V767 Centauri
| V767 Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 13h 53m 57,24s[1] |
| Declinação | -47° 07′ 41,39″[1] |
| Magnitude aparente | 6,10[1] (5,84 a 6,28)[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | B2Ve[3] |
| Cor (U-B) | -0,92[1] |
| Cor (B-V) | -0,07[1] |
| Variabilidade | γ Cas[2] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | -21,0 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -7,70 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | -4,23 mas/a[4] |
| Paralaxe | 1,4567 ± 0,0932 mas[4] |
| Distância | 2239 ± 143 anos-luz 686 ± 44 pc |
| Detalhes | |
| Massa | 8,90 ± 0,50[3] M☉ |
| Raio | 7,42[5] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 3,57 ± 0,10 cgs[3] |
| Luminosidade | 11500 ± 3500[3] L☉ |
| Temperatura | 22000 ± 500[3] K |
| Rotação | v sin i = 70 km/s[5] |
| Idade | 26,3 ± 1,2 milhões[3] de anos |
| Outras denominações | |
| V767 Centauri, CD-46 8931, HR 5223, HD 120991, HIP 67861, SAO 224514.[1] | |
  | |
V767 Centauri (HD 120991) é uma estrela na constelação de Centaurus. Tem uma magnitude aparente de 6,10,[1] 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.[4] 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.[5]
V767 Centauri é uma estrela de classe B da sequência principal com um tipo espectral de B2Ve.[3] 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.[3] 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.[5]
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.[6] V767 Centauri é uma estrela variável do tipo γ Cas e apresenta variações irregulares na magnitude aparente entre 5,84 e 6,28.[2] Essas variações provavelmente são causadas por variações na emissão do disco e na extinção pelo envelope circunstelar.[6]
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.[7]
V767 Centauri pode formar um sistema binário com uma estrela B8V de magnitude aparente 11, separada por 21,4 segundos de arco.[8]
Referências
- ↑ a b c d e f g h «HD 120991 -- Be Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 14 de novembro de 2017
- ↑ a b c 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
- ↑ a b c d e f g h 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
- ↑ a b c d 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:2012.01533
. doi:10.1051/0004-6361/202039657 Catálogo VizieR
- ↑ a b c d 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
- ↑ a b 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
- ↑ 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
- ↑ 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
