Gamma Centauri
Gamma Centauri (γ Cen, γ Centauri) é a quarta estrela mais brilhante da constelação de Centaurus, com uma magnitude aparente visual de 2,17.[1] Possui o nome tradicional Muhlifain, derivado de Muliphein, o nome de Gamma Canis Majoris.[4] Com base em medições de paralaxe, está localizada a aproximadamente 130 anos-luz (39,9 parsecs) da Terra.[1]
| γ Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 12h 41m 31,0s[1] |
| Declinação | -48° 57′ 35,5″[1] |
| Magnitude aparente | 2,17[1] (2,82 + 2,88)[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | A1IV+[3] |
| Cor (U-B) | -0,01[1] |
| Cor (B-V) | -0,01[1] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | -5,50 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -185,72 mas/a[1] |
| Mov. próprio (DEC) | 5,79 mas/a[1] |
| Paralaxe | 25,06 ± 0,28 mas[1] |
| Distância | 130 ± 1 anos-luz 39,9 ± 0,4 pc |
| Magnitude absoluta | -0,84 |
| Detalhes | |
| Massa | 2,8[4] M☉ |
| Gravidade superficial | log g = 3,66 cgs[5] |
| Luminosidade | 95[4] L☉ |
| Temperatura | 9 717 ± 330[5] K |
| Metalicidade | [M/H] = -0,29[3] |
| Rotação | v sin i = 74 km/s[5] |
| Idade | 450 milhões[6] de anos |
| Outras denominações | |
| Muhlifain, CD-48 7597, HR 4819, HD 110304, HIP 61932, SAO 223603.[1] | |
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Gamma Centauri é uma estrela binária consistindo de dois componentes idênticos de classe A,[4] que possuem magnitude aparente de 2,82 e 2,88.[2] O par tem um tipo espectral conjunto de A1IV+,[3] sugerindo que são estrelas subgigantes no processo de se tornaram gigantes. Individualmente, as estrelas já foram classificadas também como gigantes de classe A1. Cada estrela tem massa de 2,8 vezes a massa solar e está brilhando com 95 vezes a luminosidade solar.[4] Suas superfícies irradiam essa energia a uma temperatura efetiva de 9 717 K,[5] dando-lhes a coloração branca típica de estrelas dessa classe.[7] O sistema tem uma idade estimada de 450 milhões de anos.[6]
As duas estrelas estão orbitando o centro de massa do sistema com um período de 84,494 anos e um semieixo maior de 0,936 segundos de arco.[8] Isso equivale a uma distância média de 37 UA entre elas.[4] Devido à alta excentricidade orbital do sistema, de 0,7910,[8] suas órbitas elípticas levam-nas entre 8 e 67 UA uma da outra.[4]
Este sistema já foi identificado como uma fonte de excesso de radiação infravermelha pelo telescópio IRAS, o que indicaria a presença de um disco de detritos, mas um estudo demonstrou que as emissões observadas podem ser atribuídas às atmosferas das estrelas.[9] A estrela Tau Centauri está a apenas 1,72 anos-luz (0,5 parsecs) de Gamma Centauri; existe 98% de chance de que ambas formam um par de movimento comum, considerando seu movimento próprio semelhante.[10]
Ver também editar
Referências
- ↑ a b c d e f g h i j k l «SIMBAD query result - gam Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 14 de março de 2017
- ↑ a b Mason, Brian D.; et al. (dezembro de 2001). «The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog». The Astronomical Journal. 122 (6): 3466-3471. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920
- ↑ a b c Gray, R. O.; et al. (julho de 2006). «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample». The Astronomical Journal. 132 (1): 161-170. Bibcode:2006AJ....132..161G. doi:10.1086/504637
- ↑ a b c d e f g Kaler, James B. «MUHLIFAIN (Gamma Centauri)». Stars. Consultado em 16 de março de 2017
- ↑ a b c d David, Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A (março de 2015). «The Ages of Early-type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets». The Astrophysical Journal. 804 (2). 38 páginas. Bibcode:2015ApJ...804..146D. doi:10.1088/0004-637X/804/2/146
- ↑ a b Vican, Laura (junho de 2012). «Age Determination for 346 Nearby Stars in the Herschel DEBRIS Survey». The Astronomical Journal. 143 (6): artigo 135, 9. Bibcode:2012AJ....143..135V. doi:10.1088/0004-6256/143/6/135
- ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 16 de março de 2017
- ↑ a b Tokovinin, Andrei (agosto de 2012). «Speckle Interferometry and Orbits of "Fast" Visual Binaries». The Astronomical Journal. 144 (2): artigo 56, 11. Bibcode:2012AJ....144...56T. doi:10.1088/0004-6256/144/2/56
- ↑ Rhee, Joseph H.; Song, Inseok; Zuckerman, B.; McElwain, Michael (março de 2007). «Characterization of Dusty Debris Disks: The IRAS and Hipparcos Catalogs». The Astrophysical Journal. 660 (2): 1556-1571. Bibcode:2007ApJ...660.1556R. doi:10.1086/509912
- ↑ Shaya, Ed J.; Olling, Rob P. (janeiro de 2011). «Very Wide Binaries and Other Comoving Stellar Companions: A Bayesian Analysis of the Hipparcos Catalogue». The Astrophysical Journal Supplement. 192 (1): artigo 2, 17. Bibcode:2011ApJS..192....2S. doi:10.1088/0067-0049/192/1/2