R Centauri
| R Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 11h 14m 06,5s[1] |
| Declinação | -59° 54′ 49,3″[1] |
| Magnitude aparente | 7,55[1] (6,3 a 9,1)[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | M4e–M8 IIe[1] |
| Cor (B-V) | 2,10[1] |
| Variabilidade | Mira[2] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | -19,8 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -9,08 ± 0,21 mas/a[3] |
| Mov. próprio (DEC) | -6,69 ± 0,23 mas/a[3] |
| Paralaxe | 1,1082 ± 0,2413 mas[3] |
| Distância | 3758+970 −727 anos-luz 1152+298 −223[4] pc |
| Detalhes | |
| Luminosidade | 14129,70[5] L☉ |
| Temperatura | 3000[6] K |
| Outras denominações | |
| R Centauri, CD-59 5160, HR 5326, HD 124601, HIP 69754, SAO 241580.[1] | |
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R Centauri é uma estrela variável na constelação de Centaurus, situada ao leste de Beta Centauri. A partir de sua paralaxe de 1,1082 ± 0,2413 milissegundos de arco (mas) medida pela sonda Gaia,[3] está localizada a uma distância mais provável entre 929 e 1450 parsecs (3031–4729 anos-luz) da Terra.[4] O catálogo dos dados da sonda Hipparcos lista uma paralaxe bem maior de 2,60 ± 0,76 mas, correspondendo a uma distância entre 298 e 543 parsecs.[7]
R Centauri é uma variável Mira classificada com um tipo espectral de M4e–M8 IIe, indicando que é uma gigante luminosa no ramo gigante assintótico que alterna entre as classes espectrais M4 e M8 ao longo de um período de pulsação, variando sua luminosidade e raio no processo. Esta estrela apresenta duas propriedades unusuais: possui dois períodos de variabilidade, e seu período e amplitude vêm diminuindo continuamente ao longo das últimas décadas. O período dominante está diminuindo à taxa de aproximadamente 1 dia/ano, sendo igual a 550 dias em 1951 e 505-510 dias por volta de 2000.[2] No fim da década de 2000, o período dominante era igual a 499,5 ± 2,2 dias e o secundário a 249,7 ± 0,4 dias.[8] Da mesma forma, de 1951 até 2000, a amplitude da estrela diminuiu em cerca de 3 magnitudes, de 5,5–11,8 a 6,3–9,1 (magnitudes aparentes visuais). A explicação mais provável para essas duas anomalias é que a estrela está na breve fase do flash de hélio.[2]
R Centauri apresenta abundâncias altas dos elementos oxigênio e lítio. Já foi identificada como um maser de H2O.[6]
Referências
- ↑ a b c d e f g «V* R Cen -- Variable Star of Mira Cet type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 2 de julho de 2017
- ↑ a b c d Hawkins, G.; Mattei, J. A.; Foster, G. (abril de 2001). «R Centauri: An Unusual Mira Variable in a He-Shell Flash». The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 113 (782): 501-506. Bibcode:2001PASP..113..501H. doi:10.1086/319542
- ↑ 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 Bailer-Jones, C. A. L.; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Demleitner, M.; Andrae, R. (março de 2021). «Estimating Distances from Parallaxes. V. Geometric and Photogeometric Distances to 1.47 Billion Stars in Gaia Early Data Release 3». The Astronomical Journal. 161 (3): artigo 147, 24 pp. Bibcode:2021AJ....161..147B. doi:10.3847/1538-3881/abd806
- ↑ 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): 343-357. Bibcode:2012MNRAS.427..343M. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x
- ↑ a b García-Hernández, D. A.; et al. (julho de 2013). «Hot bottom burning and s-process nucleosynthesis in massive AGB stars at the beginning of the thermally-pulsing phase». Astronomy & Astrophysics. 555: L3, 6. Bibcode:2013A&A...555L...3G. doi:10.1051/0004-6361/201321818
- ↑ van Leeuwen, F. (novembro de 2007). «Validation of the new Hipparcos reduction». Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653-664. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357
- ↑ Vogt, N.; et al. (novembro de 2016). «Determination of Pulsation Periods and Other Parameters of 2875 Stars Classified as MIRA in the All Sky Automated Survey (ASAS)». The Astrophysical Journal Supplement Series. 227 (1): artigo 6, 13. Bibcode:2016ApJS..227....6V. doi:10.3847/0067-0049/227/1/6
Ligações externas
[editar | editar código-fonte]- R Centauri Variable Stars South