HD 113703
| f Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| HD 113703 A | |
| Asc. reta | 13h 06m 16,70s[1] |
| Declinação | -48° 27′ 47,8″[1] |
| Magnitude aparente | 4,691[1] |
| HD 113703 B | |
| Asc. reta | 13h 06m 17,86s[2] |
| Declinação | -48° 27′ 45,6″[2] |
| Magnitude aparente | 10,80[2] |
| Características | |
| HD 113703 A | |
| Tipo espectral | B5V[3] |
| Cor (B-V) | -0,139[1] |
| HD 113703 B | |
| Tipo espectral | K0Ve[4] |
| Cor (B-V) | 0,82[2] |
| Variabilidade | BY Draconis[5] |
| Astrometria | |
| HD 113703 A | |
| Velocidade radial | 6,00 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -29,85 mas/a[1] |
| Mov. próprio (DEC) | -15,17 mas/a[1] |
| Paralaxe | 8,36 ± 0,25 mas[1] |
| Distância | 390 ± 10 anos-luz 120 ± 4 pc |
| Magnitude absoluta | -0,70 (visual) -2,18 (bolométrica)[7] |
| HD 113703 B | |
| Velocidade radial | 10,3 km/s[2] |
| Mov. próprio (AR) | -28,456 ± 0,091 mas/a[6] |
| Mov. próprio (DEC) | -14,458 ± 0,131 mas/a[6] |
| Paralaxe | 8,0191 ± 0,0991 mas[6] |
| Distância | 407 ± 5 anos-luz 124,7 ± 1,5 pc |
| Magnitude absoluta | 5,41 (visual) 5,05 (bolométrica)[7] |
| Detalhes | |
| HD 113703 A | |
| Massa | 5,0 ± 0,1[3] M☉ |
| Raio | 3,3[8] R☉ |
| Luminosidade | 589[7] L☉ |
| Temperatura | 15 850[7] K |
| Rotação | v sin i = 216 km/s[9] |
| Idade | 27,3 ± 11,4 milhões[3] de anos 47-48 milhões[7] de anos |
| HD 113703 B | |
| Massa | 0,98[10] M☉ |
| Luminosidade | 0,76[7] L☉ |
| Temperatura | 5 129[7] K |
| Rotação | 8,0 dias[10] |
| Idade | 15-29 milhões[7][10] de anos |
| HD 113703 C | |
| Massa | 0,9[4] M☉ |
| Luminosidade | 0,48[9] L☉ |
| Temperatura | 5020[4] K |
| Idade | 50 milhões[4] de anos |
| Outras denominações | |
| f Centauri, CPD-47 8088, HR 4940, HD 113703, HIP 63945, SAO 223900.[1] B: V1155 Centauri[2] | |
  | |
HD 113703 (f Centauri) é um sistema estelar triplo[11] na constelação de Centaurus. Possui uma magnitude aparente visual de 4,70,[1] sendo visível a olho nu em locais com pouca poluição luminosa. Com base em sua paralaxe de 8,36 milissegundos de arco, está localizado a uma distância de aproximadamente 390 anos-luz (120 parsecs) da Terra.[1] É um dos sistemas observados pela sonda Hipparcos com a menor variação de magnitude, com amplitude não maior que 0,01.[12] O sistema é membro do subgrupo Centaurus Inferior-Crux da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol.[13]
O componente primário do sistema f Centauri, componente A, é uma estrela de classe B da sequência principal com um tipo espectral de B5V.[3] Tem uma massa de 5 vezes a massa solar,[3] raio de 3,3 raios solares[8] e está brilhando com 590 vezes a luminosidade solar.[7] Sua fotosfera irradia essa energia a uma temperatura efetiva de 15 850 K,[7] dando à estrela a coloração azul-branca típica de estrelas de classe B.[14] Está girando rapidamente com uma velocidade de rotação projetada de 216 km/s.[9]
A uma distância angular de 11,4 segundos de arco na esfera celeste está o componente B do sistema, uma estrela de classe K da pré-sequência principal com um tipo espectral de K0Ve[4] e magnitude aparente de 10,8. Tem uma massa de 0,98 massas solares e está brilhando com 0,76 vezes a luminosidade solar, a uma temperatura efetiva de 5 129 K.[10][7] É uma estrela variável do tipo BY Draconis, em que a variabilidade é causada por manchas estelares na superfície, que entram e saem da linha de visão da Terra conforme a estrela rotaciona.[5] Apresenta uma variação de magnitude de 0,05 com um período de 8,0 dias (que é também o período de rotação da estrela).[10] Está a uma separação projetada de 1 446 UA do componente primário.[7]
O componente C do sistema também provavelmente é uma estrela da pré-sequência principal e está separado do primário por 1,551 segundos de arco,[4] o que equivale a 197 UA.[15] É considerado um pouco menor que o componente B, com uma massa de 90% da massa solar, luminosidade de 48% da solar e temperatura de 5 000 K.[4][9]
O sistema pode conter outros membros. Um estudo de 2012 detectou variações na velocidade radial da estrela primária indicativas de uma binária espectroscópica de linha única,[16] e uma pesquisa interferométrica de 2013 detectou um objeto a uma separação de 8,84 milissegundos de arco da primária, o que corresponde a 1,12 UA.[15] O segundo lançamento de dados da sonda Gaia lista uma estrela de magnitude 14,8 (magnitude G) a uma separação de 27,8 segundos de arco da primária, possuindo paralaxe e movimento próprios iguais ao do sistema.[6]
Os componentes B e C já foram detectados como fontes de raios X, com luminosidades nessa faixa de 1,58×1030 e 6,31×1029 erg/s respectivamente, o que é esperado para estrelas de baixa massa. O componente A não apresenta luminosidade de raios X detectável.[9]
Ver também[editar | editar código-fonte]
Referências
- ↑ a b c d e f g h i j k «SIMBAD query result - f Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 13 de maio de 2017
- ↑ a b c d e f «SIMBAD query result - V1155 Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 13 de maio de 2017
- ↑ a b c d e Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M (janeiro de 2011). «A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 410 (1): 190-200. Bibcode:2011MNRAS.410..190T. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x
- ↑ a b c d e f g Stelzer, B.; Huélamo, N.; Hubrig, S.; Zinnecker, H.; Micela, G. (setembro de 2003). «Late B-type stars and their candidate companions resolved with Chandra». Astronomy and Astrophysics. 407: 1067-1078. Bibcode:2003A&A...407.1067S. doi:10.1051/0004-6361:20030934
- ↑ a b Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (janeiro de 2009). «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)». VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S
- ↑ a b c d Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365
. doi:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier
- ↑ a b c d e f g h i j k l Gerbaldi, M.; Faraggiana, R.; Balin, N (novembro de 2001). «Binary systems with post-T Tauri secondaries». Astronomy and Astrophysics. 379: 162-184. Bibcode:2001A&A...379..162G. doi:10.1051/0004-6361:20011298
- ↑ a b Pasinetti Fracassini, L. E.; Pastori, L.; Covino, S.; Pozzi, A (fevereiro de 2001). «Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) - Third edition - Comments and statistics». Astronomy and Astrophysics. 367: 521-524. Bibcode:2001A&A...367..521P. doi:10.1051/0004-6361:20000451
- ↑ a b c d e Stelzer, B.; Huélamo, N.; Micela, G.; Hubrig, S. (junho de 2006). «Testing the companion hypothesis for the origin of the X-ray emission from intermediate-mass main-sequence stars». Astronomy and Astrophysics. 452 (3): 1001-1010. Bibcode:2006A&A...452.1001S. doi:10.1051/0004-6361:20054405
- ↑ a b c d e Huélamo, N.; Fernández, M.; Neuhäuser, R.; Wolk, S. J (dezembro de 2004). «Rotation periods of Post-T Tauri stars in Lindroos systems». Astronomy and Astrophysics. 428. pp. 953–967. Bibcode:2004A&A...428..953H. doi:10.1051/0004-6361:20034442
- ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (setembro de 2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (2): 869-879. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x
- ↑ Adelman, S. J (fevereiro de 2001). «Research Note Hipparcos photometry: The least variable stars». Astronomy and Astrophysics. 367: 297-298. Bibcode:2001A&A...367..297A. doi:10.1051/0004-6361:20000567
- ↑ Chen, Christine H.; Pecaut, Mark; Mamajek, Eric E.; Su, Kate Y. L.; Bitner, Martin (setembro de 2012). «A Spitzer MIPS Study of 2.5-2.0 M ? Stars in Scorpius-Centaurus». The Astrophysical Journal. 756 (2): artigo 133, 24. Bibcode:2012ApJ...756..133C. doi:10.1088/0004-637X/756/2/133
- ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 14 de maio de 2017
- ↑ a b Rizzuto, A. C; et al. (dezembro de 2013). «Long-baseline interferometric multiplicity survey of the Sco-Cen OB association». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 436 (2). pp. 1694–1707. Bibcode:2013MNRAS.436.1694R. doi:10.1093/mnras/stt1690
- ↑ Chini, R.; Hoffmeister, V. H.; Nasseri, A.; Stahl, O.; Zinnecker, H. (agosto de 2012). «A spectroscopic survey on the multiplicity of high-mass stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 424 (3): 1925-1929. Bibcode:2012MNRAS.424.1925C. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21317.x
