RR Centauri

RR Centauri
Dados observacionais (J2000)
ConstelaçãoCentaurus
Asc. reta14h 16m 57,2s
Declinação-57° 51′ 15,7″
Magnitude aparente7,29 (7,27 a 7,68)
Características
Tipo espectralF0V
Cor (U-B)0,05
Cor (B-V)0,36
VariabilidadeW Uma
Astrometria
Velocidade radial-16,0 km/s
Mov. próprio (AR)-53,01 mas/a
Mov. próprio (DEC)-23,21 mas/a
Paralaxe9,3490 ± 0,0363 mas
Distância348,9 ± 1,4 anos-luz
107,0 ± 0,4 pc
Magnitude absoluta1,882
Detalhes
Idade2,53 ± 1,77 bilhões de anos
Estrela primária
Massa1,82 ± 0,26 M☉
Raio2,10 ± 0,01 R☉
Luminosidade8,89 L☉
Temperatura6912 K
Rotaçãov sin i = 146,9 ± 8,4 km/s
Estrela secundária
Massa0,38 ± 0,06 M☉
Raio1,05 ± 0,03 R☉
Luminosidade2,20 L☉
Temperatura6891 ± 13 K
Outras denominações
RR Centauri, CD-57 5498, HD 124689, HIP 69779, SAO 241587.
Localização
RR Centauri

RR Centauri é uma estrela variável na constelação de Centaurus. Uma binária eclipsante, sua magnitude aparente visual tem um máximo de 7,27, diminuindo para 7,68 durante o eclipse do componente primário e 7,63 durante o eclipse do componente secundário. De acordo com dados de paralaxe, do terceiro lançamento do catálogo Gaia, está a uma distância de aproximadamente 349 anos-luz (107 parsecs) da Terra.

RR Centauri é uma binária de contato do tipo W Ursae Majoris, formada por duas estrelas de classe F de temperatura similar (6912 e 6891 K) que têm um tipo espectral conjunto de F0V. O componente primário tem uma massa de 1,82 vezes a massa solar, raio de 2,10 vezes o raio solar e está brilhando com 8,89 vezes a luminosidade solar. O secundário tem apenas 38% da massa solar, um raio de 1,05 raios solar e luminosidade 2,2 vezes superior à solar. Como as duas estrelas estão em contato, existe considerável transferência de massa da estrela secundária para a primária. Estima-se que inicialmente o componente secundário era o mais massivo, com 2,21 vezes a massa solar, enquanto o primário tinha uma massa inicial de 1,5 vezes a solar.

A órbita do sistema, presumivelmente circular, tem um período de 0,60569 dias, semieixo maior de 3,92 raios solares (0,018 UA) e está inclinada em 81° em relação ao plano do céu. O período orbital do sistema parece apresentar uma oscilação cíclica de 0,0124 ± 0,0007 dias ao longo de um período de 65,1 ± 0,4 anos, o que pode ser evidência da existência de um terceiro objeto no sistema. Além dessa variação, ele está parece estar aumentando à taxa de 1,21×10−7 dias/ano, o que é atribuído à transferência de massa entre as estrelas.

Referências

  1. 1 2 3 4 5 6 7 «V* RR Cen -- Eclipsing binary of W UMa type (contact binary)». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 16 de julho de 2017
  2. 1 2 Avvakumova, E. A.; Malkov, O. Yu.; Kniazev, A. Yu. (outubro de 2013). «Eclipsing variables: Catalogue and classification». Astronomische Nachrichten. 334 (8): 860. Bibcode:2013AN....334..860A. doi:10.1002/asna.201311942
  3. 1 2 3 4 Eker, Z.; Bilir, S.; Yaz, E.; Demircan, O.; Helvaci, M. (janeiro de 2009). «New absolute magnitude calibrations for W Ursa Majoris type binaries». Astronomische Nachrichten. 330 (1): 68. Bibcode:2009AN....330...68E. doi:10.1002/asna.200811041
  4. 1 2 3 4 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
  5. 1 2 Yildiz, M. (janeiro de 2014). «Origin of W UMa-type contact binaries - age and orbital evolution». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 437 (1): 185-194. Bibcode:2014MNRAS.437..185Y. doi:10.1093/mnras/stt1874
  6. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Yang, Yuan-Gui; Qian, Sheng-Bang; Zhu, Li-Ying; He, Jia-Jia; Yuan, Jin-Zhao (dezembro de 2005). «Photometric Investigations of Three Short-Period Binary Systems: GSC 0763-0572, RR Centauri, and ɛ Coronae Australis». Publications of the Astronomical Society of Japan. 57 (6): 983-993. Bibcode:2005PASJ...57..983Y. doi:10.1093/pasj/57.6.983
  7. ↑ Ammler-von Eiff, M.; Reiners, A. (junho de 2012). «New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: are there two populations of differentially rotating stars?». Astronomy & Astrophysics. 542: A116, 31. Bibcode:2012A&A...542A.116A. doi:10.1051/0004-6361/201118724