V945 Centauri
| 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) | -30,07 mas/a[3] |
| Mov. próprio (DEC) | -15,53 mas/a[3] |
| Paralaxe | 7,7665 ± 0,1015 mas[3] |
| Distância | 420,0 ± 5,5 anos-luz 128,8 ± 1,7 pc |
| Magnitude absoluta | -0,4 |
| 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] | |
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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 420 anos-luz (129 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
- ↑ 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
- ↑ 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
- ↑ 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
- ↑ 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
- ↑ 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
