HD 105382 – Wikipédia, a enciclopédia livre

HD 105382
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
Asc. reta 12h 08m 05,22s[1]
Declinação -50° 39′ 40,57″[1]
Magnitude aparente 4,47[1]
Características
Tipo espectral B6III[2]
Cor (U-B) -0,67[1]
Cor (B-V) -0,15[1]
Astrometria
Velocidade radial 16,5 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -32,59 mas/a[3]
Mov. próprio (DEC) -11,55 mas/a[3]
Paralaxe 9,1857 ± 0,1923 mas[3]
Distância 355,1 ± 7,4 anos-luz
108,9 ± 2,3 pc
Magnitude absoluta -1,2 ± 0,3 (visual)[2]
-2,9 ± 0,4 (bolométrica)[2]
Detalhes
Massa 5,7 ± 0,4[4] M☉
Raio 3,0 ± 0,6[4] R☉
Gravidade superficial log g = 4,18 ± 0,15 cgs[4]
Luminosidade 1000+590
−370[2] L☉
Temperatura 17400 ± 400[4] K
Rotação v sin i = 90 km/s[2]
Prot = 1,295 ± 0,001 dias[4]
Outras denominações
V863 Centauri, CD-49 6813, HR 4618, HD 105382, HIP 59173, SAO 239687.[1]
HD 105382

HD 105382 é uma estrela na constelação de Centaurus. É relativamente brilhante com uma magnitude aparente visual de 4,47,[1] mas pode não ser visível a olho nu devido à sua proximidade com δ Centauri. Com base em medições de paralaxe pela sonda Gaia, está a uma distância de aproximadamente 355 anos-luz (109 parsecs) da Terra.[3]

Esta estrela é classificada como uma gigante de classe B com um tipo espectral de B6III.[2] Tem uma massa de 5,7 vezes a massa solar e um raio 3 vezes maior que o raio solar.[4] Está irradiando energia de sua fotosfera com cerca de 1 000 vezes a luminosidade solar[2] a uma temperatura efetiva de 17 400 K,[4] o que dá à estrela a coloração azul-branca típica de estrelas de classe B.[5]

Uma estrela variável, a magnitude visual de HD 105382 varia com amplitude de 0,012 ao longo de um período único de 1,295 dias. A estrela já foi considerada erroneamente uma estrela Be, o que explicaria a variabilidade como pulsações estelares, mas essa classificação provavelmente foi resultado de observação acidental da estrela Be próxima δ Centauri.[6] Um estudo de 2004 mostrou que o período de 1,295 dias corresponde ao período de rotação da estrela, e que a variabilidade é causada por distribuição heterogênea de elementos na superfície estelar. Em particular, HD 105382 é uma estrela peculiar pobre em hélio cuja concentração desse elemento em sua superfície varia entre 0,5% e 15% da concentração solar, e a concentração de silício varia entre 0,00044% e 0,0069% da solar. As regiões da superfície com mais hélio parecem coincidir com as regiões de menos silício, e vice-versa.[4] HD 105382 tem um campo magnético com intensidade polar de 2,3 kG,[2] o que provavelmente está relacionado à superfície heterogênea da estrela.[4]

Medições astrométricas pela sonda Hipparcos identificaram anomalias no movimento próprio desta estrela, indicando que ela é uma provável binária astrométrica.[7][8] Além disso, HD 105382 tem um movimento semelhante e parece estar à mesma distância que δ Centauri, da qual está separada por 267 segundos de arco, indicando que podem formar um sistema estelar triplo, junto com HD 105383, outra estrela próxima. Considerando que δ Centauri é por sua vez uma estrela binária, este pode ser um sistema com cinco estrelas no total.[9][8] O sistema pertence ao subgrupo Centaurus Inferior-Crux (LCC) da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol.[10]

Curva de luz de V863 Centauri pela sonda Hipparcos

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h «HR 4618 -- Be Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 7 de setembro de 2017 
  2. ↑ a b c d e f g h Petit, V.; et al. (fevereiro de 2013). «A magnetic confinement versus rotation classification of massive-star magnetospheres». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 429 (1): 398-422. Bibcode:2013MNRAS.429..398P. doi:10.1093/mnras/sts344 
  3. ↑ 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:2012.01533Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/202039657  Catálogo VizieR
  4. ↑ a b c d e f g h i Briquet, M.; et al. (janeiro de 2004). «He and Si surface inhomogeneities of four Bp variable stars». Astronomy and Astrophysics. 413: 273-283. Bibcode:2004A&A...413..273B. doi:10.1051/0004-6361:20031450 
  5. ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 8 de setembro de 2017 
  6. ↑ Briquet, M.; Aerts, C.; De Cat, P. (janeiro de 2001). «Optical variability of the B-type star HD 105382: Pulsation or rotation?». Astronomy and Astrophysics. 366: 121-128. Bibcode:2001A&A...366..121B. doi:10.1051/0004-6361:20000193 
  7. ↑ Makarov, V. V.; Kaplan, G. H (maio de 2005). «Statistical Constraints for Astrometric Binaries with Nonlinear Motion». The Astronomical Journal. 129 (5): 2420-2427. Bibcode:2005AJ....129.2420M. doi:10.1086/429590 
  8. ↑ 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): 869-879. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x 
  9. ↑ Meilland, A.; et al. (setembro de 2008). «δ Centauri: a new binary Be star detected by VLTI/AMBER spectro-interferometry». Astronomy and Astrophysics. 488 (3): L67-L70. Bibcode:2008A&A...488L..67M. doi:10.1051/0004-6361:200810624 
  10. ↑ 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 
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