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stella nella costellazione dell'Ofiuco Da Wikipedia, l'enciclopedia libera
Beta Ophiuchi (β Oph / β Ophiuchi) è una stella della costellazione di Ofiuco di magnitudine apparente +2,75, distante 82 anni luce dal sistema solare[4]. Porta anche i nomi tradizionali Cebalrai (dall'Arabo كلب الراعي kalb al-rā‘ī, "cane pastore"),[5] Cheleb, o Kelb Alrai, o a volte semplicemente Alrai.
| Beta Ophiuchi | |
|---|---|
 | |
| Classificazione | Gigante arancione |
| Classe spettrale | K2III |
| Distanza dal Sole | 82 anni luce |
| Costellazione | Ofiuco |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 17h 43m 28,353s |
| Declinazione | +04° 34′ 02,30″ |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 12,5[1] R⊙ |
| Massa | |
| Temperatura superficiale | |
| Luminosità | |
| Metallicità | 110 % rispetto al Sole[3] |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | +2,75 |
| Magnitudine ass. | 0,75[3] |
| Parallasse | 39,85 mas |
| Moto proprio | AR: -41,45 mas/anno Dec: 159,34 mas/anno |
| Velocità radiale | -12,28 km/s |
| Nomenclature alternative | |
Beta Ophiuchi è una gigante arancione di tipo spettrale K, e come alcune altre giganti di tipo K, la luminosità di β Ophiuchi è leggermente variabile (di 0,02 magnitudini).[6],[7]
La massa della stella è stimata essere da 1,4 a 2 volte quella del Sole, mentre il suo raggio è oltre 12 volte superiore[1]. La metallicità è comparabile a quella solare, mentre sono stati riscontrati 3 periodi per la sua variabilità, rispettivamente di 0,26, 13,1 e 142 giorni. Il periodo più lungo si deve a delle macchie sulla sua superficie che appaiono oppure no all'osservazione, e che sembrano concordare con la velocità di rotazione su se stessa, di circa 2 km/s. Il periodo di 13 giorni è dovuto invece a delle piccole pulsazioni, la cui origine non è completamente conosciuta[1].
Variazioni della velocità radiale della stella in un periodo di 142 giorni suggeriscono la possibile presenza di un compagno planetario attorno a Beta Ophiuchi. Finora non è stato confermato alcun oggetto planetario; le periodiche pulsazioni radiali causate dalla variabilità della stella potrebbero spiegare le variazioni osservate.[7]
| Pianeta | Massa | Raggio | Periodo orb. | Sem. maggiore | Eccentricità |
|---|---|---|---|---|---|
| b (non confermato) | ≥ 1 MJ | — | 142,3 giorni | ≥ 0,6 UA | — |
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