Gamma Lupi
| Constelación | Lupus |
| Ascensión recta α | 15h 35min 08,45s |
| Declinación δ | -41° 10’ 00,3’’ |
| Distancia | 420 ± 30 años luz |
| Magnitud visual | +3,0 / +4,5 |
| Magnitud absoluta | -3,40 (conjunta) |
| Luminosidad | 6700 / 960 soles |
| Temperatura | 22.400 / 17.000 K |
| Masa | 9 / 5,5 soles |
| Radio | 5,5 / 3,0 soles |
| Tipo espectral | B2IV / B4V |
| Velocidad radial | +2,3 km/s |
Gamma Lupi (γ Lup / HD 138690 / HR 5776)[1] es una estrella de magnitud aparente +2,77, la tercera más brillante de la constelación de Lupus, el lobo, sólo superada por α Lupi y β Lupi. Aunque sin denominación propia habitual, ocasionalmente es conocida como Thusia, nombre proveniente del griego Thusia Therou (θυσια θηριον), «el sacrificio animal».
Distancia
[editar]Gamma Lupi se encuentra a 420 años luz del sistema solar. Es miembro de la asociación estelar «Centaurus Superior-Lupus» o UCL, que a su vez forma parte de la gran asociación Scorpius-Centaurus. μ Centauri, α Lupi y δ Lupi son otros conocidos miembros de esta asociación.[2]
Características
[editar]Gamma Lupi es una estrella binaria cuya componente principal está catalogada como una subgigante azul de tipo espectral B2IV. Estrella caliente de 22.400 K de temperatura, brilla con una luminosidad 6.700 veces mayor que la del Sol. Tiene un radio 5,5 veces más grande que el radio solar y —como otras estrellas análogas— rota muy deprisa. Su velocidad de rotación proyectada es de 270 km/s, lo que conlleva un período de rotación igual o inferior a un día. Con una masa de 9 masas solares, su edad se estima en 17 millones de años, por lo que se piensa que no es una verdadera subgigante sino una estrella que, habiendo transcurrido 2/3 partes de su estancia dentro de la secuencia principal, aún fusiona hidrógeno en su núcleo.[3]
Su compañera, menos conocida, parece ser una estrella de tipo B4V con una temperatura efectiva de 17.000 K. Tan luminosa como 960 soles, su radio es 3 veces más grande que el del Sol y tiene una masa estimada de 5,5 masas solares. Completa una vuelta alrededor del centro de masas común cada 190 años y la separación entre ambas estrellas varía entre 41 UA y 128 UA debido a la excentricidad de la órbita. El plano orbital está inclinado solamente 5º respecto al observador terrestre, siendo esta inclinación suficiente para que el sistema no llegue a constituir una binaria eclipsante.[3]
Referencias
[editar]
Datos: Q136764