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Eta Centauri

estrela

Eta Centauri (η Cen, η Centauri) é uma estrela na constelação de Centaurus. Com uma magnitude aparente visual de 2,31,[1] é facilmente visível a olho nu como um dos membros mais brilhantes da constelação. De acordo com medições de paralaxe, está localizada a aproximadamente 306 anos-luz (94 parsecs) da Terra.[1]

η Centauri
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
Asc. reta 14h 35m 30,4s[1]
Declinação -42° 09′ 28,2″[1]
Magnitude aparente 2,31[1]
Características
Tipo espectral B2Ve[2]
Cor (U-B) -0,82[1]
Cor (B-V) -0,19[1]
Variabilidade γ Cassiopeiae[3]
Astrometria
Velocidade radial 0,00 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -34,73 mas/a[1]
Mov. próprio (DEC) -32,72 mas/a[1]
Paralaxe 10,67 ± 0,21 mas[1]
Distância 306 ± 6 anos-luz
94 ± 2 pc
Magnitude absoluta -2,55
Detalhes
Massa 12,0 ± 0,3[4] M☉
Raio 4,2[2] R☉
Gravidade superficial log g = 3,80 cgs[5]
Luminosidade 5 750[5] L☉
Temperatura 20 500[5] K
Rotação 301 km/s[2]
Período de 14,1 h[2]
Idade 5,6 ± 1,0 milhões[4]
de anos
Outras denominações
CD-41 8917, FK5 537, HR 5440, HD 127972, HIP 71352, SAO 225044.[1]
Eta Centauri

O espectro de Eta Centauri corresponde a um tipo espectral de B2 Ve, indicando que esta é uma estrela de classe B da sequência principal. A notação 'e' indica a presença de linhas de emissão em seu espectro, o que a torna uma estrela Be, cercada por um disco circunstelar formado de material ejetado da estrela. Eta Centauri é uma estrela variável com múltiplos períodos de pulsação não radiais, incluindo dois períodos primários de 0,577 e 0,565 dias, um período secundário de 0,642 dias, e um período maior, de 29 dias, que pode ser causado pelo batimento dos dois primários. A pulsação da estrela promove intensa perda de massa, sendo a fonte do material para o disco.[2][6] Eta Centauri é classificada como uma variável Gamma Cassiopeiae e seu brilho varia entre magnitude 2,30 e 2,41.[3]

Como é típico entre estrelas Be, Eta Centauri está girando rapidamente, com uma velocidade de rotação de 300 km/s, completando uma rotação em 14,1 horas.[2] Isso está dando à estrela a forma de um esferoide oblato com um raio equatorial 16% maior que o polar.[7] O eixo de rotação da estrela está inclinado em um ângulo de 85° em relação à linha de visão da Terra, resultando em uma perspectiva quase equatorial da estrela e seu disco. A alta inclinação faz com que a variabilidade da estrela se manifeste através de pequenas diminuições no brilho da estrela.[2] Eta Centauri tem uma massa de cerca de 12 vezes a massa solar e uma idade estimada de apenas 5,6 milhões de anos.[4] Sua atmosfera irradia energia a uma taxa de 5 750 vezes a luminosidade solar, a uma temperatura efetiva de 20 500 K,[5] dando à estrela a coloração azul-branca típica de estrelas de classe B.[8]

Eta Centauri não possui estrelas companheiras conhecidas.[9][10] Uma pesquisa de 2013 determinou uma separação máxima de 143 UA para possíveis estrelas de classe G ou K orbitando Eta Centauri.[11] A estrela tem uma velocidade peculiar de 13,0 ± 1,7 km/s em relação às estrelas vizinhas.[12] É um membro do subgrupo Centaurus Superior-Lupus da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol.[13]

Ver também editar

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h i j k l «SIMBAD query result - eta Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 7 de março de 2017 
  2. ↑ a b c d e f g Baade, D.; et al. (abril de 2016). «Short-term variability and mass loss in Be stars. I. BRITE satellite photometry of η and μ Centauri». Astronomy & Astrophysics. 588: A56, 18. Bibcode:2016A&A...588A..56B. doi:10.1051/0004-6361/201528026 
  3. ↑ a b 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 
  4. ↑ a b c 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): 190-200. Bibcode:2011MNRAS.410..190T. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x 
  5. ↑ a b c d Levenhagen, R. S.; Leister, N. V (setembro de 2006). «Spectroscopic analysis of southern B and Be stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 371 (1): 252-262. Bibcode:2006MNRAS.371..252L. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10655.x 
  6. ↑ Rivinius, Th.; Baade, D.; Štefl, S (novembro de 2003). «Non-radially pulsating Be stars». Astronomy and Astrophysics. 411: 229-247. Bibcode:2003A&A...411..229R. doi:10.1051/0004-6361:20031285 
  7. ↑ van Belle, Gerard T (março de 2012). «Interferometric observations of rapidly rotating stars». The Astronomy and Astrophysics Review. 20 (1): id. 51. Bibcode:2012A&ARv..20...51V. doi:10.1007/s00159-012-0051-2 
  8. ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 8 de março de 2017 
  9. ↑ 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): 869-879. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x 
  10. ↑ Rizzuto, A. C; et al. (dezembro de 2013). «Long-baseline interferometric multiplicity survey of the Sco-Cen OB association». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 436 (2): 1694-1707. Bibcode:2013MNRAS.436.1694R. doi:10.1093/mnras/stt1690 
  11. ↑ Gullikson, Kevin; Dodson-Robinson, Sarah (janeiro de 2013). «Detection of Low-Mass-ratio Stellar Binary Systems». The Astronomical Journal. 145 (1): artigo 3, 13. Bibcode:2013AJ....145....3G. doi:10.1088/0004-6256/145/1/3 
  12. ↑ Bobylev, V. V.; Bajkova, A. T. (agosto de 2013). «Galactic kinematics from a sample of young massive stars». Astronomy Letters. 39 (8): 532-549. Bibcode:2013AstL...39..532B. doi:10.1134/S106377371308001X 
  13. ↑ de Geus, E. J.; de Zeeuw, P. T.; Lub, J. (junho de 1989). «Physical parameters of stars in the Scorpio-Centaurus OB association». Astronomy and Astrophysics. 216 (1-2): 44-61. Bibcode:1989A&A...216...44D 

Ligações externas editar

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