Beta Centauri

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β Centauri
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
Asc. reta 14h 03m 49,4s[1]
Declinação -60° 22′ 22,9″[1]
Magnitude aparente 0,60[1]
Características
Tipo espectral B1III[1]
Cor (B-V) -0,22[1]
Variabilidade β Cephei[2]
Astrometria
Velocidade radial 5,90 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -33,27 mas/a[1]
Mov. próprio (DEC) -23,16 mas/a[1]
Paralaxe 9,04 ± 0,04 mas[3]
Distância 361 ± 2 anos-luz
110,6 ± 0,5 pc
Magnitude absoluta -4,62
β Cen Aa: −4,03 ± 0,10[3]
β Cen Ab: −3,88 ± 0,10[3]
Detalhes
β Cen Aa
Massa 12,02 ± 0,13[3] M
Gravidade superficial log g = 3,5 ± 0,4 cgs[2]
Temperatura 25 000 ± 2 000[2] K
Metalicidade [M/H] = −0,03 ± 0,15[4]
Rotação v sin i = 190 ± 20 km/s[5]
Idade 14,1 ± 0,6 milhões[2]
de anos
β Cen Ab
Massa 10,58 ± 0,18[3] M
Gravidade superficial log g = 3,5 ± 0,4 cgs[2]
Temperatura 25 000 ± 2 000[2] K
Rotação v sin i = 75 ± 15 km/s[5]
Outras denominações
Hadar, Agena, CD-59 5054, FK5 518, HR 5267, HD 122451, HIP 68702, SAO 252582.[1]
Beta Centauri
Centaurus constellation map.png

Beta Centauri (β Centauri, β Cen), também conhecida como Hadar ou Agena,[6] é a segunda estrela mais brilhante da constelação de Centaurus e a décima mais brilhante do céu, com uma magnitude aparente de 0,60.[1] Está a uma distância de 361 anos-luz (110,6 parsecs) da Terra.[3]

Beta Centauri é um sistema estelar triplo composto por duas estrelas de classe B próximas, que formam uma binária espectroscópica de linha dupla (Beta Centauri Aa e Ab), e uma terceira estrela mais afastada, que provavelmente também é de classe B (Beta Centauri B).[3]

Propriedades[editar | editar código-fonte]

A natureza múltipla do sistema foi descoberta em 1935 por Joan Voûte, que observou Beta Centauri B a uma separação de 1,2 segundos de arco da estrela primária, dando-lhe a designação Vou 31.[3] Observações mais recentes por interferometria indicam que a separação do sistema caiu consideravelmente desde então,[3] para 0,4 segundos de arco em 2014.[7] O arco orbital observado é pequeno demais para a determinação de parâmetros orbitais, mas com base em uma excentricidade orbital estimada entre 0,5 e 0,9, é inferido que a estrela tenha um período orbital entre 125 e 220 anos, semieixo maior entre 0,75 e 1,0 segundo de arco e inclinação de 118 a 130°.[3] Não se sabe muito sobre Beta Centauri B. Com base em uma magnitude aparente de 3,95,[7] ela deve ser uma estrela de classe B intermediária.[3]

A variabilidade da velocidade radial de Beta Centauri A é conhecida desde 1917. Em 1967, foi sugerido que ela poderia ser uma binária espectroscópica. Isso foi confirmado em 1999, quando os componentes Aa e Ab foram observados separadamente por interferometria. Eles compõem uma binária espectroscópica de linha dupla, o que significa que são visíveis as linhas espectrais de ambos os componentes, que variam pelo efeito Doppler conforme cada um se aproxima e se afasta da Terra ao longo de sua órbita. O par está orbitando o centro de massa do sistema com um período de 356,915 dias e um semieixo maior de 25,15 segundos de arco, o que equivale a uma distância média de 2,782 UA entre as estrelas. A órbita tem uma alta excentricidade de 0,8245 e está inclinada em 67,68° em relação ao plano do céu. Ela é conhecida com exatidão suficiente para permitir o cálculo da distância ao sistema de forma mais precisa que as medições diretas do satélite Hipparcos; esse método, conhecido como paralaxe dinâmica, fornece um valor de 361 anos-luz (110,6 parsecs), com uma incerteza de apenas 0,5%.[3]

O componente A é geralmente classificado com um tipo espectral de B1 III,[1] o que indicaria que consiste de estrelas evoluídas na fase de gigantes. No entanto, a uma idade estimada de 14,1 milhões de anos, é previsto que ambas as estrelas ainda estejam na sequência principal, tendo passado menos de metade do tempo total de permanência nessa fase.[2] São estrelas muito semelhantes com massas de 12,0 e 10,6 vezes a massa solar, denominadas Beta Centauri Aa e Ab respectivamente.[3] Como ambas têm o mesmo tipo espectral, é assumido que tenham a mesma temperatura efetiva, que foi estimada em cerca de 25 000 K. Da mesma forma, possuem a mesma gravidade superficial.[2] A metalicidade das estrelas é próxima da solar.[4]

Uma diferença notável entre as estrelas está na taxa de rotação; o componente Aa está girando com uma velocidade de rotação projetada (v sin i) significativamente maior de 190 ± 20 km/s, contra 75 ± 15 km/s para o componente Ab.[5] Assumindo que os eixos de rotação são perpendiculares ao plano orbital, esses valores correspondem a uma velocidade de rotação real de 200-250 km/s para a estrela primária e 70-120 km/s para a secundária.[3] Um campo magnético de intensidade incerta foi detectado no componente Ab, o que pode estar relacionado com sua rotação mais lenta.[5][3]

Beta Centauri A é uma estrela variável do tipo Beta Cephei, sendo a estrela desse tipo mais brilhante do céu.[2] O estudo da variabilidade do sistema é complicado pelo fato de a estrela ser binária, sendo difícil atribuir uma variação especifíca a algum componente.[3] Um estudo de 2006 encontrou dois períodos de variação, de 0,135 e 0,220 dias, e atribuiu ambos ao componente primário.[2] Mais recentemente, em 2016, outro estudo detectou até 19 períodos de variação, que variam entre 0,084 e 2,827 dias. Os autores não conseguiram concluir a origem de cada um, mas notaram que nenhum dos componentes sozinho é capaz de explicar o espectro de frequências. A partir da natureza das frequências, Beta Centauri A foi classificada como uma estrela híbrida β Cephei/SPB (estrela B pulsante lenta).[3]

É possível que Beta Centauri seja membro do subgrupo Centaurus Inferior-Crux da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol. O subgrupo Centaurus Inferior-Crux é o mais próximo (distância média de 110-120 pc) e tem uma idade aproximada de 12-17 milhões de anos. Medições astrométicas pelo satélite Hipparcos mostraram inconsistências entre o movimento próprio de Beta Centauri e o do grupo, sugerindo que a estrela não pertence a ele. No entanto, isso pode ser causado pelo fato de Beta Centauri ser uma estrela binária. Ademais, é considerado improvável que uma estrela de classe B com massa, idade e distância adequadas ao grupo esteja nessa região do espaço por coincidência.[8]

Referências

  1. a b c d e f g h i j k «SIMBAD query result - bet Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 18 de março de 2017 
  2. a b c d e f g h i j Ausseloos, M.; Aerts, C.; Lefever, K.; Davis, J.; Harmanec, P. (agosto de 2006). «High-precision elements of double-lined spectroscopic binaries from combined interferometry and spectroscopy. Application to the β Cephei star β Centauri». Astronomy and Astrophysics. 455 (1): pp.259-269. Bibcode:2006A&A...455..259A. doi:10.1051/0004-6361:20064829 
  3. a b c d e f g h i j k l m n o p q Pigulski, A.; et al. (abril de 2016). «Massive pulsating stars observed by BRITE-Constellation. I. The triple system β Centauri (Agena)». Astronomy & Astrophysics. 588: A55, 17 pp. Bibcode:2016A&A...588A..55P. doi:10.1051/0004-6361/201527872 
  4. a b Niemczura, E.; Daszyńska-Daszkiewicz, J. (abril de 2005). «Metallicities of the β Cephei stars from low-resolution ultraviolet spectra». Astronomy and Astrophysics. 433 (2): pp.659-669. Bibcode:2005A&A...433..659N. doi:10.1051/0004-6361:20040396 
  5. a b c d Alecian, E.; et al. (dezembro de 2011). «First HARPSpol discoveries of magnetic fields in massive stars». Astronomy & Astrophysics. 536: L6, 4 pp. Bibcode:2011A&A...536L...6A. doi:10.1051/0004-6361/201118354 
  6. Observatório Astronômico de Lisboa: "Lista de Estrelas" [1] em PDF. Página visitada em 4 de julho de 2009.
  7. a b 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): pp. 3466-3471. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920 
  8. Preibisch, T.; Mamajek, E. (dezembro de 2008). «The Nearest OB Association: Scorpius-Centaurus (Sco OB2)». Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications. 5: p.235. Bibcode:2008hsf2.book..235P 
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