70 Ophiuchi
70 Ophiuchi (70 Oph / GJ 702)[1] es un sistema estelar en la constelación de Ofiuco situado visualmente al este de γ Ophiuchi. Distante solo 16,6 años luz del sistema solar, los sistemas más cercanos a él son Wolf 1055 y Wolf 630, a 6,1 y 6,7 años luz respectivamente.[2]
| Constelación | Ofiuco |
| Ascensión recta α | 18h 05min 27,29s |
| Declinación δ | +02º 30’ 00,3’’ |
| Distancia | 16,64 ± 0,07 años luz |
| Magnitud visual | +4,22 / +6,01 |
| Magnitud absoluta | +5,50 (conjunta) |
| Luminosidad | 0,51 / 0,19 soles |
| Temperatura | 5290 / 4250 K |
| Masa | 0,89 / 0,71 soles |
| Radio | 0,85 / 0,70 soles |
| Tipo espectral | K0 V / K4 V |
| Velocidad radial | –7,89 km/s |
| Otros nombres | HD 165341 / HR 6752 HIP 88601 / GJ 702 |
Características
editar70 Ophiuchi es una estrella binaria —su duplicidad observable con un pequeño telescopio— cuyas dos componentes son enanas naranjas. La componente principal, 70 Ophiuchi A (LHS 458),[3] tiene tipo espectral K0 V y una temperatura efectiva de 5290 K. Brilla con el 50 % de la luminosidad solar y su radio equivale al 85 % del que tiene el Sol.[4] Tiene una masa de 0,89 masas solares y su metalicidad, basada en la abundancia relativa de hierro, es solo el 30 % de la encontrada en el Sol.[2] Al igual que el Sol, muestra actividad magnética, observándose regiones activas que entran y salen del campo de visión. Ello ha permitido conocer su período de rotación, 19,7 días.[4]
70 Ophiuchi B (LHS 459)[5] es también una enana naranja, pero más fría y pequeña que su compañera. De tipo espectral K4 V, su temperatura es de 4250 K. Con una masa estimada igual al 71 % de la masa solar, su radio es de 0,70 radios solares mientras que su luminosidad apenas alcanza el 16 % de la que tiene el Sol.[4] El sistema, catalogado como variable BY Draconis, recibe también la denominación de estrella variable V2391 Ophiuchi.
La órbita del sistema es notablemente excéntrica (ε = 0,495), variando la separación entre las componentes entre 11,6 UA y 34,8 UA. Su período orbital es de 88,4 años; el último periastro —distancia mínima entre componentes— tuvo lugar en 1984 y habrá que esperar hasta 2028 para el apoastro.[4] Aunque diversos estudios en el pasado encontraron evidencia de un tercer cuerpo de masa pequeña que perturbaba la órbita de las dos estrellas, estudios subsiguientes han desestimado su existencia.[2]
Véase también
editarReferencias
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Datos: Q597037