Serpiente psi

Psi Serpentis (ψ Ser, ψ Serpentis) es un sistema de tres estrellas ^[5] dentro de la parte Serpens Caput de la constelación ecuatorial Serpens . Basado en un cambio de paralaje anual de 68,22  mas visto desde la Tierra, ^[1] se encuentra aproximadamente a 47,8 años luz del Sol . Este sistema se acercó al Sol hace unos 585.000 años, cuando pasó por el perihelio a una distancia estimada de 23,27 años luz (7,134 pc). ^[12] Psi Serpentis es apenas visible a simple vista con una magnitud visual aparente de 5,84. ^[2]

Este sistema se puede resolver en dos componentes que orbitan entre sí con un período de 528,79 años y una excentricidad de 0,146. ^{[13] El componente principal, A, es una} estrella de secuencia principal de tipo G de tono amarillo con una clasificación estelar de G5 V. Es un análogo solar , pero sus propiedades físicas difieren lo suficiente del Sol como para no ser considerado un gemelo solar . ^[4] La estrella tiene un estimado del 99,3% de la masa del Sol , ^[6] y coincide con el radio del Sol dentro del margen de error . ^[8] Está irradiando el 98% ^[9] de la luminosidad solar desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 5.683 K. ^[6]

Cuando se observó entre 1997 y 2000, el componente primario parecía estar en transición desde un estado de mínimo de Maunder a un estado de actividad magnética cíclica . ^[14] Ha desarrollado un ciclo de actividad de cuatro años. Durante el período 2000-2004, mostró un fuerte ciclo de actividad con poca correlación entre la variación fotométrica y la actividad superficial. Esto fue seguido por un ciclo de actividad más plano de 2004 a 2008 que mostró una variación de brillo inversa con el nivel de actividad. La diferencia en los dos ciclos puede indicar un cambio de variaciones de luminosidad dominadas por fáculas a dominadas por manchas estelares . ^[15]

El componente secundario conocido, B, tiene una magnitud de 12,00 y se encuentra a una separación angular de 4,6  segundos de arco del primario a lo largo de un ángulo de posición de 18°, a partir de 2013. ^[3] En 2015, este componente se resolvió mediante interferometría en un sistema estelar binario con una separación de 0,22 segundos de arco, correspondiente a una separación proyectada de 3  UA . Ambos componentes, Ba y Bb, son probablemente enanas rojas de aproximadamente clase M3 ^[5] con masas cercanas a un cuarto de la del Sol. ^[7] Se estima que su período orbital es de 6,57 años, y la excentricidad es moderadamente alta, de 0,357. ^[7] La ​​órbita de Ba y Bb no es coplanar a su órbita alrededor de A. ^[7]

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