HD 110073

l Centauri
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
Asc. reta 12h 39m 52,5s[1]
Declinação -39° 59′ 14,3″[1]
Magnitude aparente 4,64[1]
Características
Tipo espectral B8II/III[1] + F4–F5V[2]
Cor (U-B) -0,40[1]
Cor (B-V) -0,08[1]
Astrometria
Velocidade radial 15,1 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -43,38 mas/a[1]
Mov. próprio (DEC) -25,25 mas/a[1]
Paralaxe 8,94 ± 0,24 mas[1]
Distância 365 ± 10 anos-luz
112 ± 3 pc
Magnitude absoluta -0,60
Detalhes
HD 110073 A
Massa 3,975 ± 0,151[3] M☉
Raio 3,7[4] R☉
Gravidade superficial log g = 3,81 cgs[5]
Luminosidade 385[3] L☉
Temperatura 12 086[5] K
Metalicidade [FeH] = -0,78[5]
Rotação v sin i = 28 km/s[6]
Idade 129 milhões[3] de anos
HD 110073 B
Massa 1,13[3] M☉
Luminosidade 1,23[3] L☉
Temperatura 5662[3] K
Outras denominações
l Centauri, CD-39 7748, HR 4817, HD 110073, HIP 61789, SAO 203681.[1]
HD 110073

HD 110073 (l Centauri) é um sistema estelar na constelação de Centaurus. Tem uma magnitude aparente visual de 4,64,[1] sendo visível a olho nu em locais com pouca poluição luminosa. Com base em medições de paralaxe, está localizado a aproximadamente 365 anos-luz (112 parsecs) da Terra.[1] É uma dos sistemas observados pela sonda Hipparcos com a menor variação de magnitude, com amplitude não maior que 0,01.[7]

O componente primário do sistema l Centauri é uma estrela de classe B com um tipo espectral de B8II/III,[1] com a classe de luminosidade 'II/III' indicando que pode ser uma gigante ou gigante luminosa. É uma estrela quimicamente peculiar da classe HgMn (estrela de mercúrio-manganês).[6] Tem uma massa de 3,975 vezes a massa solar e está brilhando com 385 vezes a luminosidade solar. Sua idade é estimada em 195 milhões de anos.[3] Com base em um diâmetro angular estimado de 0,3078 milissegundos de arco,[5] seu raio pode ser calculado em 3,7 raios solares.[4] Sua fotosfera irradia energia a uma temperatura efetiva de cerca de 12 100 K,[5] dando à estrela a coloração azul-branca típica de estrelas de classe B.[8]

Separado do primário por 1,192 segundos de arco, no mínimo 130 UA à distância do sistema, o componente secundário tem uma magnitude aparente de 7,93 na banda K (por comparação, a magnitude do primário nessa faixa é 4,85). Modelos evolucionários indicam que pode ser uma estrela da pré-sequência principal com uma massa de 1,13 vezes a massa solar,[3] luminosidade de 1,23 vezes a solar e uma temperatura efetiva de 5 660 K.[3] Seu tipo espectral foi estimado em F4–F5V.[2] O sistema pode conter uma terceira estrela, já que a primária já foi classificada como binária espectroscópica de linha única.[6] Um estudo mais recente, no entanto, não encontrou variações na sua velocidade radial que indicariam ser uma binária espectroscópica.[9]

Ambos os componentes do sistema já foram detectados como fontes de raios X; o primário e o secundário têm luminosidades de raios X de 1,0×1029 e 2,2×1029 erg/s, respectivamente. As emissões de raios X pelo secundário são esperadas para uma estrela de sua classe espectral, mas as da estrela primária são anormais; elas podem ser causadas pela companheira espectroscópica, se existir, ou pelo campo magnético da estrela, medido em 145 ± 158 G.[6]

Ver também

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h i j k l m n «SIMBAD query result - l Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 9 de maio de 2017 
  2. ↑ a b Hubrig, S.; Marco, O.; Stelzer, B.; Schöller, M.; Huélamo, N. (novembro de 2007). «Establishing the nature of companion candidates to X-ray-emitting late B-type stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 381 (4): 1569-1574. Bibcode:2007MNRAS.381.1569H. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12325.x 
  3. ↑ a b c d e f g h i Hubrig, S.; Le Mignant, D.; North, P.; Krautter, J. (junho de 2001). «Search for low-mass PMS companions around X-ray selected late B stars». Astronomy and Astrophysics. 372: 152-164. Bibcode:2001A&A...372..152H. doi:10.1051/0004-6361:20010452 
  4. ↑ a b Lang, Kenneth R. (2006), Astrophysical formulae, ISBN 3-540-29692-1, Astronomy and astrophysics library, 1 3 ed. , Birkhäuser . O raio (R*) é dado por:
  5. ↑ a b c d e Allende Prieto, C.; del Burgo, C. (fevereiro de 2016). «New bright optical spectrophotometric standards: A-type stars from the STIS Next Generation Spectral Library». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 455 (4): 3864-3870. Bibcode:2016MNRAS.455.3864A. doi:10.1093/mnras/stv2518 
  6. ↑ a b c d Stelzer, B.; Huélamo, N.; Micela, G.; Hubrig, S. (junho de 2006). «Testing the companion hypothesis for the origin of the X-ray emission from intermediate-mass main-sequence stars». Astronomy and Astrophysics. 452 (3): 1001-1010. Bibcode:2006A&A...452.1001S. doi:10.1051/0004-6361:20054405 
  7. ↑ Adelman, S. J (fevereiro de 2001). «Research Note Hipparcos photometry: The least variable stars». Astronomy and Astrophysics. 367. pp. 297–298. Bibcode:2001A&A...367..297A. doi:10.1051/0004-6361:20000567 
  8. ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 10 de maio de 2017 
  9. ↑ Chini, R.; Hoffmeister, V. H.; Nasseri, A.; Stahl, O.; Zinnecker, H. (agosto de 2012). «A spectroscopic survey on the multiplicity of high-mass stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 424 (3): 1925-1929. Bibcode:2012MNRAS.424.1925C. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21317.x