidad de rotaciónes 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 laTierra. 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 dehierroun 40% superior a la del Sol. Este enriquecimiento es también patente en elementos comosilicio,magnesiootitanio.[5]
Véase también
[editar]Referencias
[editar]- ↑abG 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 Astrophysics480(1).pp. 91-101 (Tabla consultada en CDS).
- ↑abValenti, 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 JournalSupplement Series159(1).pp. 141-166.
- ↑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).
