HD 172051
| HD 172051 | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | Stella G V |
| Classe spettrale | G6V[1] |
| Distanza dal Sole | 42,3±0,5al[1] |
| Costellazione | Sagittario |
| Coordinate | |
| (all'epocaJ2000) | |
| Ascensione retta | 18h38m53,40s[1] |
| Declinazione | −21° 03′ 06,74″[1] |
| Lat. galattica | 12,7251[1] |
| Long. galattica | −6,7965[1] |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 0,90[1]R⊙ |
| Massa | |
| Velocitàdi rotazione | 145km/s[1] |
| Temperatura superficiale | |
| Luminosità | |
| Metallicità | −0,22 |
| Età stimata | 8,8×109anni[1] |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 5,85[1] |
| Magnitudine ass. | −5,28[1] |
| Parallasse | 76,43 ± 0,47mas[1] |
| Moto proprio | −74,85mas/anno−152,00mas/anno[1] |
| Velocità radiale | 35,6±2km/s[1] |
| Nomenclature alternative | |
HD 172051(HR 6998) è unastelladimagnitudine apparente5,85 nellacostellazione del Sagittario,situato ad ovest diξ Sagittarii,a nord diφ SagittariieNunki(σ Sagittarii) e nord-est di Kaus Borealis (λ Sagittarii)[2].si trova a 42,3 anni luce dal nostrosistema solare.
HD 172051 è unanana giallacaratteristiche simili a quelle del nostroSole.Ditipo spettraleG6V[1],ha unatemperatura superficialedi5600K[3],di circa180Kpiù fredda del Sole, e splende con unaluminositàpari al 68% di quella solare[4].Il suoraggioè del 10% superiore a quello solare e la suamassaè pari a0,87M⊙.Si ritiene dunque che la stella abbia un'etàstimata di 8 800 milioni di anni[5],quindi molto più antica del Sole. È stato rilevato un eccesso di radiazione nellabanda infrarossadei24μmo70 µm[6],che, in generale, è indice della presenza di undisco di polveriintorno ad esso.
HD 172051 ha unametallicitàinferiore a quello del Sole, pari al 60% di esso.([M / H] = −0,22)[3].Questo impoverimento si osserva in tutti gli elementi esaminati, come ilferro,sodio,silicio,titanioenichel[4],molto più evidente nel caso della manganese([Mn / H] = −0,31)[7].Si nota anche un rapportoossigeno/idrogenoinferiore a quello solare.[8].
Alla fine del 2003 gli astronomi che lavorano nel Progetto Darwin dellaAgenzia Spaziale Europeahanno annunciato di aver scelto HD 172051 come obiettivo primario in un gruppo di stelle vicine simili sole e quindi in grado di ospitare qualsiasi tipo di vita terrestre, utilizzando tecniche diinterferometria.Se esiste unpianeta terrestrenellazona abitabile,l'analisi della luminosità dallo stesso pianeta permetterà di individuare l'eventuale presenza diacqua,ossigenoebiossido di carbonionella suaatmosfera[2].
Occultazioni
[modifica|modifica wikitesto]Per la sua posizione prossima all'eclittica,è talvolta soggetta adoccultazionida parte dellaLunae, più raramente, deipianeti,generalmente quelliinterni.
Infatti l'ultima occultazione da parte di un pianeta (Venere) avvenne il 22 dicembre 1818, mentre l'ultima occultazione lunare fu osservata il 16 marzo 2012.[9][10].
Note
[modifica|modifica wikitesto]- ^abcdefghijklmnopqrsHR 6998 -- Star,susimbad.u-strasbg.fr.URL consultato il 28-02-2012.
- ^abHD 172051 (Solstation),susolstation.URL consultato il 31 agosto 2012(archiviatoil 9 giugno 2012).
- ^abGray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Bubar, E. J.; McGahee, C. E.; O'Donoghue, A. A.; Knox, E. R.,Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample,inThe Astrophysical Journal,vol. 132, n. 1, 2006, pagine 161-170 (Tabla consultada en CDS).
- ^abValenti, Jeff A.; Fischer, Debra A.,Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs,inThe Astrophysical JournalSupplement Series,vol. 159, n. 1, 2005, pp. 141-166.URL consultato il 31 agosto 2012(archiviato dall'url originaleil 18 febbraio 2021).
- ^Takeda, Genya; Ford, Eric B.; Sills, Alison; Rasio, Frederic A.; Fischer, Debra A.; Valenti, Jeff A.,Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. II. Physical Properties of ~1000 Cool Stars from the SPOCS Catalog,inThe Astrophysical JournalSupplement Series,vol. 168, n. 2, 2007, pp. 297-318.
- ^Kóspál, Ágnes; Ardila, David R.; Moór, Attila; Ábrahám, Péter,On the Relationship Between Debris Disks and Planets,inThe Astrophysical JournalLetters,vol. 700, n. 2, 2009, pagine L73-L77.
- ^Feltzing, S.; Fohlman, M.; Bensby, T.,Manganese trends in a sample of thin and thick disk stars. The origin of Mn,inAstronomy and Astrophysics,vol. 467, n. 2, 2007, pagine 665-677.
- ^Bensby, T.; Feltzing, S.; Lundström, I.,α-, r-, and s-process element trends in the Galactic thin and thick disks,inThe Astrophysical JournalSupplement Series,vol. 168, n. 2, 2007, pagine 297-318.
- ^Luna occulta SAO 187086 (2012-03-16 02:49 CET),suoato.inaf.it.URL consultato il 17 agosto 2020(archiviato dall'url originaleil 13 aprile 2013).
- ^Occultazione: SAO 187086,suskylive.it.URL consultato il 28-02-2012(archiviato dall'url originaleil 20 marzo 2012).
