V945 Centauri

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H Centauri
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
Asc. reta 12h 57m 04,4s[1]
Declinação -51° 11′ 55,5″[1]
Magnitude aparente 5,159[1]
Características
Tipo espectral B7V + B8.5V + B[2]
Cor (B-V) -0,071[1]
Variabilidade variável elipsoidal[2]
Astrometria
Velocidade radial 25,00 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -30,57 mas/a[3]
Mov. próprio (DEC) -15,50 mas/a[3]
Paralaxe 7,9274 ± 0,1944 mas[3]
Distância 411 ± 10 anos-luz
126 ± 3 pc
Magnitude absoluta -0,3
Detalhes
Primário
(modelo com três estrelas)[2]
Massa 3,32 ± 0,51 M
Raio 2,09 ± 0,12 R
Gravidade superficial log g = 4,3 ± 0,1 cgs
Luminosidade 111 ± 21 L
Temperatura 13 000 K
Idade 10 milhões de anos
Secundário
(modelo com três estrelas)[2]
Massa 2,37 ± 0,48 M
Raio 1,67 ± 0,09 R
Gravidade superficial log g = 4,4 ± 0,1 cgs
Luminosidade 37 ± 7 L
Temperatura 10 687 ± 52 K
Idade 10 milhões de anos
Outras denominações
H Centauri, V945 Centauri, CD-50 7394, HR 4913, HD 112409, HIP 63210, SAO 240407.[1]
V945 Centauri
Centaurus constellation map.png

V945 Centauri (H Centauri) é um provável sistema estelar triplo[2] na constelação de Centaurus. Tem uma magnitude aparente visual combinada de 5,16,[1] sendo visível a olho em locais com pouca poluição luminosa. Com base em medições de paralaxe do satélite Gaia, está localizado a uma distância de 410 anos-luz (126 parsecs) da Terra.[3] O sistema é membro do subgrupo Centaurus Inferior-Crux da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol.[4]

O sistema V945 Centauri é formado por duas estrelas de classe B da sequência principal com tipos espectrais de B7V e B8.5V, que compõem uma binária espectroscópica de linha dupla com um período orbital muito curto de 0,6496 dias e uma órbita circular (excentricidade zero).[2] Observadas a uma inclinação de 24°, as duas estrelas têm formato de esferoide oblato e suas áreas superficiais visíveis da Terra variam conforme uma orbita a outra,[2] fazendo a magnitude aparente do sistema variar entre 5,14 e 5,16 ao longo de uma órbita.[5] Sistemas assim são chamados de variáveis elipsoidais. As duas estrelas estão quase em contato uma com a outra, tendo sua órbita um semieixo maior de apenas 5,63 raios solares (0,026 UA). O espectro do sistema contém um terceiro grupo de linhas espectrais que provavelmente correspondem a uma terceira estrela, também de classe B, mas existe a possibilidade que se trate de um disco circumbinário em torno da estrela binária.[2]

Para descrever os parâmetros físicos das estrelas, foram criados dois modelos: um na ausência e outro na presença do terceiro objeto no sistema, sendo o segundo considerado mais próximo da realidade. Neste, as estrelas primárias e secundárias têm massas de 3,32 e 2,37 massas solares, com uma alta incerteza de cerca de meia massa solar, e estão irradiando 111 e 37 vezes a luminosidade solar a uma temperatura efetiva de 13 000 e 10 700 K. Seus raios são iguais a 2,09 e 1,67 raios solares, o que significa que a separação entre a superfície das estrelas é de apenas 1,87 raios solares. Na luz visível, a estrela primária corresponde a 51,9% da luminosidade total do sistema, a secundária a 24,1%, e a terciária a 24,0%. Esse modelo estima que o sistema tenha uma idade próxima a 10 milhões de anos.[2]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. a b c d e f g «SIMBAD query result - H Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 12 de maio de 2017 
  2. a b c d e f g h i Harmanec, P.; Aerts, C.; Prša, A.; Verhoelst, T.; Kolenberg, K. (setembro de 2010). «V945 Centauri = HD 112409: a bright hot short-period binary in a triple system?». Astronomy and Astrophysics. 520: A73, 11 pp. Bibcode:2010A&A...520A..73H. doi:10.1051/0004-6361/201014096 
  3. 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
  4. 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): artigo 133, 24 pp. Bibcode:2012ApJ...756..133C. doi:10.1088/0004-637X/756/2/133 
  5. Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (janeiro de 2009). «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)». VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S