Xi2 Centauri
| ξ2 Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 13h 06m 54,6s[1] |
| Declinação | -49° 54′ 22,5″[1] |
| Magnitude aparente | 4,27[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | B1.5V[2][3][4] B3V[1] |
| Cor (U-B) | -0,79[1] |
| Cor (B-V) | -0,19[1] |
| Astrometria | |
| ξ2 Centauri A | |
| Velocidade radial | 14,3 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -27,12 ± 0,13 mas/a[5] |
| Mov. próprio (DEC) | -12,81 ± 0,11 mas/a[5] |
| Paralaxe | 6,7962 ± 0,1797 mas[5] |
| Distância | 480 ± 13 anos-luz 147,1 ± 3,9 pc |
| Magnitude absoluta | -1,6 (visual) −3,33 (bolométrica)[6] |
| ξ2 Centauri B | |
| Velocidade radial | 6,44 ± 3,38 km/s[5] |
| Mov. próprio (AR) | -28,03 ± 0,01 mas/a[5] |
| Mov. próprio (DEC) | -12,39 ± 0,01 mas/a[5] |
| Paralaxe | 6,5979 ± 0,0169 mas[5] |
| Distância | 494,3 ± 1,3 anos-luz 151,6 ± 0,4 pc |
| Magnitude absoluta | 3,5 (visual) 3,80 (bolométrica)[6] |
| Detalhes | |
| ξ2 Centauri A | |
| Massa | 8,1 ± 0,1[4] M☉ |
| Luminosidade | 1 700[6] L☉ |
| Temperatura | 20 900[6] K |
| Rotação | v sin i = 25 km/s[7] |
| Idade | 11,5 ± 3,7 milhões[4] de anos |
| ξ2 Centauri B | |
| Massa | 1,22[8] M☉ |
| Luminosidade | 7,4[6] L☉ |
| Temperatura | 6 166[6] K |
| Rotação | 3,8 dias[8] |
| Idade | 11-22 milhões[6][8] de anos |
| Outras denominações | |
| CD-49 7644, FK5 489, HR 4942, HD 113791, HIP 64004, SAO 223909.[1] | |
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Xi2 Centauri (ξ2 Cen, ξ2 Centauri) é um sistema estelar triplo[9] na constelação de Centaurus. Possui uma magnitude aparente visual de 4,27,[1] sendo visível a olho nu em boas condições de visualização. Com base na paralaxe de 6,60 mas da estrela terciária, medida com precisão pela sonda Gaia, está localizado a uma distância de aproximadamente 494 anos-luz (152 parsecs) da Terra.[5]
O componente primário do sistema, ξ2 Centauri A, é uma binária espectroscópica de linha única[3] com um período de 7,65 dias e excentricidade de 0,35.[9] A estrela primária é uma estrela de classe B da sequência principal com um tipo espectral de B1.5 V.[2][3][4] Tem uma massa de 8,1 vezes a massa solar[4] e está irradiando 1700 vezes a luminosidade solar de sua fotosfera a uma temperatura efetiva de 20 900 K.[6]
A uma distância angular de 25,1 segundos de arco na esfera celeste está a terceira estrela do sistema, ξ2 Centauri B, uma estrela de classe F (F7) da pré-sequência principal com uma magnitude aparente de 9,38. Tem uma massa de 1,22 massas solares e está brilhando com 7,4 vezes a luminosidade solar, a uma temperatura efetiva de 6 166 K.[8][6] Também designada V1261 Centauri, é uma estrela variável do tipo BY Draconis, em que a variabilidade é causada por manchas estelares na superfície, que entram e saem da linha de visão da Terra conforme a estrela rotaciona.[10] Apresenta uma variação de magnitude de 0,08 com um período de 3,8 dias, que corresponde ao período de rotação da estrela.[8] Ela está a cerca de 3 000 UA do par central e leva cerca de 41 500 anos para completar uma órbita.[6][11]
Xi2 Centauri é membro do subgrupo Centaurus Inferior-Crux da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol.[12] O sistema tem uma idade próxima de 10-20 milhões de anos; estimativas independentes calcularam idades de 11,5 ± 3,7 milhões de anos para ξ2 Cen A[4] e 11-22 milhões de anos para ξ2 Cen B.[6][8] Possui uma velocidade peculiar de 16,2 ± 4,2 km/s,[2] não sendo suficiente para ser considerada uma possível estrela fugitiva.[4]
Ver também
[editar | editar código-fonte]Referências
- ↑ a b c d e f g h i «SIMBAD query result - ksi02 Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 7 de dezembro de 2016
- ↑ a b c Bobylev, V. V.; Bajkova, A. T (agosto de 2013). «Galactic kinematics from a sample of young massive stars». Astronomy Letters. 39 (8). pp. 532–549. Bibcode:2013AstL...39..532B. doi:10.1134/S106377371308001X
- ↑ a b c Chini, R.; Hoffmeister, V. H.; Nasseri, A.; Stahl, O.; Zinnecker, H. (agosto de 2012). «A spectroscopic survey on the multiplicity of high-mass stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 424 (3). pp. 1925–1929. Bibcode:2012MNRAS.424.1925C. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21317.x
- ↑ a b c d e f g 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). pp. 190–200. Bibcode:2011MNRAS.410..190T. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x
- ↑ a b c d e f g h Gaia Collaboration: Vallenari, A.; Brown, A. G. A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (julho de 2022). «Gaia Data Release 3: Summary of the content and survey properties». eprint arXiv:2208.00211. Bibcode:2022arXiv220800211G. arXiv:2208.00211
. Catálogo VizieR Catálogo VizieR
- ↑ a b c d e f g h i j k Gerbaldi, M.; Faraggiana, R.; Balin, N (novembro de 2001). «Binary systems with post-T Tauri secondaries». Astronomy and Astrophysics. 379. pp. 162–184. Bibcode:2001A&A...379..162G. doi:10.1051/0004-6361:20011298
- ↑ Wolff, S. C.; Strom, S. E.; Dror, D.; Venn, K (março de 2007). «Rotational Velocities for B0-B3 Stars in Seven Young Clusters: Further Study of the Relationship between Rotation Speed and Density in Star-Forming Regions». The Astronomical Journal. 133 (3). pp. 1092–1103. Bibcode:2007AJ....133.1092W. doi:10.1086/511002
- ↑ a b c d e f Huélamo, N.; Fernández, M.; Neuhäuser, R.; Wolk, S. J (dezembro de 2004). «Rotation periods of Post-T Tauri stars in Lindroos systems». Astronomy and Astrophysics. 428. pp. 953–967. Bibcode:2004A&A...428..953H. doi:10.1051/0004-6361:20034442
- ↑ a b Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A (setembro de 2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (2). pp. 869–879. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x
- ↑ 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
- ↑ Tokovinin, A (setembro de 2008). «Comparative statistics and origin of triple and quadruple stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (2). pp. 925–938. Bibcode:2008MNRAS.389..925T. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13613.x
- ↑ 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
