b'\n_START_ARTICLE_\nUX Herculis\n_START_SECTION_\nCaracter\xc3\xadsticas\n_START_PARAGRAPH_\nUX Herculis es una binaria cercana \xc2\xabsemidesprendida\xc2\xbb as\xc3\xad como una binaria eclipsante._NEWLINE_Su componente principal es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A0V\xe2\x80\x8b \xe2\x80\x94catalogada tambi\xc3\xa9n como A3\xe2\x80\x94\xe2\x80\x8b y  8600 K de temperatura efectiva._NEWLINE_Con una masa 2,7 veces mayor que la del Sol, su radio es el doble del radio solar._NEWLINE_La estrella secundaria tiene una temperatura de 4200 K y su masa equivale al 60% de la masa del Sol._NEWLINE_Su tama\xc3\xb1o es s\xc3\xb3lo un 6% menor que el de su compa\xc3\xb1era.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Se piensa que es una estrella de tipo K evolucionada, con mayor tama\xc3\xb1o y luminosidad de los que cabr\xc3\xada esperar de acuerdo a su tipo espectral.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_El per\xc3\xadodo orbital de esta binaria es de 1,5489 d\xc3\xadas, siendo la \xc3\xb3rbita ligeramente exc\xc3\xa9ntrica (\xce\xb5 = 0,08).\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Durante el eclipse principal \xe2\x80\x94cuando la estrella m\xc3\xa1s fr\xc3\xada intercepta la luz de la estrella blanca\xe2\x80\x94 el brillo del sistema disminuye 1,16 magnitudes mientras que en el secundario, apenas perceptible, el descenso del brillo es de s\xc3\xb3lo 0,06 magnitudes.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_En 1965 se detect\xc3\xb3 por vez primera que el per\xc3\xadodo de UX Herculis es inestable._NEWLINE_Se ha achacado esta inestabilidad a la presencia de un tercer objeto._NEWLINE_Su masa m\xc3\xadnima ser\xc3\xada de 0,3 masas solares, lo que corresponder\xc3\xada, en el caso de que sea una estrella de la secuencia principal, a una enana roja M3-4._NEWLINE_En el espectro visible, dicho objeto ser\xc3\xada 9 magnitudes m\xc3\xa1s tenue que el par AB.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La edad de este sistema se estima en 3980 millones de a\xc3\xb1os, aunque dicha cifra es s\xc3\xb3lo aproximada.\xe2\x80\x8b'