V795 Centauri

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V795 Centauri
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
Asc. reta 14h 14m 57,14s[1]
Declinação -57° 05′ 10,05″[1]
Magnitude aparente 5,07[1]
Características
Tipo espectral B4Vne[1]
Cor (U-B) -0,63[1]
Cor (B-V) -0,08[1]
Astrometria
Velocidade radial 7,0 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -24,01 mas/a[2]
Mov. próprio (DEC) -20,74 mas/a[2]
Paralaxe 7,6043 ± 0,1315 mas[2]
Distância 429 ± 7 anos-luz
131 ± 2 pc
Detalhes
Massa 5,7 ± 0,3[3] M☉
Raio 4,1[4] R☉
Gravidade superficial log g = 4,08 cgs[5]
Luminosidade 1010[6] L☉
Temperatura 17060[5] K
Rotação v sin i = 270 km/s[7]
Idade 30 milhões[5]
39,8 ± 19,1 milhões[3]
de anos
Outras denominações
V795 Centauri, CPD-56 6206, HR 5316, HD 124367, HIP 69618, SAO 241563.[1]
V795 Centauri

V795 Centauri (HD 124367) é uma estrela na constelação de Centaurus. Com uma magnitude aparente visual de 5,07,[1] pode ser vista a olho nu em locais sem muita poluição luminosa. Medições de paralaxe do satélite Gaia mostraram que está a aproximadamente 429 anos-luz (131 parsecs) da Terra.[2] A essa distância, sua magnitude é diminuída em 0,41 devido à extinção causada por gás e poeira no meio interestelar. É um membro do subgrupo Centaurus Superior-Lupus da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol.[8]

Esta é uma estrela de classe B da sequência principal com um tipo espectral de B4Vne,[1] com a notação 'e' indicando que é uma estrela Be, cercada por um disco circunstelar formado por material ejetado da estrela, que gera linhas de emissão no seu espectro. O disco também é responsável pelo excesso de radiação infravermelha observado no espectro da estrela.[8] Com uma idade estimada de 30 milhões de anos, é calculado que V795 Centauri já tenha passado por 36% de seu tempo de sequência principal.[5] Não possui estrelas companheiras físicas conhecidas.[9] Já foram catalogadas três companheiras visuais.[10]

Como é típico entre estrelas Be, V795 Centauri está girando rapidamente, com uma velocidade de rotação projetada de 270 km/s, dando à estrela um achatamento estimado de 12%.[7] A rotação rápida dá a seu espectro linhas de absorção largas e nebulosas, conforme indicado pela notação 'n' no tipo espectral. A estrela é também levemente variável, de nenhum tipo específico, com uma magnitude aparente variando entre 4,98 e 5,04 (magnitude Hp), o que provavelmente está relacionado com o fenomêno Be.[11]

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h i j «HD 124367 -- Be Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 3 de novembro de 2017 
  2. ↑ 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:2012.01533Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/202039657  Catálogo VizieR
  3. ↑ a b 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 
  4. ↑ Zorec, J.; Arias, M. L.; Cidale, L.; Ringuelet, A. E. (julho de 2007). «Be star disc characteristics near the central object». Astronomy and Astrophysics. 470 (1): 239-247. Bibcode:2007A&A...470..239Z. doi:10.1051/0004-6361:20066615 
  5. ↑ a b c d Zorec, J.; Frémat, Y.; Cidale, L. (outubro de 2005). «On the evolutionary status of Be stars. I. Field Be stars near the Sun». Astronomy and Astrophysics. 441 (1): 235-248. Bibcode:2005A&A...441..235Z. doi:10.1051/0004-6361:20053051 
  6. ↑ Jang-Condell, Hannah; et al. «Spitzer IRS Spectra of Debris Disks in the Scorpius-Centaurus OB Association». The Astrophysical Journal. 808 (2): artigo 167, 19. Bibcode:2015ApJ...808..167J. doi:10.1088/0004-637X/808/2/167 
  7. ↑ a b van Belle, Gerard T. (março de 2012). «Interferometric observations of rapidly rotating stars». The Astronomy and Astrophysics Review. 20 (1): artigo 51. Bibcode:2012A&ARv..20...51V. doi:10.1007/s00159-012-0051-2 
  8. ↑ a b 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 
  9. ↑ 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 
  10. ↑ Mason, Brian D.; et al. (dezembro de 2001). «The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog». The Astronomical Journal. 122 (6): 3466-3471. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920 
  11. ↑ 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 
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