Lambda Crucis
| λ Crucis | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Crux |
| Asc. reta | 12h 54m 39,2s[1] |
| Declinação | -59° 08′ 48,1″[1] |
| Magnitude aparente | 4,602[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | B4 Vne[1] |
| Cor (U-B) | -0,60[2] |
| Cor (B-V) | -0,15[2] |
| Variabilidade | β Cephei[3] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 12,0 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -33,05 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | -14,75 mas/a[4] |
| Paralaxe | 8,7730 ± 0,1018 mas[4] |
| Distância | 371,8 ± 4,3 anos-luz 114,0 ± 1,3 pc |
| Magnitude absoluta | –1,2[5] |
| Detalhes | |
| Massa | 5,0 ± 0,1[6] M☉ |
| Raio | 3,4[7] R☉ |
| Gravidade superficial | 3,62 cgs (log g)[8] |
| Luminosidade | 4 800[8] L☉ |
| Temperatura | 17 300[8] K |
| Rotação | 300 km/s[8] |
| Idade | 53,3 ± 8,1 milhões[6] de anos |
| Outras denominações | |
| CD-58 4794, HR 4897, HD 112078, HIP 63007, SAO 240368.[1] | |
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Lambda Crucis (λ Cru, λ Crucis) é uma estrela na constelação de Crux. Tem uma magnitude aparente média de 4,60,[1] o que significa que é visível a olho nu em boas condições de visualização. Com base em medições de paralaxe, está localizada a aproximadamente 372 anos-luz (114 parsecs) da Terra.[4] A essa distância, sua magnitude aparente sofre redução de 0,036 devido à extinção causada por gás e poeira.[9]
Lambda Crucis é uma estrela de classe B da sequência principal com um tipo espectral B4 Vne,[1] em que a notação 'e' indica a presença de linhas de emissão em seu espectro, o que a torna uma estrela Be, enquanto a notação 'n' indica que suas linhas de absorção estão largas e nebulosas devido a uma alta velocidade de rotação, de mais de 300 km/s.[8] Lambda Crucis tem cerca de 5 vezes a massa solar,[6] 3,4 vezes o raio solar[7] e está brilhando com 4 800 vezes a luminosidade solar.[8] Sua atmosfera irradia essa energia a uma temperatura efetiva de 17 300 K,[8] o que dá à estrela a coloração azul-branca típica de estrelas de classe B.[10] Sua idade é estimada em cerca de 53 milhões de anos.[6]
Lambda Crucis pertence ao subgrupo Centaurus-Crux Inferior da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol.[9] Não possui estrelas companheiras conhecidas.[11] É também uma estrela variável do tipo Beta Cephei; sua magnitude aparente tem uma varição de 0,02 ao longo de um período de 0,3951 dias.[3]
Ver também[editar | editar código-fonte]
Referências
- ↑ a b c d e f g h «SIMBAD query result - lam Cru». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 4 de março de 2014
- ↑ a b Johnson, H. L.; Iriarte, B.; Mitchell, R. I.; Wisniewskj, W. Z. (1966). «UBVRIJKL photometry of the bright stars». Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 4 (99). Bibcode:1966CoLPL...4...99J
- ↑ a b Samus, N. N.; Durlevich, O. V.;; et al. (janeiro de 2009), «General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)», VizieR, Bibcode:2009yCat....102025S
- ↑ 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:2012.01533
. doi:10.1051/0004-6361/202039657 Catálogo VizieR
- ↑ de Geus, E. J.; de Zeeuw, P. T.; Lub, J. (junho de 1989), «Physical parameters of stars in the Scorpio-Centaurus OB association», Astronomy and Astrophysics, 216 (1-2): 44–61, Bibcode:1989A&A...216...44D
- ↑ a b c d 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 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. pp. 521–524. Bibcode:2001A&A...367..521P. doi:10.1051/0004-6361:20000451
- ↑ a b c d e f g Levenhagen, R. S.; Leister, N. V (setembro de 2006). «Spectroscopic analysis of southern B and Be stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 371 (1). pp. 252–262. Bibcode:2006MNRAS.371..252L. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10655.x
- ↑ 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). pp. artigo 133, 24. Bibcode:2012ApJ...756..133C. doi:10.1088/0004-637X/756/2/133
- ↑ «The Colour of Stars», Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, Australia Telescope, Outreach and Education, 21 de dezembro de 2004, consultado em 4 de março de 2014
- ↑ 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
