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DeutschV716 Centauri – Wikipédia, a enciclopédia livre
| V716 Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 14h 13m 39,82s[1] |
| Declinação | -54° 37′ 32,26″[1] |
| Magnitude aparente | 6,09[2] (5,96 a 6,52)[3] |
| Características | |
| Tipo espectral | B5V + A2V[4] |
| Cor (U-B) | -0,39[2] |
| Cor (B-V) | +0,08[2] |
| Variabilidade | Binária eclipsante (β Lyrae)[5] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | −10,3 ± 6,9 km/s[4] |
| Mov. próprio (AR) | -19,12 mas/a[6] |
| Mov. próprio (DEC) | -11,64 mas/a[6] |
| Paralaxe | 3,9426 ± 0,0533 mas[6] |
| Distância | 827 ± 11 anos-luz 253,6 ± 3,4 pc |
| Magnitude absoluta | A: −1,39 ± 0,07 (visual) −2,59 ± 0,07 (bolométrica) B: 0,33 ± 0,05 (visual) 0,19 ± 0,05 (bolométrica)[4] |
| Detalhes[4] | |
| Primário | |
| Massa | 5,68 ± 0,07 M☉ |
| Raio | 4,08 ± 0,07 R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 3,970 ± 0,010 cgs |
| Luminosidade | 851+61 −56 L☉ |
| Temperatura | 15500 ± 50 K |
| Rotação | 137 ± 2 km/s |
| Secundário | |
| Massa | 2,39 ± 0,05 M☉ |
| Raio | 3,36 ± 0,02 R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 3,762 ± 0,012 cgs |
| Luminosidade | 66 ± 3 L☉ |
| Temperatura | 9000 ± 80 K |
| Rotação | 116 ± 7 km/s |
| Outras denominações | |
| V716 Centauri, CD-54 5601, HR 5311, HD 124195, HIP 69491, SAO 241552.[1] | |
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V716 Centauri é uma estrela variável na constelação de Centaurus. Uma binária eclipsante, sua magnitude aparente visual tem um máximo de 5,96, diminuindo para 6,52 durante o eclipse do componente primário e 6,21 durante o eclipse do componente secundário.[3] Portanto, o sistema é visível a olho nu em excelentes condições de visualização. A partir de sua paralaxe, medida com precisão pela sonda Gaia, é calculado que o sistema esteja a uma distância de aproximadamente 254 parsecs (827 anos-luz) da Terra,[6] um valor significativamente menor que o estimado indiretamente com base em sua luminosidade, de 339 ± 8 parsecs.[4]
V716 Centauri é um sistema binário próximo com duas estrelas separadas por apenas 11 raios solares, em uma órbita circular com período de 1,49 dias. O componente primário tem 5,68 vezes a massa solar, 4,08 vezes o raio solar e está brilhando com 850 vezes a luminosidade solar. Sua temperatura efetiva é de 15 500 K. O componente secundário, com uma luminosidade de 66 vezes a solar, é menor e mais frio, com massa de 2,39 massas solares, raio de 3,36 raios solares e temperatura efetiva de 9 000 K. Essas características correspondem a tipos espectrais de B5V e A2V para as estrelas primária e secundária respectivamente. Com velocidades de rotação equatorial de 137 e 116 km/s, as estrelas apresentam rotação sincronizada.[4]
A proximidade entre as estrelas faz a secundária preencher seu lóbulo de Roche e transferir material para a primária. Originalmente, a estrela secundária era a mais massiva do sistema. Esse fenômeno é responsável por fazer a primária parecer menos luminosa para sua classe, e a secundária mais luminosa, devido a uma demora para as estrelas assimilarem a nova massa.[4]
Este sistema já foi considerado uma possível estrela fugitiva originada por uma supernova na associação Scorpius–Centaurus, com base em uma velocidade radial anormalmente alta de +66 km/s. Esse cenário já está descartado pois o sistema é binário e possui velocidade radial variável devido ao movimento orbital das estrelas; o valor real para a velocidade radial do centro de massa do sistema é de aproximadamente -10 km/s.[7]
Referências
- ↑ a b c «V* V716 Cen -- Eclipsing binary of beta Lyr type (semi-detached)». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 21 de outubro de 2017
- ↑ a b c Deutschman, W. A.; Davis, R. J.; Schild, R. E. (fevereiro de 1976). «The galactic distribution of interstellar absorption as determined from the Celescope catalog of ultraviolet stellar observations and a new catalog of UBV, H-beta photoelectric observations». Astrophysical Journal Supplement Series. 30: 97-225. Bibcode:1976ApJS...30...97D. doi:10.1086/190359
- ↑ a b Avvakumova, E. A.; Malkov, O. Yu.; Kniazev, A. Yu. (outubro de 2013). «Eclipsing variables: Catalogue and classification». Astronomische Nachrichten. 334 (8). 860 páginas. Bibcode:2013AN....334..860A. doi:10.1002/asna.201311942
- ↑ a b c d e f g Bakış, H.; Bakış, V.; Demircan, O.; Eker, Z. (março de 2008). «The early-type semidetached binary system V716 Centaurus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 385 (1): 381-390. Bibcode:2008MNRAS.385..381B. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12832.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
- ↑ 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 - ↑ Jilinski, E.; Ortega, V. G.; Drake, N. A.; de la Reza, R. (setembro de 2010). «A Dynamical Study of Suspected Runaway Stars as Traces of Past Supernova Explosions in the Region of the Scorpius-Centaurus OB Association». The Astrophysical Journal. 721 (1): 469-477. Bibcode:2010ApJ...721..469J. doi:10.1088/0004-637X/721/1/469
