# V439 d'Andròmeda

V439 d'Andròmeda (V439 Andromedae) és un estel de magnitud aparent +6,13 enquadrat a la constel·lació d'Andròmeda. S'hi troba, d'acord a la nova reducció de les dades de paral·laxi d'Hipparcos, a 44,6 anys llum de distància del sistema solar.

## Pertinença a associacions estel·lars

V439 d'Andròmeda forma part de l'Associació estel·lar d'Hèrcules-Lira —definida per primera vegada el 2004—, a la qual també pertanyen υ Aquarii, HN del Pegàs i EX de la Balena, entre d'altres. Així mateix, també ha estat inclosa en la jove Associació d'Eta del Camaleó, descoberta per Mamajek et al. el 1999.

## Característiques físiques

V439 d'Andròmeda és una nana taronja de tipus espectral K0V, un estel que, com el Sol, fusiona el seu hidrogen nuclear, però és més freda i tènue que aquest. Així, té una temperatura efectiva de 5.400 K i la seva lluminositat bolomètrica —en totes les longituds d'ona— equival al 62% de la lluminositat solar. De menor grandària que el Sol, el seu radi correspon al 88% del radi solar. Gira sobre si mateixa amb una velocitat de rotació projectada de 6,5 km/s, sent el seu període de rotació igual o inferior a 5,7 dies.
Presenta un excés en la radiació infraroja emesa tant a 24 μm com a 70 μm. Amb una massa amb prou feines un 2% menor que la del Sol, no existeix consens quant a la seva edat. Encara que indubtablement és més jove que el nostre Sol, diversos estudis li atorguen una edat de 200 milions d'anys, un altre 20 milions d'anys i un treball més recent —basant-se en la seva pertinença a l'Associació estel·lar d'Eta Chamaeleontis— redueix aquesta xifra a només 8 milions d'anys.

## Composició elemental

V439 d'Andròmeda evidencia un contingut metàl·lic una mica per sobre del solar, sent el seu índex de metal·licitat [Fe/H] = +0,16. Els nivells d'altres elements com alumini, calci, titani, vanadi, crom i níquel segueixen la mateixa pauta, mentre que el magnesi mostra una menor abundància relativa, pràcticament igual a la del Sol.

## Variabilitat

V439 d'Andròmeda està catalogada com a variable BY Draconis en el Catàleg General d'Estrelles Variables. En aquestes variables —entre les quals s'expliquen les també nanes taronges 61 del Cigne A o 12 del Serpentari— les variacions de lluminositat estan produïdes per la presència de taques a la superfície estel·lar o un altre tipus d'activitat cromosfèrica. L'amplitud de variació de V439 d'Andròmeda és de 0,04 magnituds.

## Referències

* ↑ David Montes «The Nearest Young Moving Groups» (en anglès). Astrophysical Journal, 2, 6-2006, pàg. 1160–1165. DOI: 10.1086/503183.
* 1 2 3 4 5 6 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* 1 2 «Lithium abundance patterns of late-F stars: an in-depth analysis of the lithium desert» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 12-06-2018, pàg. 55–55. DOI: 10.1051/0004-6361/201732209.
* ↑ «Abundances in the Local Region II: F, G, and K Dwarfs and Subgiants». Astronomical Journal, 1, 21-12-2016. DOI: 10.3847/1538-3881/153/1/21.
* ↑ Michel Mayor «Multiplicity among solar-type stars. IV. The CORAVEL radial velocities and the spectroscopic orbits of nearby K dwarfs» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 11-2018, pàg. 81–81. DOI: 10.1051/0004-6361/201833377.
* ↑ «Lithium abundances in nearby FGK dwarf and subgiant stars: internal destruction, galactic chemical evolution, and exoplanets» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 13-08-2012, pàg. 46. DOI: 10.1088/0004-637X/756/1/46.
* 1 2 3 «V439 And -- Variable of BY Dra type» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 15 gener 2021].
* ↑ López-Santiago, J.; Montes, D.; Crespo-Chacón, I.; Fernández-Figueroa, M. J. «The Nearest Young Moving Groups». The Astrophysical Journal, 643, 2, 2006. pp. 1160-1165.
* 1 2 Nakajima, Tadashi; Morino, Jun-Ichi; Fukagawa, Misato «Potential Members of Stellar Kinematical Groups within 20 pc of the Sun». The Astronomical Journal, 140, 3, 2010. pp. 713-722.
* ↑ Holmberg, J.; Nordström, B.; Andersen, J. «The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics». Astronomy and Astrophysics, 501, 3, 2009. pp. 941-947.
* ↑ 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 «The Palomar Testbed Interferometer Calibrator Catalog». The Astrophysical Journal Supplement Series, 176, 1, 2008. pp. 276-292.
* 1 2 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». The Astrophysical Journal Supplement Series, 168, 2, 2007. pp. 297-318.
* ↑ López-Santiago, J.; Montes, D.; Gálvez-Ortiz, M. C.; Crespo-Chacón, I.; Martínez-Arnáiz, R. M.; Fernández-Figueroa, M. J.; de Castro, E.; Cornide, M. «A high-resolution spectroscopic survey of late-type stars: chromospheric activity, rotation, kinematics, and age». Astronomy and Astrophysics, 514, 2010. A97.
* 1 2 Kóspál, Ágnes; Ardila, David R.; Moór, Attila; Ábrahám, Péter «On the Relationship Between Debris Disks and Planets». The Astrophysical Journal Letters, 700, 2, 2009. pp. L73-L77.
* ↑ Nielsen, Eric L.; Close, Laird M. «A Uniform Analysis of 118 Stars with High-contrast Imaging: Long-period Extrasolar Giant Planets are Rare Around Sun-like Stars». The Astrophysical Journal, 717, 2, 2009. pp. 878-896.
* ↑ Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. «A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 410, 1, 2011. pp. 190-200.
* ↑ Mishenina, T. V.; Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Korotin, S. A.; Belik, S. I.; Usenko, I. A.; Kovtyukh, V. V. «Spectroscopic investigation of stars on the lower main sequence». Astronomy and Astrophysics, 489, 2, 2006. pp. 923-930.
* ↑ «V439 And» (en anglès). VizieR - Catàleg General d'Estrelles Variables. [Consulta: 15 gener 2021].