V752 Centauri

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V752 Centauri
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
Asc. reta 11h 42m 48,08s[1]
Declinação -35° 48′ 57,52″[1]
Magnitude aparente 9,30[1] (9,10 a 9,66)[2]
Características
Tipo espectral F7/G0(V)[1]
Cor (B-V) 0,58[1]
Variabilidade Binária eclipsante
(W UMa subtipo W)[3]
Astrometria
Velocidade radial 29,10 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -52,18 mas/a[4]
Mov. próprio (DEC) -24,36 mas/a[4]
Paralaxe 7,9641 ± 0,0495 mas[4]
Distância 409,5 ± 2,5 anos-luz
125,6 ± 0,8 pc
Magnitude absoluta 4,00 ± 0,34[5]
Detalhes[3]
Idade 3,84 bilhões[6] de anos
Primário
Massa 1,302 M
Raio 1,208 R
Luminosidade 1,846 L
Temperatura 5955 ± 77 K
Secundário
Massa 0,400 M
Raio 0,754 R
Luminosidade 0,763 L
Temperatura 6221 ± 81 K
Outras denominações
V752 Centauri, CD-35 7392, HD 101799, HIP 57129, SAO 202729.[1]
V752 Centauri
Centaurus constellation map.png

V752 Centauri (HD 101799) é uma estrela variável na constelação de Centaurus. Uma binária eclipsante, sua magnitude aparente visual tem um máximo de 9,10, diminuindo para 9,66 durante o eclipse primário e 9,61 durante o eclipse secundário.[2] Sua natureza variável foi descoberta por Howard Bond em 1970.[7] De acordo com dados de paralaxe, do segundo lançamento do catálogo Gaia, está a uma distância de aproximadamente 410 anos-luz (126 parsecs) da Terra.[4]

V752 Centauri é uma binária de contato do tipo W Ursae Majoris, formada por duas estrelas de classe F com um tipo espectral conjunto de F7/G0(V).[1] Individualmente, os componentes já foram classificados como F8 + F5,[8] e F8 + F7.5.[9] Com temperaturas efetivas de 5955 e 6221 K,[3] o sistema é classificado como uma variável W Ursae Majoris do subtipo W, em que a estrela primária (maior) é mais fria que a secundária; por isso, os eclipses primários são causados pela ocultação da estrela secundária.[8][3]

A combinação de dados fotométricos e espectroscópicos permitiram o cálculo preciso dos parâmetros de V752 Centauri. O componente primário tem uma massa de 1,30 vezes a massa solar, raio de 1,21 vezes o raio solar e está brilhando com 1,85 vezes a luminosidade solar. O secundário tem apenas 40% da massa solar, um raio de 75% do raio solar e luminosidade igual a 76% da solar.[3] 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 1,76 vezes a massa solar, enquanto o primário tinha uma massa inicial de 0,84 vezes a solar.[6]

O sistema possui um período orbital de apenas 0,370 dias e uma separação de 2,588 raios solares.[6] A órbita está inclinada em 81,7° em relação ao plano do céu.[3] O período orbital do sistema parece estar aumentando a uma taxa de 0,044 segundos por ano, o que pode ser evidência da existência de um terceiro objeto no sistema.[10] Com base em sua cinemática, V752 Centauri já foi considerado um possível membro da associação TW Hydrae; esse cenário foi rapidamente descartado por análise espectral.[11] A idade do sistema é estimada em 3,84 bilhões de anos.[6]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. a b c d e f g h «V* V752 Cen -- Eclipsing binary of W UMa type (contact binary)». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 10 de novembro de 2017. 
  2. a b Avvakumova, E. A.; Malkov, O. Yu.; Kniazev, A. Yu. (outubro de 2013). «Eclipsing variables: Catalogue and classification». Astronomische Nachrichten. 334 (8): p.860. Bibcode:2013AN....334..860A. doi:10.1002/asna.201311942 
  3. a b c d e f Barone, F.; di Fiore, L.; Milano, L.; Russo, G. (abril de 1993). «Analysis of contact binary systems: AA Ursae Majoris, V752 Centauri, AO Camelopardalis, and V677 Centauri». Astrophysical Journal. 407 (1): p. 237-251. Bibcode:1993ApJ...407..237B. doi:10.1086/172509 
  4. a b c d Gaia Collaboration: Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833051.  Catálogo Vizier
  5. Rucinski, S. M.; Duerbeck, H. W. (dezembro de 1997). «Absolute Magnitude Calibration for the W UMa-Type Systems Based on HIPPARCOS Data». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 109: p.1340-1350. Bibcode:1997PASP..109.1340R. doi:10.1086/134014 
  6. a b c d 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): p.185-194. Bibcode:2014MNRAS.437..185Y. doi:10.1093/mnras/stt1874 
  7. Bond, Howard E. (outubro de 1970). «Three Eclipsing Binaries Found Spectroscopically». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 82 (489): p.1065. Bibcode:1970PASP...82.1065B. doi:10.1086/129004 
  8. a b Sisteró, R. F.; Castore de Sisteró, M. E. (março de 1974). «Radial velocity curves of HD 101799». Astronomical Journal. 79: p. 391 - 396, 425. Bibcode:1974AJ.....79..391S. doi:10.1086/111556 
  9. Leung, K.-C. (dezembro de 1976). «The contact binary HD 101799». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 88: p. 936 - 939. Bibcode:1976PASP...88..936L. doi:10.1086/130049 
  10. Lohr, M. E.; Norton, A. J.; Payne, S. G.; West, R. G.; Wheatley, P. J. (junho de 2015). «Orbital period changes and the higher-order multiplicity fraction amongst SuperWASP eclipsing binaries». Astronomy & Astrophysics. 578: A136, 7 pp. Bibcode:2015A&A...578A.136L. doi:10.1051/0004-6361/201525747 
  11. Song, I.; Bessell, M. S.; Zuckerman, B. (abril de 2002). «Additional TWA members?. Spectroscopic verification of kinematically selected TWA candidates». Astronomy and Astrophysics. 385: p.862-866. Bibcode:2002A&A...385..862S. doi:10.1051/0004-6361:20020159