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Mu Centauri

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μ Centauri
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
Asc. reta 13h 49m 37,0s[1]
Declinação -42° 28′ 25,4″[1]
Magnitude aparente 3,43[1]
Características
Tipo espectral B2 IV-Ve[2][3]
B2Vnpe[1]
Cor (U-B) -0,90[1]
Cor (B-V) -0,16[1]
Variabilidade γ Cassiopeiae[4]
Astrometria
Velocidade radial 9,20 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -24,25 mas/a[1]
Mov. próprio (DEC) -18,64 mas/a[1]
Paralaxe 6,45 ± 0,16 mas[1]
Distância 510 ± 10 anos-luz
155 ± 4 pc
Magnitude absoluta −2,52
Detalhes
Massa 9,1 ± 0,2[2] M☉
Raio 3,4 × 4,2[3] R☉
Gravidade superficial log g =
3,95 cgs[5]
3,86-4,33 cgs[3]
Luminosidade 2 089[3] L☉
Temperatura 22 410 K[5]
17 600-23 000[3] K
Rotação 440 ± 40 km/s[3]
Idade 19,8 ± 1,7 milhões[2]
de anos
Outras denominações
CD-41 8172, FK5 508, HR 5193, HD 120324, HIP 67472, SAO 224471.[1]
Mu Centauri

Mu Centauri (µ Cen, µ Centauri) é uma estrela na constelação de Centaurus. Tem uma magnitude aparente visual de 3,43,[1] sendo visível a olho nu. Com base em medições de paralaxe, está localizada a aproximadamente 510 anos-luz (155 parsecs) da Terra.[1]

O espectro de Mu Centauri corresponde a uma classificação estelar de B2 IV-Ve.[2] O sufixo 'e' indica a presença de linhas de emissão, o que significa que esta é uma estrela Be, cercada por um disco circunstelar de gás quente formado a partir de material ejetado da estrela. Mu Centauri é uma estrela variável pulsante com múltiplos ciclos não radiais com um período primário de 0,503 dias. Outros três ciclos de pulsação têm períodos similares, e outros dois têm um período mais curto de 0,28 dias. Ela também apresenta eventos eruptivos que resultam na transferência de mais material para o disco circunstelar.[6] Durante esses eventos, a estrela pode apresentar outros períodos de variabilidade temporários.[7] Mu Centauri é classificada como uma estrela variável do tipo Gamma Cassiopeiae e seu brilho varia entre magnitude +2,92 e +3,47.[4]

Mu Centauri está girando rapidamente, com uma velocidade de rotação de 440 km/s, completando uma rotação em cerca de 11,615 horas. Essa velocidade é equivalente a 85% da velocidade crítica na qual a estrela entraria em colapso pela força centrífuga no equador, resultando em um raio equatorial 26% superior ao polar. Como a estrela tem forma de um esferoide oblato, as regiões polares estão a uma temperatura maior que o equador—23 000 K contra 17 600 K, respectivamente. Da mesma forma, a força gravitacional nos polos é maior que no equador. O eixo de rotação da estrela está inclinado em um ângulo de (19 ± 3)° em relação à linha de visão da Terra.[3]

Com uma idade estimada em quase 20 milhões de anos,[2] esta estrela já completou 55–65% de seu período evolucionário na sequência principal.[5] Tem cerca de 9 vezes a massa solar,[2] 4 vezes o raio solar e está brilhando com mais de 2 000 vezes a luminosidade do Sol.[3] Sua atmosfera tem uma temperatura efetiva média de 22 410 K,[5] dando à estrela uma coloração azul-branca.[8]

Mu Centauri é membro do subgrupo Centaurus Superior-Lupus da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol.[9] Possui uma estrela companheira de natureza desconhecida, com magnitude aparente de 10, a uma separação de 4,64 segundos de arco na esfera celeste.[10] Dados da sonda Gaia mostram ainda que há uma terceira estrela, de magnitude G igual a 15,2 e a separação de 47,2 segundos de arco, com distância e movimento próprio similares aos do sistema.[11]

Ver também

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Referências

  1. ↑ a b c d e f g h i j k l m «SIMBAD query result - mu. Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 7 de fevereiro de 2017 
  2. ↑ a b c d e f Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M (janeiro de 2011). «A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 410 (1): 190-200. Bibcode:2011MNRAS.410..190T. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x 
  3. ↑ a b c d e f g h Rivinius, Th.; et al. (abril de 2001). «Stellar and circumstellar activity of the Be star µ Centauri. III. Multiline nonradial pulsation modeling». Astronomy and Astrophysics. 369: 1058-1077. Bibcode:2001A&A...369.1058R. doi:10.1051/0004-6361:20010185 
  4. ↑ a b 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 
  5. ↑ a b c d Zorec, J.; Frémat, Y.; Cidale, L (outubro de 2005). «On the evolutionary status of Be stars. I. Field Be stars near the Sun». Astronomy and Astrophysics. 441 (1): 235-248. Bibcode:2005A&A...441..235Z. doi:10.1051/0004-6361:20053051 
  6. ↑ Rivinius, Th.; et al. (maio de 1998). «Stellar and circumstellar activity of the Be star µ Centauri. I. Line emission outbursts». Astronomy and Astrophysics. 333: 125-140. Bibcode:1998A&A...333..125R 
  7. ↑ Rivinius, Th.; Baade, D.; Štefl, S (novembro de 2003). «Non-radially pulsating Be stars». Astronomy and Astrophysics. 411: 229-247. Bibcode:2003A&A...411..229R. doi:10.1051/0004-6361:20031285 
  8. ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 11 de fevereiro de 2017 
  9. ↑ Chen, Christine H.; Pecaut, Mark; Mamajek, Eric E.; Su, Kate Y. L.; Bitner, Martin (setembro de 2012). «A Spitzer MIPS Study of 2.5-2.0 M ⊙ Stars in Scorpius-Centaurus». The Astrophysical Journal. 756 (2): artigo 133, 24. Bibcode:2012ApJ...756..133C. doi:10.1088/0004-637X/756/2/133 
  10. ↑ 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 
  11. ↑ Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833051  Catálogo Vizier

Ligações externas

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