HD 102776

j Centauri
Dados observacionais (J2000)
ConstelaçãoCentaurus
Asc. reta11h 49m 41,1s
Declinação-63° 47′ 18,5″
Magnitude aparente4,308
Características
Tipo espectralB3V
Cor (U-B)-0,58
Cor (B-V)-0,148
Variabilidadevariável irregular lenta
Astrometria
Velocidade radial29,00 km/s
Mov. próprio (AR)-17,78 mas/a
Mov. próprio (DEC)-1,88 mas/a
Paralaxe5,4391 ± 0,4369 mas
Distância600 ± 50 anos-luz
184 ± 15 pc
Detalhes
Massa7,2 ± 0,1 M☉
Raio3,9 R☉
Luminosidade2919 L☉
Temperatura18700 K
Rotaçãov sin i = 270,0 km/s
Idade31,6 ± 0,6 milhões
de Ga
Outras denominações
j Centauri, FK5 2944, CD-63 674, HR 4537, HD 102776, HIP 57669, SAO 251602.
Localização
HD 102776

HD 102776 (j Centauri) é uma estrela na constelação de Centaurus. Tem uma magnitude aparente visual de 4,31, sendo visível a olho nu em locais sem poluição luminosa excessiva. Com base em medições de paralaxe, está localizada a aproximadamente 600 anos-luz (184 parsecs) da Terra.

j Centauri é uma estrela de classe B da sequência principal com um tipo espectral de B3V, também já classificada como B3Vne, indicando que é uma estrela Be. Tem uma massa de 7,2 vezes a massa solar e uma idade, estimada por modelos evolucionários, de 31,6 milhões de anos. Seu raio foi calculado diretamente por medições de diâmetro angular, sendo equivalente a 3,9 raios solares. Sua fotosfera tem uma temperatura efetiva de 18 700 K e está brilhando com uma luminosidade 2 900 vezes superior à solar. A estrela está girando rapidamente com um velocidade de rotação projetada de 270 km/s, a qual lhe confere um achatamento estimado de 11%. É uma estrela variável que varia sua magnitude aparente entre 4,30 e 4,39, tendo sido classificada em um estudo como uma variável irregular lenta.

Esta estrela pertence ao subgrupo Centaurus Inferior-Crux da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol. Possui uma alta velocidade peculiar de 26,6 ± 5,9 km/s em relação às estrelas vizinhas, sendo considerada uma provável estrela fugitiva. A partir de dados da missão Hipparcos, é catalogada como uma binária astrométrica, o que significa que possui uma estrela companheira identificada a partir de anomalias no movimento próprio da primária.

Ver também

Referências

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