U Ophiuchi
U Ophiuchi (U Oph) es un sistema estelar variable de magnitud aparente media +5,72[1] situado en la constelación de Ofiuco. Se encuentra a 756 ± 20 años luz del sistema solar.[2]
| U Ophiuchi Aa/Ab | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época J2000.0) | ||
| Constelación | Ofiuco | |
| Ascensión recta (α) | 17h 16min 31,72s | |
| Declinación (δ) | +01º 12’ 38,0’’ | |
| Mag. aparente (V) | +5,72 (conjunta) | |
| Características físicas | ||
| Clasificación estelar | B5V / B6V | |
| Masa solar | 5,27 / 4,74 M☉ | |
| Radio | (3,5 / 3,1 R☉) | |
| Magnitud absoluta | -1,07 / -0,71 | |
| Gravedad superficial | 4,07 / 4,13 (log g) | |
| Luminosidad | 794 / 513 L☉ | |
| Temperatura superficial | 16.440 / 15.587 K | |
| Variabilidad | Binaria eclipsante | |
| Periodo de oscilación | 1,6773 días | |
| Edad | 40 - 50 × 106 años | |
| Astrometría | ||
| Velocidad radial | -10,5 km/s | |
| Distancia | 756 ± 20 años luz | |
| Paralaje | 4,99 ± 0,41 mas | |
| Sistema | ||
| N.º de componentes | 4? | |
| Referencias | ||
| SIMBAD | enlace | |
| NStED | enlace | |
| Otras designaciones | ||
| HD 156247 / HR 6414 / HIP 84500 / SAO 122226 / BD+01 3408 / GSC 00400-01862 | ||
Binaria eclipsante editar
La componente más brillante de este sistema es una binaria espectroscópica formada por dos estrellas blanco-azuladas de tipo espectral B5V y B6V respectivamente. La primera de ellas tiene una temperatura efectiva de 16.440 K y es 794 veces más luminosa que el Sol. Tiene una masa de 5,27 masas solares y un radio 3,5 veces más grande que el del Sol. Gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 125 km/s. La estrella B6V es algo menos caliente, siendo su temperatura superficial de 15.590 K. Brilla con una luminosidad 513 veces mayor que la luminosidad solar —equivalente al 72% de la de su compañera— y es 4,74 veces más masiva que el Sol. Su radio es 3,1 veces más grande que el radio solar y su velocidad de rotación es igual o superior a 115 km/s.[2][3]
El par constituye una binaria eclipsante cuyo período orbital es de 1,6773 días. Es, por tanto, una estrella variable; en el eclipse primario su brillo disminuye 0,72 magnitudes mientras que en el secundario el descenso de brillo es de 0,62 magnitudes.[4]
Componentes adicionales editar
La binaria eclipsante está acompañada por una componente adicional cuya naturaleza no es bien conocida. Se piensa que dicha componente puede ser, a su vez, una binaria no eclipsante compuesta por dos estrellas idénticas. Cada una ellas tendría una temperatura de 7000 K, una masa un 48% mayor que la masa solar y un radio un 45% más grande que el del Sol. La distancia entre las dos binarias es de 6,23 UA,[3] siendo el período orbital de 21,2 años aproximadamente. Las órbitas no son coplanares.[3]
Una compañera visual de magnitud 12,1, separada 20,7 segundos de arco, puede completar del sistema.[5] Es una enana amarilla de tipo G0V cuya masa puede ser un 16% inferior a la solar. Si formara parte del sistema, su distancia respecto a las dos binarias sería de unas 4500 UA con un período orbital de 72.000 años.[6]
La edad aproximada del sistema U Ophiuchi es de 40 - 50 millones de años.[2][3]
Referencias editar
- ↑ V* U Oph -- Eclipsing binary of Algol type (SIMBAD)
- ↑ a b c Torres, G.; Andersen, J.; Giménez, A. (2010). «Accurate masses and radii of normal stars: modern results and applications». The Astronomy and Astrophysics Review 18 (1-2). pp. 67-126.
- ↑ a b c d Vaz, L. P. R.; Andersen, J.; Claret, A. (2007). «Absolute dimensions of eclipsing binaries. XXV. U Ophiuchi and the evolution and composition of 5 Msun stars». Astronomy and Astrophysics 469 (1). pp. 285-296.
- ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, E. A.; Torra, J. (2006). «A catalogue of eclipsing variables». Astronomy and Astrophysics 446 (2). pp. 785-789.
- ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (2). pp. 869-879.
- ↑ Tokovinin, A. (2008). «Comparative statistics and origin of triple and quadruple stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (2). pp. 925-938.
Datos: Q6155141
