70 Ophiuchi

De Wikipedia, la enciclopedia libre
Saltar a: navegación, búsqueda
70 Ophiuchi A/B
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

70 Ophiuchi (70 Oph / GJ 702)[1] es un sistema estelar en la constelación de Ofiuco situado visualmente al este de γ Ophiuchi. Distante sólo 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]

Características[editar]

70 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 sólo 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[editar]

Referencias[editar]