SV Centauri
| SV Centauri | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Kentauren |
| Rektascension | 11t 47m 57,2195s |
| Deklination | -60° 33′ 57,757″ |
| Skenbar magnitud () | 8,71 - 9,98 |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | B1 V + B6.5 III |
| U–B | -0,74 |
| B–V | +0,06 |
| Variabeltyp | Förmörkelsevariabel (Beta Lyrae) |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -27,7 ± 6,3 km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -6,109 mas/år Dek.: +0,291 mas/år |
| Parallax () | 0,4876 ± 0,0352 |
| Avstånd | 6 700 ± 500 lå (2 100 ± 100 pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 7,7 M☉ |
| Radie | 6,8 R☉ |
| Luminositet | 11 700 L☉ |
| Temperatur | 23 000 K |
| Andra beteckningar | |
| HD 102552, ALS 2501, CD-59 3950, CPD-59 3809, LS 2501, 2MASS J11475722-6033576, RAVE J114757.2-603358, TYC 8973-116-1, UCAC4 148-097671, uvby98 100102552, SV Centauri, Gaia DR2 5335388664983921024, Gaia DR3 5335388664983921024, Gaia DR1 5335388660640151552 | |
SV Centauri eller HD 102552, är en variabel stjärna belägen i stjärnbilden Kentauren. Den är en förmörkande dubbelstjärna, vars visuella skenbara magnitud är maximalt 8,71 och avtar till 9,98 under primärstjärnans förmörkelse och 9,42 under följeslagarens förmörkelse. Utifrån dess ljusstyrka uppskattas den ligga på ett avstånd av ca 6 000 ljusår (1 800 parsek) från solen. Parallaxmätningar av Gaia Data Release 2 ger ett liknande avstånd på cirka 2 100 parsec. Henrietta Leavitt tillkännagav upptäckten av denna variabla stjärna år 1906, då den kallades CPD-59° 3809. Den fick år 1907 dess variabelbeteckning SV Centauri.
SV Centauri är en kontaktdubbelstjärna bestående av två heta B-typstjärnor med spektraltyp B1V och B6.5III och effektiv temperatur på 23 000 och 14 000 K. Primärstjärnan, den ljusstarkaste stjärnan, med 11 700 gånger solens luminositet, är den mindre massiva med en massa av 7,7 solmassor och har en radie av 6,8 solradier. Följeslagaren har en massa av 9,6 solmassor, en radie på 7,4 solradier och en ljusstyrka som är 1 900 gånger större än solens. Avståndet mellan stjärnornas respektive centrum är bara 15,3 solradier. Systemet ses med en hög lutning på 81,8°.
Omloppsperioden för SV Centauri minskar monotont i en mycket snabb genomsnittlig takt på 2,1 sekunder per år, den högsta takten för något känt system. De första observationerna av systemet, år 1894, avslöjade en period på 1,6606 dygn, vilken minskade till 1,6581 dygn år 1993, vilket visar en minskningstakt som varierar med tiden, men med tidsintervall på 10 till 30 år när den är konstant. Övergången mellan sådana intervall med konstant förändring kan åtföljas av mycket snabba minskningar i perioden, såsom på 15 sekunder per år år 1975.
Den mest sannolika förklaringen till periodminskningen är massöverföring från den mindre massiva till den mer massiva stjärnan och efterföljande massförlust genom systemets L3 Lagrangepunkt, som är belägen på utsidan av den mer massiva stjärnan. Massförlusten orsakar förlust av rörelsemängdsmoment, vilket kompenseras av en minskning av avståndet mellan stjärnorna. I denna modell förlorar systemet massa i en takt av ca 5 × 10−5 solmassa per år. Variationen i denna hastighet orsakar variationen i periodens minskningshastighet. Den alternativa möjligheten är massöverföring från den mer massiva till den mindre massiva stjärnan, vilket naturligtvis tenderar att minska omloppsperioden. Detta kan skapa en ackretionsskiva runt den mindre massiva stjärnan, liknande Beta Lyrae.
