SV Centauri
SV Centauri é uma estrela variável na constelação de Centaurus. Uma binária eclipsante, sua magnitude aparente visual tem um máximo de 8,71, diminuindo para 9,98 durante o eclipse do componente primário e 9,42 durante o eclipse do componente secundário.[3] Os dados de paralaxe do terceiro lançamento do catálogo Gaia indicam que está a uma distância de 2580 parsecs (8420 anos-luz) da Terra, com uma incerteza de 190 pc,[5] um valor superior à estimativa indireta anterior de 1800 pc, baseada na luminosidade da estrela.[4]
| SV Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 11h 47m 57,2s[1] |
| Declinação | -60° 33′ 57,8″[1] |
| Magnitude aparente | 8,66[2] (8,71 a 9,98)[3] |
| Características | |
| Tipo espectral | B1V + B6.5III[4] |
| Cor (U-B) | -0,74[2] |
| Cor (B-V) | 0,06[2] |
| Variabilidade | Binária eclipsante (β Lyrae)[3] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | -27,7 ± 6,3 km/s[4] |
| Mov. próprio (AR) | -6,29 ± 0,03 mas/a[5] |
| Mov. próprio (DEC) | 0,50 ± 0,03 mas/a[5] |
| Paralaxe | 0,3875 ± 0,0283 mas[5] |
| Distância | 8420 ± 610 anos-luz 2580 ± 190 pc |
| Magnitude absoluta | -5,4 / -3,4 (bolométrica)[4] -3,5 (-3,1 / 2,3) (visual)[4] |
| Detalhes[4] | |
| Estrela primária | |
| Massa | 7,7 M☉ |
| Raio | 6,8 R☉ |
| Luminosidade | 11700 L☉ |
| Temperatura | 23000 K |
| Estrela secundária | |
| Massa | 9,6 M☉ |
| Raio | 7,4 R☉ |
| Luminosidade | 1900 L☉ |
| Temperatura | 14000 K |
| Outras denominações | |
| SV Centauri, CD-59 3950, HD 102552.[1] | |
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SV Centauri é uma binária de contato formada por duas estrelas quentes de classe B de tipos espectrais B1V e B6.5III e temperaturas efetivas de 23 000 e 14 000 K. O componente primário, mais brilhante com 11700 vezes a luminosidade solar, é o menos massivo com 7,7 vezes a massa solar e possui um raio médio de 6,8 raios solares. O componente secundário tem massa igual a 9,6 massas solares, raio de 7,4 raios solares e está brilhando com 1900 vezes a luminosidade solar. A separação entre os centros de cada estrela é de apenas 15,3 raios solares. A observação de eclipses é permitida pela alta inclinação de 81,8° do sistema em relação ao plano do céu.[4]
O período orbital de SV Centauri está diminuindo de forma monótona a uma taxa média muito rápida de 2,1 segundos por ano, a maior para qualquer sistema conhecido. As primeiras observações do sistema, em 1894, revelaram um período de 1,6606 dias, que diminuiu para 1,6581 dias em 1993,[6] apresentando uma taxa de diminuição que é variável em função do tempo, mas com intervalos de 10-30 anos em que é constante. A transição entre esses intervalos de diminuição constante pode ser acompanhada por diminuições muito grandes no período, como de 15 segundos por ano em 1975.[7]
O cenário considerado mais provável para explicar a diminuição do período envolve transferência de massa da estrela menos massiva para a mais massiva e subsequente perda de massa através do ponto de Lagrange L3 do sistema, localizado pouco acima da superfície da estrela mais massiva.[4][8] A perda de massa ocasiona perda de momento angular, que é compensada por uma diminuição na separação entre as estrelas e aumento da velocidade orbital. Nesse modelo, o sistema está perdendo massa à taxa média de cerca de 5 ×10−5 massas solares por ano, e a variação nessa taxa causa a variação na taxa de diminuição do período.[4] Um modelo alternativo propõe transferência de massa da estrela mais massiva para um disco de acreção ao redor da menos massiva, de forma análoga a Beta Lyrae.[9]
Referências
- ↑ a b c «V* SV Cen -- Eclipsing binary of W UMa type (contact binary)». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 16 de julho de 2017
- ↑ a b c Schild, R. E.; Garrison, R. F.; Hiltner, W. A. (abril de 1983). «UBV photometry for southern OB stars». Astrophysical Journal Supplement Series. 51: 321–336. Bibcode:1983ApJS...51..321S. doi:10.1086/190852
- ↑ a b c 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
- ↑ a b c d e f g h i Drechsel, H.; Rahe, J.; Wargau, W.; Wolf, B. (junho de 1982). «The interacting early-type contact binary SV Centauri». Astronomy and Astrophysics. 110 (2): 246–262. Bibcode:1982A&A...110..246D
- ↑ 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
- ↑ Drechsel, H.; Lorenz, R. (abril de 1993). «Period of SV Centauri Continues Decreasing». Information Bulletin on Variable Stars. 3868 (1). Bibcode:1993IBVS.3868....1D
- ↑ Herczeg, T. J.; Drechsel, H. (setembro de 1985). «The period of SV Centauri». Astrophysics and Space Science. 114 (1): 1–13. Bibcode:1985Ap&SS.114....1H. doi:10.1007/BF02463863
- ↑ Drechsel, H. (1994). «On the evolution state of the interacting binary SV Cen». Astronomische Gesellschaft Abstract Series. 10: 95. Bibcode:1994AGAb...10...95D
- ↑ Linnell, Albert P.; Scheick, Xania (outubro de 1991). «Does SV Centauri harbor an accretion disk?». Astrophysical Journal. 379: 721–728. Bibcode:1991ApJ...379..721L. doi:10.1086/170547
