V757 Centauri
| V757 Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 13h 51m 55,74s[1] |
| Declinação | -36° 37′ 24,83″[1] |
| Magnitude aparente | 8,40[2] (8,40 a 8,86)[3] |
| Características | |
| Tipo espectral | G0V + G0V[4] |
| Cor (U-B) | 0,04[2] |
| Cor (B-V) | 0,65[2] |
| Variabilidade | Binária eclipsante (W UMa)[5] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 50 ± 3 km/s[4] |
| Mov. próprio (AR) | -121,78 mas/a[6] |
| Mov. próprio (DEC) | -63,45 mas/a[6] |
| Paralaxe | 15,1829 ± 0,0200 mas[6] |
| Distância | 214,8 ± 0,3 anos-luz 65,86 ± 0,09 pc |
| Magnitude absoluta | 3,941[7] |
| Detalhes[5] | |
| Idade | 3,94 bilhões[8] de anos |
| Primário | |
| Massa | 0,88 M☉ |
| Raio | 0,97 R☉ |
| Luminosidade | 1,02 L☉ |
| Temperatura | 5927 ± 30 K |
| Secundário | |
| Massa | 0,59 M☉ |
| Raio | 0,80 R☉ |
| Luminosidade | 0,73 L☉ |
| Temperatura | 6000 K |
| Outras denominações | |
| V757 Centauri, CD-36 8903, HD 120734, HIP 67682, SAO 204919.[1] | |
  | |
V757 Centauri (HD 120734) é uma estrela variável na constelação de Centaurus. É uma binária eclipsante com um período orbital de 0,34318 dias que apresenta dois eclipses parciais com diminuição de brilho quase igual.[2] Sua magnitude aparente visual tem um máximo de 8,40, diminuindo para 8,86 durante o eclipse primário e 8,84 durante o eclipse secundário.[3] Sua natureza variável foi descoberta por Howard Bond em 1970.[9] Com base em medições de paralaxe pela sonda Gaia, está a uma distância de aproximadamente 215 anos-luz (66 parsecs) da Terra.[6]
V757 Centauri é uma binária de contato do tipo W Ursae Majoris, formada por dois componentes tão próximos que suas superfícies tocam uma na outra. Separadas por apenas 2,345 raios solares,[8] ambas as estrelas são de classe G e têm o mesmo tipo espectral de G0V.[4] Com temperaturas efetivas de 5930 e 6000 K, o sistema é classificado como uma variável W Ursae Majoris do subtipo W, em que a estrela primária (maior) é mais fria que a secundária; por isso, os eclipses primários são causados pela ocultação da estrela secundária. A órbita está inclinada em 69,3° em relação ao plano do céu.[5]
Os parâmetros de V757 Centauri foram calculados com base em observações fotométricas e da órbita espectroscópica. O componente primário tem uma massa de 88% da massa solar, raio de 97% do raio solar e está brilhando com 102% da luminosidade solar. O secundário tem apenas 59% da massa solar, um raio de 80% do raio solar e luminosidade igual a 73% da solar.[5] Como as duas estrelas estão em contato, existe considerável transferência de massa da estrela secundária para a primária. Estima-se que inicialmente o componente secundário era o mais massivo, com 1,74 vezes a massa solar, enquanto o primário tinha uma massa inicial de 0,49 vezes a solar.[8]
Ver também
[editar | editar código-fonte]Referências
- ↑ a b c «HD 120734 -- Eclipsing binary of W UMa type (contact binary)». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 11 de novembro de 2017
- ↑ a b c d Cerruti, M. A.; Sistero, R. F. (fevereiro de 1982). «The close binary V757 Centauri». Astronomical Society of the Pacific. 94: 189-194. Bibcode:1982PASP...94..189C. doi:10.1086/130962
- ↑ 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
- ↑ a b c Cerruti, M. A.; Niemela, V. S. (fevereiro de 1982). «A spectrographic orbit for the eclipsing binary V757 Centauri». Astronomical Society of the Pacific. 94: 195-197. Bibcode:1982PASP...94..195C. doi:10.1086/130963
- ↑ a b c d Maceroni, C.; Milano, L.; Russo, G. (novembro de 1984). «Determination of parameters of W UMa system. V - V757 Cen, ER Cep, AH CNC». Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 58: 405-410. Bibcode:1984A&AS...58..405M
- ↑ 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
- ↑ Eker, Z.; Bilir, S.; Yaz, E.; Demircan, O.; Helvaci, M. (janeiro de 2009). «New absolute magnitude calibrations for W Ursa Majoris type binaries». Astronomische Nachrichten. 330 (1): 68. Bibcode:2009AN....330...68E. doi:10.1002/asna.200811041
- ↑ a b c Yildiz, M. (janeiro de 2014). «Origin of W UMa-type contact binaries - age and orbital evolution». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 437 (1): 185-194. Bibcode:2014MNRAS.437..185Y. doi:10.1093/mnras/stt1874
- ↑ Bond, Howard E. (outubro de 1970). «Three Eclipsing Binaries Found Spectroscopically». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 82 (489). 1065 páginas. Bibcode:1970PASP...82.1065B. doi:10.1086/129004