AR Bootis

Coordenaes: 13^h 48^m 10.4^s, 24^° 55^′ 27.046^″

AR Bootis
binaria eclipsante[1], estrella doble (es) [1], eclipsing binary candidate (en) [1] y near-IR source (en) [1]
Datos d'observación
Ascensión reuta (α)	207,04333227671 °[2]
Declinación (δ)	24,92417951384 °[2]
Distancia a la Tierra	387,012 pc
Magnitú aparente (V)	12,86 (banda V)
Constelación	Bootes
Velocidá de rotación	96,006 km/s[3]
Velocidá radial	57,268101 km/s[3]
Parallax	2,5839 mas[2]
Tipu espectral	G9+K1[4]
Otros nomes
Ver llista CRTS J134810.3+245526 (Catalina Real-time Transient Survey (es) ) GSC 01999-00011 (Guide Star Catalog (es) ) 2MASS J13481039+2455268 (2MASS (es) ) UCAC2 40523095 (Second USNO CCD Astrograph Catalog (en) ) [GGM2006] 7718968 (A catalog of 1022 bright contact binary stars (en) ) Gaia DR2 1444212753627383296 (Gaia DR2 (es) ) AR Boo (General Catalogue of Variable Stars) TIC 359219074 (TESS Input Catalog (en) ) Gaia DR3 1444212753627383296 (Gaia DR3 (es) )

AR Bootis (AR Boo / GSC 01999-00011)^[5] ye una estrella variable na constelación de Boötes de magnitú aparente media +12,76. Alcuéntrase a unos 1150 años lluz del Sistema Solar.

AR Bootis ye una binaria de contautu onde, por cuenta de la so proximidá, les dos estrelles comparten les sos capes esteriores de gas. El sistema pertenez al subtipo W dientro de les binaries de contautu, onde la estrella primaria, de tipu espectral G9, ye más caliente pero menos masiva que'l so acompañante. La componente principal, con una masa de 0,35 mases solares y un radiu equivalente al 65% del que tien el Sol, relluma col 32% de la lluminosidá solar. La secundaria, de tipu K1, tien una masa de 0,90 mases solares y un radiu igual al del Sol; dobla en lluminosidá a la so compañera.^[6] El periodu orbital del sistema ye de 0,34487 díes (8,28 hores).^[7]

Catalogada como variable W Ursae Majoris, el rellumu d'AR Bootis fluctúa ente magnitú aparente +12,70 y +13,60.^[8] A lo llargo de 56 años constatóse que'l periodu ta aumentando; piénsase que la tresferencia de masa dende la estrella menos masiva a la más masiva ye responsable, siquier en parte, d'esta variación. Coles mesmes, una variación cíclica con un periodu de 7,57 años puede debese a la presencia d'un tercer oxetu invisible o a la esistencia d'un ciclu d'actividá magnética na estrella secundaria. La posible presencia de manches calientes y fríes na superficie estelar d'esta componente favorez la interpretación magnética frente a la presencia d'un tercer cuerpu.^[6]