DY Centauri
| DY Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 13h 25m 34,08s[1] |
| Declinação | −54° 14′ 43,1″[1] |
| Magnitude aparente | 13,2[2] |
| Características | |
| Variabilidade | RCB (inativa)[3] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 21,30 ± 0,45 km/s[4] |
| Mov. próprio (AR) | −5,920 ± 0,011 mas/a[5] |
| Mov. próprio (DEC) | −0,297 ± 0,009 mas/a[5] |
| Paralaxe | 0,0414 ± 0,0135 mas[5] |
| Distância | 23000 anos-luz 7000[6] pc |
| Magnitude absoluta | −3,0[6] |
| Detalhes | |
| Massa | 0,8[4] M☉ |
| Raio | 8[4] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 2,60 ± 0,03 cgs[7] |
| Luminosidade | 20200[8] L☉ |
| Temperatura | 24400 ± 300[7] K |
| Rotação | v sin i = 40 ± 5 km/s[7] |
| Outras denominações | |
| DY Centauri, 2MASS J13253407-5414431, AAVSO 1319-53.[1] | |
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DY Centauri é uma estrela variável na constelação de Centaurus. A partir de sua luminosidade, estima-se que esteja a uma grande distância de aproximadamente 7 000 parsecs (23 000 anos-luz) da Terra.[6]
DY Centauri é uma estrela peculiar similar a uma estrela de hélio extrema, mas com abundância de hidrogênio maior. Ela também já foi classificada como uma variável R Coronae Borealis, mas não apresenta os eventos de obscurecimentos típicos dessa classe de estrelas variáveis desde 1934. Desde então, a estrela está passando por uma evolução extremamente rápida, tendo aumentado sua temperatura efetiva de 5 800 K para 24 800 K, mantendo uma luminosidade constante. DY Centauri pode ser o remanescente de uma estrela pós-AGB passando por um pulso termal muito tardio.
Distância[editar | editar código-fonte]
DY Centauri é uma estrela distante e luminosa, mas o valor exato da distância é incerto. Um artigo de 1993 estimou uma distância de até 4800 parsecs comparando o nível de extinção de DY Centauri com o de duas supergigantes azuis próximas, resultando em uma luminosidade de 1500 L☉ e uma magnitude absoluta visual de −2,0.[9] No entanto, essa distância resulta em uma luminosidade muito menor que a esperada para DY Centauri, e também é inconsistente com as dimensões estimadas da nebulosa ao redor da estrela, portanto foi considerada uma distância mínima.[8] Assumindo para DY Centauri uma magnitude absoluta visual de −3,0, similar à da estrela análoga HV 2671 na Grande Nuvem de Magalhães, a distância até a estrela pode ser calculada em aproximadamente 7000 parsecs (23 000 anos-luz).[6]
O terceiro lançamento dos dados da sonda Gaia lista para DY Centauri uma paralaxe de 0,0414 ± 0,0135 milissegundos de arco,[5] possuindo incerteza grande demais para determinar a distância com precisão; se usada junto com um modelo de distribuição das estrelas na Galáxia, essa paralaxe corresponde a uma distância mais provável entre 9672 e 12055 pc.[10]
Características físicas[editar | editar código-fonte]
DY Centauri é classificada como uma variável R Coronae Borealis (RCB), uma classe rara de estrelas supergigantes que apresentam diminuições bruscas e irregulares de luminosidade devido à formação de nuvens de poeira na superfície. No entanto, a última vez em que foi registrado um evento de obscurecimento como esse foi em 1934, e desde então a estrela está passando por mudanças físicas, representadas por um deslocamento horizontal extremamente rápido através do topo do diagrama HR. Evidências espectrais e fotométricas mostram que DY Centauri aumentou sua temperatura efetiva de 5 800 K em 1906 para 24 800 K em 2010, mantendo uma luminosidade constante.[3] Como consequência, sua magnitude aparente visual apresentou uma diminuição de um valor estimado de 11,75 no começo do século XX para 13,2 em 2010,[2] enquanto é calculado que seu raio diminuiu de 100 R☉ para 8 R☉.[4] Da mesma forma, a velocidade de rotação da estrela aumentou muito e pode estar próxima do valor crítico.[7] São conhecidas apenas outras três estrelas com esse comportamento, chamadas de estrelas RCB quentes.[3]
DY Centauri tem uma composição química peculiar e é pobre em hidrogênio e rica em hélio e carbono, tendo sido identificada como uma estrela de hélio extrema (EHe), apesar de em comparação com outras estrelas RCB e EHe ter um conteúdo de hidrogênio relativamente alto.[2][11] A estrela também apresenta um excesso de estrôncio, um elemento do processo s formado no interior de estrelas AGB. As estrelas EHe e RCB são geralmente consideradas o produto da fusão de duas anãs brancas, mas não é claro se esse também é o caso para as estrelas RCB quentes, que possuem várias características peculiares. A explicação alternativa é que DY Centauri é o remanescente de uma estrela pós-AGB e está passando por um pulso termal muito tardio, o que é consistente com sua evolução rápida e altas abundâncias de hidrogênio e estrôncio.[7]
Nebulosa[editar | editar código-fonte]
O espectro de DY Centauri possui linhas proibidas que indicam a presença de uma nebulosa de baixa densidade em expansão ao redor da estrela, formada por gás ionizado pela radiação ultravioleta da fotosfera quente da estrela.[9] A nebulosa tem uma dimensão estimada de 1,2 segundos de arco e, a partir de sua velocidade de expansão, foi provavelmente criada há cerca de mil anos. A evolução da estrela está provocando mudanças na nebulosa também, com um aumento drástico no nível de ionização da nebulosa conforme a temperatura da estrela aumenta.[6] Nas próximas décadas, se a temperatura da estrela passar de 30 000 K, o fluxo ultravioleta adicional pode gerar uma nebulosa planetária bem definida.[7]
Possível estrela companheira[editar | editar código-fonte]
Um estudo de 2012 notou variações periódicas na velocidade radial de DY Centauri, concluindo que a estrela é uma binária espectroscópica de linha única. A órbita calculada tinha uma excentricidade moderada de 0,44 e um período de apenas 39,67 dias, correspondendo a uma massa mínima de 0,2 M☉ para a estrela companheira. A identificação de DY Centauri como uma binária próxima era inconsistente com a evolução rápida da estrela e com sua possível origem como a fusão de duas anãs brancas, aumentando as incertezas sobre a origem do sistema.[4] Um estudo de 2020 pelos mesmos autores não encontrou evidências da estrela companheira em novas observações da estrela, concluindo que as variações de velocidade radial são causadas por pulsações.[7]
Referências
- ↑ a b c «V* DY Cen -- Variable Star of R CrB type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 12 de outubro de 2017
- ↑ a b c Pandey, Gajendra; Kameswara Rao, N.; Jeffery, C. Simon; Lambert, David L. (outubro de 2014). «On the Binary Helium Star DY Centauri: Chemical Composition and Evolutionary State». The Astrophysical Journal. 793 (2): artigo 76, 17 pp. Bibcode:2014ApJ...793...76P. doi:10.1088/0004-637X/793/2/76
- ↑ a b c Schaefer, Bradley E. (agosto de 2016). «All known hot RCB stars are fading fast over the last century». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 460 (2): 1233-1242. Bibcode:2016MNRAS.460.1233S. doi:10.1093/mnras/stw1065
- ↑ a b c d e Rao, N. Kameswara; et al. (novembro de 2012). «The Hot R Coronae Borealis Star DY Centauri is a Binary». The Astrophysical Journal Letters. 760 (1): artigo L3, 6 pp. Bibcode:2012ApJ...760L...3R. doi:10.1088/2041-8205/760/1/L3
- ↑ a b c d Gaia Collaboration: Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; et al. (maio de 2021). «Gaia Early Data Release 3. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 649: A1, 20 pp. Bibcode:2021A&A...649A...1G. arXiv:2012.01533
. doi:10.1051/0004-6361/202039657 Catálogo VizieR
- ↑ a b c d e Rao, N. Kameswara; Lambert, David L.; García-Hernández, D. A.; Manchado, Arturo (maio de 2013). «The changing nebula around the hot R Coronae Borealis star DY Centauri». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 431 (1): 159-166. Bibcode:2013MNRAS.431..159R. doi:10.1093/mnras/stt154
- ↑ a b c d e f g Jeffery, C. Simon; Rao, N. Kameswara; Lambert, David L. (abril de 2020). «SALT revisits DY Cen: a rapidly evolving strontium-rich single helium star». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 493 (3): p.3565-3579. Bibcode:2020MNRAS.493.3565J. doi:10.1093/mnras/staa406
- ↑ a b De Marco, Orsola; et al. (junho de 2002). «What Are the Hot R Coronae Borealis Stars?». The Astronomical Journal. 123 (6): 3387-3408. Bibcode:2002AJ....123.3387D. doi:10.1086/340569
- ↑ a b Rao, N. Kameswara; Giridhar, S.; Lambert, D. L. (dezembro de 1993). «The hot R Coronae Borealis star DY Centauri: Nebular and photospheric lines». Astronomy and Astrophysics. 280 (1): 201-207. Bibcode:1993A&A...280..201R
- ↑ Bailer-Jones, C. A. L.; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Demleitner, M.; Andrae, R. (março de 2021). «Estimating Distances from Parallaxes. V. Geometric and Photogeometric Distances to 1.47 Billion Stars in Gaia Early Data Release 3». The Astronomical Journal. 161 (3): artigo 147, 24 pp. Bibcode:2021AJ....161..147B. doi:10.3847/1538-3881/abd806
- ↑ Jeffery, C. S.; Heber, U. (março de 1993). «Spectral analysis of DY Centauri, a hot R Coronae Borealis star with unusually high hydrogen content». Astronomy and Astrophysics. 270 (1-2): 167-176. Bibcode:1993A&A...270..167J
