Diferencia entre revisiones de «68 Herculis»

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La componente principal del [[Sistema estelar|sistema]] es una [[estrella binaria cercana|binaria cercana]] de [[magnitud aparente]] +4,80.
'''68 Herculis Aa''', la primaria de esta binaria, es una estrella blanco-azulada de la [[secuencia principal]] de [[tipo espectral]] B1.5IV5V.
Tiene una temperatura superficial de 19.000 [[kelvin|K]] y es 1300 veces más luminosa que el [[Sol]].
Con una masa de 6,8 [[masas solares]], gira sobre sí misma con una [[velocidad de rotación proyectada]] de 145 km/s.
Por su parte, '''68 Herculis Ab''', la secundaria de la binaria, tiene tipo B5.
Con una [[temperatura efectiva]] de 11.000 K, su luminosidad es 160 veces superior a la [[luminosidad solar]].
Tiene una masa de 2,8 masas solares y su [[velocidad de rotación proyectada]] es de 105 km/s.<ref name=JimKaler />
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El [[período orbital]] de dicha binaria es de sólo 2,05 días y ambas estrellas están separadas entre sí por sólo 0,07 [[Unidad astronómica|UA]] o 14 [[radio solar|radios solares]].
De hecho, se produce [[transferencia de masa]] desde la estrella secundaria hacia la primaria.
La secundaria, aparentemente más evolucionada, debería de ser más masiva, pero la pérdida de masa continuada ha invertido la relación de masas del sistema.
Además, este subsistema constituye una [[binaria eclipsante]] en el cual, durante el [[eclipse]] principal —cuando la componente menos brillante pasa por delante de la más brillante—, el brillo disminuye 0,7 magnitudes.<ref name=JimKaler>[http://stars.astro.illinois.edu/sow/69her.html 68 Herculis (Stars, Jim Kaler)]</ref>
 
El sistema se completa con una tercera estrella de magnitud +10,2 cuya separación visual con la binaria es de 4,4 [[arcsec|segundos de arco]].<ref name=Eggleton>{{cita publicación
| autor = Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A.
| título = A catalogue of multiplicity among bright stellar systems