V767 Centauri

V767 Centauri
Dados observacionais (J2000)
ConstelaçãoCentaurus
Asc. reta13h 53m 57,24s
Declinação-47° 07′ 41,39″
Magnitude aparente6,10 (5,84 a 6,28)
Características
Tipo espectralB2Ve
Cor (U-B)-0,92
Cor (B-V)-0,07
Variabilidadeγ Cas
Astrometria
Velocidade radial-21,0 km/s
Mov. próprio (AR)-7,70 mas/a
Mov. próprio (DEC)-4,23 mas/a
Paralaxe1,4567 ± 0,0932 mas
Distância2239 ± 143 anos-luz
686 ± 44 pc
Detalhes
Massa8,90 ± 0,50 M☉
Raio7,42 R☉
Gravidade superficiallog g = 3,57 ± 0,10 cgs
Luminosidade11500 ± 3500 L☉
Temperatura22000 ± 500 K
Rotaçãov sin i = 70 km/s
Idade26,3 ± 1,2 milhões
de Ga
Outras denominações
V767 Centauri, CD-46 8931, HR 5223, HD 120991, HIP 67861, SAO 224514.
Localização
V767 Centauri

V767 Centauri (HD 120991) é uma estrela na constelação de Centaurus. Tem uma magnitude aparente de 6,10, podendo ser vista a olho nu em excelentes condições de visualização. Com base em medições de paralaxe pela sonda Gaia, está localizada a uma distância de aproximadamente 686 parsecs (2720 anos-luz) da Terra, com uma incerteza de 44 parsecs. Uma técnica alternativa, baseada no modelamento de sua luminosidade na faixa ultravioleta, fornece uma distância de 834 parsecs (2720 anos-luz), com uma incerteza de 20 parsecs.

V767 Centauri é uma estrela de classe B da sequência principal com um tipo espectral de B2Ve. É uma estrela massiva com cerca de 9 vezes a massa solar e tem uma idade estimada de 26 milhões de anos, já tendo completado 92% do tempo de sequência principal. Seu eixo de rotação tem uma inclinação baixa de 15° em relação à linha de visão, com o polo da estrela virado para a Terra. Com uma velocidade de rotação projetada de 70 km/s, isso implica uma alta velocidade de rotação equatorial, equivalente a 80% da velocidade crítica na qual a estrela entraria em colapso pela força centrífuga no equador. A rotação rápida produz distribuição não uniforme de gravidade superficial, temperatura e luminosidade ao longo da fotosfera, fazendo com que a luminosidade observada seja 20% maior do que se não houvesse rotação, e o raio 13% maior.

A notação 'e' no tipo espectral indica que V767 Centauri é uma estrela Be com linhas de emissão de Balmer em seu espectro, geradas a partir de um disco circunstelar relativamente frio (104 K) formado por material ejetado da estrela. O espectro ultravioleta mostra a presença de um forte e quente vento estelar de pelo menos 500 km/s na região polar da estrela, que deve interagir com o disco e estar relacionado com sua formação. V767 Centauri é uma estrela variável do tipo γ Cas e apresenta variações irregulares na magnitude aparente entre 5,84 e 6,28. Essas variações provavelmente são causadas por variações na emissão do disco e na extinção pelo envelope circunstelar.

Um possível campo magnético longitudinal fraco foi detectado em V767 Centauri, com intensidade de −85 ± 26 G. Esse campo magnético pode ser responsável por produzir a alta luminosidade de raios X de 3×1032 erg/s observada na estrela. Com isso, V767 Centauri pode ser classificada como uma análoga a γ Cas.

V767 Centauri pode formar um sistema binário com uma estrela B8V de magnitude aparente 11, separada por 21,4 segundos de arco.

Referências

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 «HD 120991 -- Be Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 14 de novembro de 2017
  2. 1 2 3 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 4 5 6 7 8 Levenhagen, R. S.; Leister, N. V (setembro de 2006). «Spectroscopic analysis of southern B and Be stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 371 (1): 252-262. Bibcode:2006MNRAS.371..252L. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10655.x
  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 3 4 Frémat, Y.; et al. (abril de 2002). «FUSE observations towards the pole-on Be star HR 5223». Astronomy and Astrophysics. 385: 986-994. Bibcode:2002A&A...385..986F. doi:10.1051/0004-6361:20020186
  6. 1 2 Dachs, J.; Hanuschik, R. (setembro de 1984). «A study of the expanding envelope around the pole-on Be star HR 5223». Astronomy and Astrophysics. 138 (1): 140-160. Bibcode:1984A&A...138..140D
  7. ↑ Schöller, M.; et al. (março de 2017). «B fields in OB stars (BOB): Concluding the FORS 2 observing campaign». Astronomy & Astrophysics. 599: A66, 11. Bibcode:2017A&A...599A..66S. doi:10.1051/0004-6361/201628905
  8. ↑ 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