RR Centauri
| RR Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 14h 16m 57,2s[1] |
| Declinação | -57° 51′ 15,7″[1] |
| Magnitude aparente | 7,29[1] (7,27 a 7,68)[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | F0V[3] |
| Cor (U-B) | 0,05[1] |
| Cor (B-V) | 0,36[1] |
| Variabilidade | W Uma[3] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | -16,0 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -53,01 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | -23,21 mas/a[4] |
| Paralaxe | 9,3490 ± 0,0363 mas[4] |
| Distância | 348,9 ± 1,4 anos-luz 107,0 ± 0,4 pc |
| Magnitude absoluta | 1,882[3] |
| Detalhes | |
| Idade | 2,53 ± 1,77 bilhões[7] de anos |
| Estrela primária | |
| Massa | 1,82 ± 0,26[5] M☉ |
| Raio | 2,10 ± 0,01[5] R☉ |
| Luminosidade | 8,89[5] L☉ |
| Temperatura | 6912[5] K |
| Rotação | v sin i = 146,9 ± 8,4 km/s[6] |
| Estrela secundária | |
| Massa | 0,38 ± 0,06[5] M☉ |
| Raio | 1,05 ± 0,03[5] R☉ |
| Luminosidade | 2,20[5] L☉ |
| Temperatura | 6891 ± 13[5] K |
| Outras denominações | |
| RR Centauri, CD-57 5498, HD 124689, HIP 69779, SAO 241587.[1] | |
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RR Centauri é uma estrela variável na constelação de Centaurus. Uma binária eclipsante, sua magnitude aparente visual tem um máximo de 7,27, diminuindo para 7,68 durante o eclipse do componente primário e 7,63 durante o eclipse do componente secundário.[2] De acordo com dados de paralaxe, do terceiro lançamento do catálogo Gaia, está a uma distância de aproximadamente 349 anos-luz (107 parsecs) da Terra.[4]
RR Centauri é uma binária de contato do tipo W Ursae Majoris, formada por duas estrelas de classe F de temperatura similar (6912 e 6891 K)[5] que têm um tipo espectral conjunto de F0V.[3] O componente primário tem uma massa de 1,82 vezes a massa solar, raio de 2,10 vezes o raio solar e está brilhando com 8,89 vezes a luminosidade solar. O secundário tem apenas 38% da massa solar, um raio de 1,05 raios solar e luminosidade 2,2 vezes superior à solar.[5] Como as duas estrelas estão em contato, existe considerável transferência de massa da estrela secundária para a primária. Estima-se que inicialmente o componente secundário era o mais massivo, com 2,21 vezes a massa solar, enquanto o primário tinha uma massa inicial de 1,5 vezes a solar.[7]
A órbita do sistema, presumivelmente circular, tem um período de 0,60569 dias, semieixo maior de 3,92 raios solares (0,018 UA) e está inclinada em 81° em relação ao plano do céu. O período orbital do sistema parece apresentar uma oscilação cíclica de 0,0124 ± 0,0007 dias ao longo de um período de 65,1 ± 0,4 anos, o que pode ser evidência da existência de um terceiro objeto no sistema. Além dessa variação, ele está parece estar aumentando à taxa de 1,21×10-7 dias/ano, o que é atribuído à transferência de massa entre as estrelas.[5]
Referências
- ↑ a b c d e f g «V* RR Cen -- Eclipsing binary of W UMa type (contact binary)». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 16 de julho de 2017
- ↑ a b Avvakumova, E. A.; Malkov, O. Yu.; Kniazev, A. Yu. (outubro de 2013). «Eclipsing variables: Catalogue and classification». Astronomische Nachrichten. 334 (8): 860. Bibcode:2013AN....334..860A. doi:10.1002/asna.201311942
- ↑ a b c d Eker, Z.; Bilir, S.; Yaz, E.; Demircan, O.; Helvaci, M. (janeiro de 2009). «New absolute magnitude calibrations for W Ursa Majoris type binaries». Astronomische Nachrichten. 330 (1): 68. Bibcode:2009AN....330...68E. doi:10.1002/asna.200811041
- ↑ 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
- ↑ a b c d e f g h i j k Yang, Yuan-Gui; Qian, Sheng-Bang; Zhu, Li-Ying; He, Jia-Jia; Yuan, Jin-Zhao (dezembro de 2005). «Photometric Investigations of Three Short-Period Binary Systems: GSC 0763-0572, RR Centauri, and ɛ Coronae Australis». Publications of the Astronomical Society of Japan. 57 (6): 983-993. Bibcode:2005PASJ...57..983Y. doi:10.1093/pasj/57.6.983
- ↑ Ammler-von Eiff, M.; Reiners, A. (junho de 2012). «New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: are there two populations of differentially rotating stars?». Astronomy & Astrophysics. 542: A116, 31. Bibcode:2012A&A...542A.116A. doi:10.1051/0004-6361/201118724
- ↑ a b Yildiz, M. (janeiro de 2014). «Origin of W UMa-type contact binaries - age and orbital evolution». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 437 (1): 185-194. Bibcode:2014MNRAS.437..185Y. doi:10.1093/mnras/stt1874
