Beta Centauri

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β Centauri
ViaLacteaMeridionalis.jpg
Imagem do sul da constelação de Centaurus e de Crux, com Alpha e Beta Centauri à esquerda.
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]

Observação[editar | editar código-fonte]

Beta Centauri tem uma magnitude aparente visual de 0,60,[1] sendo facilmente visível a olho nu mesmo em regiões urbanas com bastante poluição luminosa. É a décima ou 11ª estrela mais brilhante do céu noturno (dependendo do brilho de Betelgeuse, que é variável) e a segunda mais brilhante da constelação de Centaurus. Seu índice de cor B-V de -0,22[1] indica que tem uma coloração azul-branca, típica de estrelas de classe B.[7] Está a apenas 4,5° de Alpha Centauri, a estrela mais brilhante da constelação e terceira do céu. As duas estrelas são conhecidas como "ponteiros" até o Cruzeiro do Sul; uma reta passando por elas passa a menos de um grau de Gacrux, a estrela no topo da Cruz. A reta que passa por Gacrux e Acrux é frequentemente usada para determinar o sul.[8]

Com base em uma declinação de -60°,[1] Beta Centauri pode ser vista de todo hemisfério sul, sendo circumpolar a sul do paralelo 30 S. No hemisfério norte a estrela é visível apenas a sul do paralelo 30 N. Sua data de culminação às 21h é 7 de junho e à meia-noite é 23 de abril.[9]

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.[10] 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,[10] 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 milissegundos 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 específica 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 dentre os subgrupos da associação (distância média de 110-120 pc) e tem uma idade aproximada de 12-17 milhões de anos. Medições astrométricas 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.[11]

Nomenclatura[editar | editar código-fonte]

β Centauri é a designação de Bayer para esta estrela.

Esta estrela tem os nomes tradicionais Hadar ou Agena.[6] Hadar vem do árabe e significa "solo", podendo se referir a sua proximidade ao horizonte (há 1000 anos, na região de Cairo, esta estrela era observada a no máximo 4° do horizonte), enquanto Agena pode vir do latim e significar "joelho" (em referência à posição da estrela na constelação).[12] Em 2016, a União Astronômica Internacional organizou um grupo para catalogar e padronizar nomes próprios estelares; em 21 de agosto de 2016, foi aprovado o nome Hadar para esta estrela.[13]

Na astronomia chinesa, Beta Centauri é a primeira estrela do asterismo conhecido como 馬腹 (Mǎ Fù), o que significa Abdômen do Cavalo.[14] Consequentemente, β Centauri em si é conhecida como 馬腹一 (Mǎ Fù yī, em português: a Primeira Estrela do Abdômen do Cavalo.).[15] A partir desse nome chinês surgiu a designação Mah Fuh para esta estrela.[12]

Algumas tribos aborígenes viam Alpha e Beta Centauri como dois irmãos, chamados Bermbermgle, que mataram com uma lança o emu Tchingal (representado pela Nebulosa do Saco de Carvão).[16][17]

Referências

  1. a b c d e f g h i j k l m n «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. a b Observatório Astronômico de Lisboa: "Lista de Estrelas" [1] em PDF. Página visitada em 4 de julho de 2009.
  7. «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 27 de março de 2017 
  8. Kyselka, Will; Lanterman, Ray E. (1976). North Star to Southern Cross. Honolulu : University Press of Hawaii. [S.l.]: University of Hawaii Press. p. 59. Bibcode:1976nsts.book.....K. ISBN 0-8248-0419-8 
  9. Andrew James (17 de junho de 2015). «THE CONSTELLATIONS: Part 3 CULMINATION TIMES». Southern Astronomical Delights. Consultado em 27 de março de 2017 
  10. 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 
  11. 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 
  12. a b Richard Hinckley Allen. «Richard Hinckley Allen: Star Names — Their Lore and Meaning: Centaurus». Consultado em 27 de março de 2017 
  13. «IAU Catalog of Star Names». Working Group on Star Names (WGSN). Consultado em 27 de março de 2017 
  14. (chinês) 中國星座神話, escrito por 陳久金. Publicado por 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7.
  15. (chinês) 香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表, Hong Kong Space Museum. Acessado em 23 de novembro de 2010.]
  16. Hamacher, Duane W.; Frew, David J (novembro de 2010). «An Aboriginal Australian Record of the Great Eruption of Eta Carinae». Journal of Astronomical History and Heritage. 13 (3): p. 220-234. Bibcode:2010JAHH...13..220H 
  17. Stanbridge, William Edward (setembro de 1857). «On the astronomy and mythology of the Aborigines of Victoria» (PDF). Proceedings of the Philosophical Institute of Victoria. 2: pp. 137-140. Bibcode:1857PPIVT...2..137S 

Ligações externas[editar | editar código-fonte]