Epsilon Centauri

ε Centauri
Dados observacionais (J2000)
ConstelaçãoCentaurus
Asc. reta13h 39m 53,3s
Declinação-53° 27′ 59,0″
Magnitude aparente2,30
Características
Tipo espectralB1III
Cor (U-B)-0,92
Cor (B-V)-0,22
Variabilidadeβ Cephei
Astrometria
Velocidade radial3,0 km/s
Mov. próprio (AR)-15,30 mas/a
Mov. próprio (DEC)-11,72 mas/a
Paralaxe7,63 ± 0,48 mas
Distância430 ± 30 anos-luz
131 ± 8 pc
Magnitude absoluta-3,29
Detalhes
Massa11,7 ± 0,3 M☉
Raio7 R☉
Gravidade superficiallog g = 3,72 cgs
Luminosidade15 217 L☉
Temperatura24 000 K
Metalicidade[M/H] = −0,14 ± 0,10
Rotaçãov sin i = 140 km/s
Idade15,8 ± 5,7 milhões
de Ga
Outras denominações
CD-52 5743, FK5 504, HR 5132, HD 118716, HIP 66657, SAO 241047.
Localização
Epsilon Centauri

Epsilon Centauri (ε Cen, ε Centauri) é uma estrela na constelação de Centaurus. Com uma magnitude aparente visual de 2,30, é facilmente visível a olho nu como um dos membros mais brilhantes da constelação. De acordo com medições de paralaxe, está localizada a aproximadamente 430 anos-luz (131 parsecs) da Terra.

Epsilon Centauri é uma estrela gigante de classe B com um tipo espectral de B1 III, indicando que é uma estrela evoluída que já saiu da sequência principal. É uma estrela massiva com 11,7 vezes a massa solar e tem uma idade de 16 milhões de anos. Com base em um diâmetro angular de 0,504 ± 0,029 milissegundos de arco, seu raio pode ser calculado em 7 vezes o solar. Sua atmosfera está brilhando com mais de 15 000 vezes a luminosidade solar a uma temperatura efetiva de 24 000 K, o que dá à estrela a coloração azul-branca típica de estrelas de classe B. É uma estrela variável do tipo Beta Cephei, apresentando pelo menos cinco períodos de pulsação que variam entre 3,14 e 4,22 horas. Sua magnitude aparente varia entre 2,29 e 2,31.

Esta estrela pertence ao subgrupo Centaurus Inferior-Crux da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol. Ela tem uma velocidade peculiar de 5,4 ± 2,6 km/s em relação às estrelas vizinhas. É catalogada como uma binária astrométrica, o que significa que possui uma estrela companheira identificada a partir de anomalias no movimento próprio da primária. Uma pesquisa interferométrica de 2013 identificou um objeto de 46% da massa da estrela primária a uma separação de aproximadamente 0,1 segundos de arco, o que corresponde a cerca de 20 UA.

Ver também

Referências

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 «SIMBAD query result - eps Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 9 de março de 2017
  2. 1 2 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
  3. 1 2 3 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
  4. 1 2 Lang, Kenneth R. (2006), Astrophysical formulae, ISBN 3-540-29692-1, Astronomy and astrophysics library, 1 3 ed. , Birkhäuser. O raio (R*) é dado por:
  5. 1 2 3 Niemczura, E.; Daszyńska-Daszkiewicz, J. (abril de 2005). «Metallicities of the β Cephei stars from low-resolution ultraviolet spectra». Astronomy and Astrophysics. 433 (2): 659-669. Bibcode:2005A&A...433..659N. doi:10.1051/0004-6361:20040396
  6. 1 2 3 Hohle, M. M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B. F (abril de 2010). «Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants». Astronomische Nachrichten. 331 (4): 349. Bibcode:2010AN....331..349H. doi:10.1002/asna.200911355
  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 9 de março de 2017
  9. ↑ Schrijvers, C.; Telting, J. H.; Aerts, C. (março de 2004). «Line-profile variability in the β Cephei star ɛ Centauri». Astronomy and Astrophysics. 416: 1069-1079. Bibcode:2004A&A...416.1069S. doi:10.1051/0004-6361:20031731
  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
  11. ↑ 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
  12. ↑ 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
  13. ↑ 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
  14. ↑ 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

Ligações externas