Beta Comae Berenices (β Comae Berenices, β Com) este o stea pitică din secvența principală din constelația nordică Coma Berenices. Este situată la o distanță de aproximativ 29,95 de ani-lumină (9,18 parseci) de Pământ. Litera greacă beta (β) indică de obicei faptul că steaua are a doua cea mai mare magnitudine vizuală din constelație. Cu toate acestea, cu o magnitudine vizuală aparentă de 4,3,[1] această stea este de fapt puțin mai strălucitoare decât α Comae Berenices. Ea poate fi observată cu ochiul liber, dar poate fi prea slabă pentru a fi văzută dintr-o zonă urbană aglomerată.
Steaua este asemănătoare cu Soarele, fiind doar puțin mai mare și mai strălucitoare în magnitudine absolută. Are o clasificare stelară de G0 V,[9] în comparație cu G2 V pentru Soare. Temperatura efectivă a învelișului exterior este de 5.936 K,[7] ceea ce îi conferă nuanța galbenă a unei stele de tip G. [10] În ceea ce privește vârsta, este mai tânără decât Soarele, având o vechime de aproximativ 3 miliarde de ani.[8]
Observațiile privind variațiile pe termen scurt ale activității cromatice sugerează că steaua suferă o rotație diferențială,[11] cu o perioadă de rotație de aproximativ 11–13 zile.[12] Suprafața sa are un ciclu de activitate măsurat de 16,6 ani, comparativ cu 11 ani pe Soare. De asemenea, poate avea un ciclu de activitate secundară de 9,6 ani.[13] La un moment dat s-a crezut că această stea ar putea avea un însoțitor spectroscopic. Cu toate acestea, acest lucru a fost exclus prin intermediul unor măsurători mai precise ale vitezei radiale. Nicio planetă nu a fost încă detectată în jurul său și nu există nicio dovadă a unui disc circumstelar.
Zona locuibilă pentru această stea, definită ca locurile în care apa lichidă ar putea fi prezentă pe o planetă asemănătoare Pământului, este de 0,918–1,96 ua, unde 1 ua este distanța medie de la Pământ la Soare.[14]
Note
^ abJohnson, H. L.; et al. (), „UBVRIJKL photometry of the bright stars”, Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, 4 (99): 99, Bibcode:1966CoLPL...4...99J
^ abMamajek, Eric E.; Hillenbrand, Lynne A. (noiembrie 2008). „Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics”. The Astrophysical Journal. 687 (2): 1264–1293. arXiv:0807.1686. Bibcode:2008ApJ...687.1264M. doi:10.1086/591785.
^Gray, R. O.; Napier, M. G.; Winkler, L. I. (aprilie 2001), „The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars”, The Astronomical Journal, 121 (4): 2148–2158, Bibcode:2001AJ....121.2148G, doi:10.1086/319956
^Donahue, Robert A.; Baliunas, Sallie L. (iulie 1992), „Evidence of differential surface rotation in the solar-type star HD 114710”, Astrophysical Journal Letters, 393 (2): L63–L66, Bibcode:1992ApJ...393L..63D, doi:10.1086/186452
^Gray, David F.; Baliunas, Sallie L. (ianuarie 1997), „The Rotation of the G0 Dwarf beta Comae”, Astrophysical Journal, 475 (1): 303–312, Bibcode:1997ApJ...475..303G, doi:10.1086/303522
^Baliunas, S. L.; et al. (ianuarie 1995), „Chromospheric variations in main-sequence stars”, Astrophysical Journal, Part 1, 438 (1): 269–287, Bibcode:1995ApJ...438..269B, doi:10.1086/175072 See appendix A.
