Psi Centauri
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| ψ Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 14h 20m 33,4s[1] |
| Declinação | -37° 53′ 07,1″[1] |
| Magnitude aparente | 4,049[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | A0IV[1] |
| Cor (U-B) | -0,11[1] |
| Cor (B-V) | -0,027[1] |
| Variabilidade | binária eclipsante[2] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 1,80 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -64,69 mas/a[3] |
| Mov. próprio (DEC) | -11,29 mas/a[3] |
| Paralaxe | 13,2026 ± 0,2711 mas[3] |
| Distância | 247 ± 5 anos-luz 75,7 ± 1,6 pc |
| Magnitude absoluta | -0,3 |
| Detalhes | |
| Componente primário | |
| Massa | 3,114[4] M☉ |
| Raio | 3,634[4] R☉ |
| Gravidade superficial | 3,87 cgs (log g)[5] |
| Luminosidade | 141[4] L☉ |
| Temperatura | 10 450[4] K |
| Rotação | 110 km/s[5] |
| Idade | 290 milhões de anos[2] 113-291 milhões de anos[5] 300 milhões[6] de anos |
| Componente secundário | |
| Massa | 1,909[4] M☉ |
| Raio | 1,811[4] R☉ |
| Gravidade superficial | 4,206 cgs (log g)[7] |
| Luminosidade | 18[4] L☉ |
| Temperatura | 8 800[4] K |
| Outras denominações | |
| CD-37 9336, FK5 1373, HR 5367, HD 125473, HIP 70090, SAO 205453.[1] | |
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Psi Centauri (ψ Cen, ψ Centauri) é uma estrela na constelação de Centaurus. Possui uma magnitude aparente de 4,05, sendo visível a olho nu em áreas sem poluição luminosa excessiva. De acordo com medições de paralaxe, está a uma distância de aproximadamente 247 anos-luz (76 parsecs) da Terra.[3]
Psi Centauri é uma estrela binária eclipsante de tipo espectral A0IV, com uma diminuição de magnitude de 0,28 durante o eclipse primário e 0,16 durante o secundário. A órbita das estrelas tem um período de 38,81 dias e uma alta excentricidade de 0,55.[2] O componente primário é uma estrela de classe espectral B9 com uma temperatura efetiva de 10 450 K.[2] Possui uma massa de 3,11 vezes a massa solar, raio de 3,63 raios solares e luminosidade equivalente a 141 vezes a solar.[4] Inicialmente considerada uma possível variável pulsante, estudos adicionais não acharam evidências de pulsações e mostraram que o movimento orbital das estrelas explica todas as variações observadas no espectro.[7] A estrela secundária é mais fria, com temperatura efetiva de 8 800 K (correspondendo a uma classe espectral de A2),[2] e consideravelmente menor, com massa de 1,91 massas solares, raio de 1,81 raios solares e luminosidade 18 vezes superior à solar.[4]
Psi Centauri emite excesso de radiação infravermelha, o que indica a presença de um disco de detritos no sistema. Esse disco possui raio orbital de 64 UA (separação angular de 0,85 segundos de arco) e suas emissões correspondem a uma temperatura de 120 K. Sua massa é de 9,5×10−3 massas terrestres.[6]
O terceiro lançamento dos dados da sonda Gaia lista uma estrela que possui paralaxe e movimento próprio similares aos de Psi Centauri, indicando que pode ser uma companheira física. Essa estrela tem uma magnitude G igual a 12,5 e está separada de Psi Centauri por 57,4 segundos de arco.[3]
Ver também
Referências
- ↑ a b c d e f g h «SIMBAD query result - psi Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 24 de setembro de 2016
- ↑ a b c d e Bruntt, H.; et al. (setembro de 2006). «Eclipsing binaries observed with the WIRE satellite. I. Discovery and photometric analysis of the new bright A0 IV eclipsing binary ψ Centauri». Astronomy and Astrophysics. 456 (2). pp. 651–658. Bibcode:2006A&A...456..651B. doi:10.1051/0004-6361:20065628
- ↑ a b c d e Gaia Collaboration: Vallenari, A.; Brown, A. G. A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (junho de 2023). «Gaia Data Release 3: Summary of the content and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 674: A1, 22 pp. Bibcode:2023A&A...674A...1G. arXiv:2208.00211
. doi:10.1051/0004-6361/202243940. Catálogo VizieR Catálogo VizieR
- ↑ a b c d e f g h i j Eker, Z.; et al. (abril de 2015). «Main-Sequence Effective Temperatures from a Revised Mass-Luminosity Relation Based on Accurate Properties». The Astronomical Journal. 149 (4). 16 páginas. Bibcode:2015AJ....149..131E. doi:10.1088/0004-6256/149/4/131
- ↑ a b c David, Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A (março de 2015). «The Ages of Early-type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets». The Astrophysical Journal. 804 (2). 38 páginas. Bibcode:2015ApJ...804..146D. doi:10.1088/0004-637X/804/2/146
- ↑ a b Rhee, Joseph H.; Song, Inseok; Zuckerman, B.; McElwain, Michael (março de 2007). «Characterization of Dusty Debris Disks: The IRAS and Hipparcos Catalogs». The Astrophysical Journal. 660 (2). pp. 1556–1571. Bibcode:2007ApJ...660.1556R. doi:10.1086/509912
- ↑ a b Mantegazza, L.; Rainer, M.; Antonello, E (março de 2010). «Spectroscopic search for g-mode pulsations in ψ Centauri». Astronomy and Astrophysics. 512. 5 páginas. Bibcode:2010A&A...512A..42M. doi:10.1051/0004-6361/200913013
