Iota Centauri

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ι Centauri
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
Asc. reta 13h 20m 35,8s[1]
Declinação -36° 42′ 44,2″[1]
Magnitude aparente 2,73[1]
Características
Tipo espectral A2V[2]
kA15hA3mA3va[1]
Cor (U-B) 0,01[1]
Cor (B-V) 0,03[1]
Astrometria
Velocidade radial 0,10 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -341,11 mas/a[1]
Mov. próprio (DEC) -86,14 mas/a[1]
Paralaxe 55,49 ± 0,17 mas[1]
Distância 58,8 ± 0,2 anos-luz
18,02 ± 0,06 pc
Magnitude absoluta 1,45
Detalhes
Massa 2,5[2] M
Gravidade superficial log g = 4,11 cgs[3]
Luminosidade 26[4] L
Temperatura 8 600[3] K
Metalicidade [Fe/H] = −0,46[3]
Rotação v sin i = 90,3 km/s[5]
Idade 350 milhões[2] de anos
Outras denominações
CD-6 8497, FK5 496, GJ 508.1, HR 5028, HD 115892, HIP 65109, SAO 204371.[1]
Iota Centauri
Centaurus constellation map.png

Iota Centauri (ι Cen, ι Centauri) é uma estrela na constelação de Centaurus. Tem uma magnitude aparente visual de 2,73,[1] sendo visível a olho nu mesmo em áreas com bastante poluição luminosa. Com base em medições de paralaxe, está localizada a uma distância de 58,8 anos-luz (18,02 parsecs) da Terra.[1]

O espectro de Iota Centauri corresponde a um tipo espectral de A2 V,[2] indicando que esta é uma estrela de classe A da sequência principal, que está gerando energia pela fusão nuclear de hidrogênio em seu núcleo. Essa energia está sendo irradiada da atmosfera da estrela a uma temperatura efetiva de 8 600 K,[3] conferindo a ela uma coloração branca.[6] A estrela tem cerca de 2,5 vezes a massa solar e uma idade de aproximadamente 350 milhões de anos.[2] A abundância de elementos além de hidrogênio e hélio, chamada na astronomia de metalicidade, é de apenas 35% da abundância no Sol.[3] Um campo magnético fraco foi possivelmente identificado com uma força de −77 ± 30 G.[7]

Iota Centauri emite excesso de radiação infravermelha, indicando a presença de um disco de detritos ao seu redor. Esse disco está localizado a um raio orbital de 6 UA da estrela e suas emissões correspondem a uma temperatura de 191 K.[2][8] Com uma luminosidade de 0,00079% do valor da estrela,[8] ele é considerado anormalmente brilhante para uma estrela dessa idade, sugerindo que possui alguma propriedade anormal ou que algum processo recente pode ter aumentado a quantidade de detritos, como colisões entre planetesimais.[2] A massa de planetesimais no disco é estimada em 0,022 massas terrestres.[8] Em 2011, uma busca por planetas no sistema não detectou objetos com 10-15 massas de Júpiter (MJ) a 7-18 UA da estrela e objetos com mais de 25 MJ a 5,5 UA.[2]

Iota Centauri não possui estrelas companheiras conhecidas.[9] É um possível membro do grupo cinemático estelar conhecido como IC 2391. Uma pesquisa de 2012 identificou 46 possíveis membros desse grupo a uma distância de até 30 pc. Essas são estrelas com movimento comum que provavelmente tiveram origem na mesma nuvem molecular há no mínimo 45 milhões de anos.[10]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. a b c d e f g h i j k l m «SIMBAD query result - iot Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 2 de março de 2017 
  2. a b c d e f g h Quanz, Sascha P.; et al. (agosto de 2011). «Searching for Gas Giant Planets on Solar System Scales: VLT NACO/APP Observations of the Debris Disk Host Stars HD172555 and HD115892». The Astrophysical Journal Letters. 736 (2): artigo L32, 6 pp. Bibcode:2011ApJ...736L..32Q. doi:10.1088/2041-8205/736/2/L32 
  3. a b c d e Saffe, C.; Gómez, M.; Pintado, O.; González, E. (outubro de 2008). «Spectroscopic metallicities of Vega-like stars». Astronomy and Astrophysics. 490 (1): pp.297-305. Bibcode:2008A&A...490..297S. doi:10.1051/0004-6361:200810260 
  4. Wyatt, M. C.; et al. (julho de 2007). «Steady State Evolution of Debris Disks around A Stars». The Astrophysical Journal. 663 (1): pp. 365-382. Bibcode:2007ApJ...663..365W. doi:10.1086/518404 
  5. Díaz, C. G.; González, J. F.; Levato, H.; Grosso, M. (julho de 2011). «Accurate stellar rotational velocities using the Fourier transform of the cross correlation maximum». Astronomy & Astrophysics. 531: A143, 11 pp. Bibcode:2011A&A...531A.143D. doi:10.1051/0004-6361/201016386 
  6. «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 3 de março de 2017 
  7. Hubrig, S.; Yudin, R. V.; Schöller, M.; Pogodin, M. A. (fevereiro de 2006). «Accurate magnetic field measurements of Vega-like stars and Herbig Ae/Be stars». Astronomy and Astrophysics. 446 (3): pp.1089-1094. Bibcode:2006A&A...446.1089H. doi:10.1051/0004-6361:20053794 
  8. a b c Morales, Farisa Y.; et al. (abril de 2011). «Common Warm Dust Temperatures Around Main-sequence Stars». The Astrophysical Journal Letters. 730 (2): artigo L29, 6 pp. Bibcode:2011ApJ...730L..29M. doi:10.1088/2041-8205/730/2/L29 
  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): pp. 869-879. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x 
  10. Nakajima, Tadashi; Morino, Jun-Ichi (janeiro de 2012). «Potential Members of Stellar Kinematic Groups within 30 pc of the Sun». The Astronomical Journal. 143 (1): artigo 2, 16 pp. Bibcode:2012AJ....143....2N. doi:10.1088/0004-6256/143/1/2 

Ligações externas[editar | editar código-fonte]