1 Centauri
| 1 Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 13h 45m 41,24s[1] |
| Declinação | -33° 02′ 37,4″[1] |
| Magnitude aparente | 4,23[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | F2V[1] |
| Cor (U-B) | 0,00[1] |
| Cor (B-V) | 0,38[1] |
| Variabilidade | δ Scuti[2] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | -21,50 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -462,49 mas/a[1] |
| Mov. próprio (DEC) | -146,49 mas/a[1] |
| Paralaxe | 51,54 ± 0,19 mas[1] |
| Distância | 63,3 ± 0,2 anos-luz 19,40 ± 0,07 pc |
| Magnitude absoluta | 2,79 |
| Detalhes | |
| Massa | 1,52[3] M☉ |
| Raio | 1,8[4] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,25 cgs[5] |
| Luminosidade | 6,0[4] L☉ |
| Temperatura | 6898 ± 235[5] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = -0,05[6] |
| Rotação | v sin i = 63,9 ± 3,2 km/s[7] Período de <1,2 dias[7] |
| Idade | 936-1562 milhões[5] de anos 1,70 bilhões[6] de anos |
| Outras denominações | |
| i Centauri, CD-32 9603, FK5 506, GJ 525.1, HR 5168, HD 119756, HIP 67153, SAO 204812.[1] | |
  | |
1 Centauri (i Centauri) é uma estrela na constelação de Centaurus. Tem uma magnitude aparente visual de 4,23,[1] sendo visível a olho nu em locais sem poluição luminosa excessiva. Com base em medições de paralaxe, está localizada a uma distância de 63,3 anos-luz (19,40 parsecs) da Terra.[1] É um membro da corrente Híades, um grupo cinemático de estrelas com o mesmo movimento pelo espaço que o aglomerado Híades.[3]
1 Centauri é uma estrela de classe F da sequência principal com um tipo espectral de F2V[1] e uma temperatura efetiva de 6 900 K,[5] indicando que possui coloração branco-amarela.[8] Tem uma massa de 1,52 vezes a massa solar,[3] raio de 1,8 vezes o raio solar e está brilhando com 6 vezes a luminosidade solar.[4] Sua idade é estimada em 1,7 bilhões de anos.[6] Já foi identificada como uma estrela variável do tipo δ Scuti, apresentando um período de 0,02 dias.[4]
Esta estrela é uma binária espectroscópica de linha única,[3] possuindo uma estrela companheira de natureza desconhecida detectada apenas por variações na velocidade radial da primária. A órbita do sistema tem um período curto de 9,945 dias e uma excentricidade de 0,25.[9] Assumindo uma baixa massa para a estrela secundária, a separação do par é de 0,30 UA.[4] No entanto, devido à alta luminosidade relativa de 1 Centauri, também é possível que o sistema seja composto por duas estrelas de classe F de mesma massa.[3]
Ver também
[editar | editar código-fonte]Referências
- ↑ a b c d e f g h i j k l m n «SIMBAD query result - i Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 29 de abril de 2017
- ↑ 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 Fuhrmann, K.; Chini, R. (dezembro de 2012). «Multiplicity among F-type Stars». The Astrophysical Journal Supplement. 203 (2): artigo 30, 20. Bibcode:2012ApJS..203...30F. doi:10.1088/0067-0049/203/2/30
- ↑ a b c d e Kaler, James B. «1 AND 4 CEN (1 and 4 Centauri)». Stars. Consultado em 29 de abril de 2017
- ↑ a b c d 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 c Casagrande, L. '; et al. (junho de 2011). «New constraints on the chemical evolution of the solar neighbourhood and Galactic disc(s). Improved astrophysical parameters for the Geneva-Copenhagen Survey». Astronomy & Astrophysics. 530: A138. Bibcode:2011A&A...530A.138C. doi:10.1051/0004-6361/201016276
- ↑ a b Ammler-von Eiff, M.; Reiners, A. (junho de 2012). «New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: are there two populations of differentially rotating stars?». Astronomy & Astrophysics. 542: A116, 31. Bibcode:2012A&A...542A.116A. doi:10.1051/0004-6361/201118724
- ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 29 de abril de 2017
- ↑ 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