# 70 Pegasi

70 Pegasi (70 Peg) és un estel de la constel·lació del Pegàs. De magnitud aparent +4,55, és el dinové astre més brillant a la seva constel·lació. S'hi troba a 164 anys llum del sistema solar, sent l'error en aquesta mesura d'un 4,2%.

## Característiques

70 Pegasi és una estrella gegant groga de tipus espectral G8IIIa. Amb una temperatura efectiva de 5.045 ± 29 K, és 42 vegades més lluminosa que el Sol. Models teòrics li atorguen un radi nou vegades més gran que el radi solar, cosa per la qual, dins de les gegants, no és de les de major grandària. Igual que altres estels similars, gira lentament sobre si mateixa amb una velocitat de rotació projectada de 1,5 km/s. La seva massa aproximada és 2,5 vegades major que la del Sol i la seva edat s'estima en 1.040 milions d'anys. A diferència de moltes altres gegants, pot estar fusionant ja l'heli del seu nucli intern.
70 Pegasi és un estel binari, encara que res se sap sobre la seva companya estel·lar.

## Composició química

70 Pegasi posseeix una metal·licitat una mica major que la solar ([Fe/H] = +0,06). Pràcticament tots els elements estudiats són sobreabundants en relació al Sol, destacant el ceri, 2,2 vegades més abundant que en el nostre estel. És rellevant el seu elevat contingut de nitrogen ([N/H] = +0,39), el segon més alt dins un estudi que comprèn 34 gegants.

## Referències

* ↑ «The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars» (en anglès). The Astrophysical Journal Supplement Series, 10-1989, pàg. 245–266. DOI: 10.1086/191373.
* 1 2 3 4 5 6 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
* ↑ Jesus Maldonado «The metallicity signature of evolved stars with planets» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 6-2013, pàg. 84–84. DOI: 10.1051/0004-6361/201321082.
* ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
* 1 2 «Evolved stars and the origin of abundance trends in planet hosts» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 4-2016. DOI: 10.1051/0004-6361/201527883.
* ↑ David W. Latham «Rotational and radial velocities for a sample of 761 Hipparcos giants and the role of binarity» (en anglès). Astronomical Journal, 1, 07-12-2007, pàg. 209–231. DOI: 10.1088/0004-6256/135/1/209.
* ↑ Afirmat a: Gaia Data Release 2. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* ↑ Wolfgang Gieren «The abundances of nearby red clump giants*» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 07-11-2007, pàg. 553–566. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2007.11852.X.
* ↑ «70 Pegasi - Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 2 gener 2021].
* ↑ 70 Pegasi. Extended Hipparcos Compilation (XHIP) (Anderson+, 2012)
* 1 2 Wu, Yue; Singh, H. P.; Prugniel, P.; Gupta, R.; Koleva, M. «Coudé-feed stellar spectral library - atmospheric parameters». Astronomy and Astrophysics, 525, 2011. A71.
* ↑ Massarotti, Alessandro; Latham, David W.; Stefanik, Robert P.; Fogel, Jeffrey «Rotational and Radial Velocities for a Sample of 761 HIPPARCOS Giants and the Role of Binarity». The Astronomical Journal, 135, 1, 2008. pp. 209-231.
* 1 2 De Medeiros, J. R.; do Nascimento, J. D., Jr.; Sankarankutty, S.; Costa, J. M.; Maia, M. R. G. «Rotation and lithium in single giant stars». Astronomy and Astrophysics, 363, 2000. pp. 239-243.
* 1 2 3 Tautvaišienė, G.; Edvardsson, B.; Puzeras, E.; Barisevičius, G.; Ilyin, I. «C, N and O abundances in red clump stars of the Milky Way». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 409, 3, 2010. pp. 1213-1219.
* ↑ Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Mishenina, T. V.; Kovtyukh, V. V. «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants». Astronomy and Astrophysics, 480, 1, 2008. pp. 91-101.
* ↑ Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike «Giants in the Local Region». The Astronomical Journal, 133, 6, 2007. pp. 2464-2486.