Pi Centauri
| π Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 11h 21m 00,4s[1] |
| Declinação | -54° 29′ 27,7″[1] |
| Magnitude aparente | 3,90[1] (4,08 + 5,65)[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | B5Vn[1][2] |
| Cor (B-V) | -0,16[1] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 9,40 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -35,85 mas/a[1] |
| Mov. próprio (DEC) | -1,72 mas/a[1] |
| Paralaxe | 9,12 ± 0,34 mas[1] |
| Distância | 360 ± 10 anos-luz 110 ± 4 pc |
| Magnitude absoluta | -1,30 (-1,12 + 0,45) |
| Detalhes | |
| Massa | 6,43 + 3,68[3] M☉ |
| Luminosidade | 633,03[4] L☉ |
| Temperatura | 13 785[4] K |
| Rotação | v sin i = 340 km/s[5] |
| Outras denominações | |
| CPD-53 4498, FK5 428, HR 4390, HD 98718, HIP 55425, SAO 238986.[1] | |
  | |
Pi Centauri (π Cen, π Centauri) é uma estrela binária[6] na constelação de Centaurus. Tem uma magnitude aparente combinada de 3,90,[1] sendo visível a olho nu em locais sem muita poluição luminosa. Com base em medições de paralaxe, está localizada a aproximadamente 360 anos-luz (110 parsecs) da Terra.[1]
O sistema Pi Centauri é composto por duas estrelas de classe B da sequência principal com um tipo espectral combinado de B5Vn.[1] A estrela primária tem magnitude aparente de 4,08 e massa equivalente a 6,43 vezes a massa solar, enquanto a secundária tem magnitude de 5,65 e massa de 3,68 massas solares.[2][3] As duas estrelas orbitam o centro de massa do sistema com um período de 39 anos, alta excentricidade de 0,853 e um semieixo maior de 0,2263 segundos de arco.[3]
O sistema é membro do subgrupo Centaurus Inferior-Crux da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol.[7]
Ver também
[editar | editar código-fonte]Referências
- ↑ a b c d e f g h i j k l m «SIMBAD query result - pi. Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 18 de novembro de 2016
- ↑ a b c Malkov, O. Yu.; Tamazian, V. S.; Docobo, J. A.; Chulkov, D. A (outubro de 2012). «Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries». Astronomy & Astrophysics. 546. pp. id.A69, 5. Bibcode:2012A&A...546A..69M. doi:10.1051/0004-6361/201219774
- ↑ a b c Tokovinin, Andrei (agosto de 2012). «Speckle Interferometry and Orbits of "Fast" Visual Binaries». The Astronomical Journal. 144 (2). pp. artigo 56, 11. Bibcode:2012AJ....144...56T. doi:10.1088/0004-6256/144/2/56
- ↑ a b McDonald, I.; Zijlstra, A. A.; Boyer, M. L (novembro de 2012). «Fundamental parameters and infrared excesses of Hipparcos stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 427 (1). pp. 343–357. Bibcode:2012MNRAS.427..343M. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x
- ↑ van Belle, Gerard T (março de 2012). «Interferometric observations of rapidly rotating stars». The Astronomy and Astrophysics Review. 20 (1). pp. id. 51. Bibcode:2012A&ARv..20...51V. doi:10.1007/s00159-012-0051-2
- ↑ 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). pp. 869–879. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x
- ↑ 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). pp. artigo 133, 24. Bibcode:2012ApJ...756..133C. doi:10.1088/0004-637X/756/2/133
