HD 113703

f Centauri
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
HD 113703 A
Asc. reta 13h 06m 16,70s[1]
Declinação -48° 27′ 47,8″[1]
Magnitude aparente 4,691[1]
HD 113703 B
Asc. reta 13h 06m 17,86s[2]
Declinação -48° 27′ 45,6″[2]
Magnitude aparente 10,80[2]
Características
HD 113703 A
Tipo espectral B5V[3]
Cor (B-V) -0,139[1]
HD 113703 B
Tipo espectral K0Ve[4]
Cor (B-V) 0,82[2]
Variabilidade BY Draconis[5]
Astrometria
HD 113703 A
Velocidade radial 6,00 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -29,85 mas/a[1]
Mov. próprio (DEC) -15,17 mas/a[1]
Paralaxe 8,36 ± 0,25 mas[1]
Distância 390 ± 10 anos-luz
120 ± 4 pc
Magnitude absoluta -0,70 (visual)
-2,18 (bolométrica)[7]
HD 113703 B
Velocidade radial 10,3 km/s[2]
Mov. próprio (AR) -28,456 ± 0,091 mas/a[6]
Mov. próprio (DEC) -14,458 ± 0,131 mas/a[6]
Paralaxe 8,0191 ± 0,0991 mas[6]
Distância 407 ± 5 anos-luz
124,7 ± 1,5 pc
Magnitude absoluta 5,41 (visual)
5,05 (bolométrica)[7]
Detalhes
HD 113703 A
Massa 5,0 ± 0,1[3] M☉
Raio 3,3[8] R☉
Luminosidade 589[7] L☉
Temperatura 15 850[7] K
Rotação v sin i = 216 km/s[9]
Idade 27,3 ± 11,4 milhões[3]
de anos
47-48 milhões[7] de anos
HD 113703 B
Massa 0,98[10] M☉
Luminosidade 0,76[7] L☉
Temperatura 5 129[7] K
Rotação 8,0 dias[10]
Idade 15-29 milhões[7][10] de anos
HD 113703 C
Massa 0,9[4] M☉
Luminosidade 0,48[9] L☉
Temperatura 5020[4] K
Idade 50 milhões[4] de anos
Outras denominações
f Centauri, CPD-47 8088, HR 4940, HD 113703, HIP 63945, SAO 223900.[1]
B: V1155 Centauri[2]
HD 113703

HD 113703 (f Centauri) é um sistema estelar triplo[11] na constelação de Centaurus. Possui uma magnitude aparente visual de 4,70,[1] sendo visível a olho nu em locais com pouca poluição luminosa. Com base em sua paralaxe de 8,36 milissegundos de arco, está localizado a uma distância de aproximadamente 390 anos-luz (120 parsecs) da Terra.[1] É um dos sistemas observados pela sonda Hipparcos com a menor variação de magnitude, com amplitude não maior que 0,01.[12] O sistema é membro do subgrupo Centaurus Inferior-Crux da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol.[13]

O componente primário do sistema f Centauri, componente A, é uma estrela de classe B da sequência principal com um tipo espectral de B5V.[3] Tem uma massa de 5 vezes a massa solar,[3] raio de 3,3 raios solares[8] e está brilhando com 590 vezes a luminosidade solar.[7] Sua fotosfera irradia essa energia a uma temperatura efetiva de 15 850 K,[7] dando à estrela a coloração azul-branca típica de estrelas de classe B.[14] Está girando rapidamente com uma velocidade de rotação projetada de 216 km/s.[9]

A uma distância angular de 11,4 segundos de arco na esfera celeste está o componente B do sistema, uma estrela de classe K da pré-sequência principal com um tipo espectral de K0Ve[4] e magnitude aparente de 10,8. Tem uma massa de 0,98 massas solares e está brilhando com 0,76 vezes a luminosidade solar, a uma temperatura efetiva de 5 129 K.[10][7] É uma estrela variável do tipo BY Draconis, em que a variabilidade é causada por manchas estelares na superfície, que entram e saem da linha de visão da Terra conforme a estrela rotaciona.[5] Apresenta uma variação de magnitude de 0,05 com um período de 8,0 dias (que é também o período de rotação da estrela).[10] Está a uma separação projetada de 1 446 UA do componente primário.[7]

O componente C do sistema também provavelmente é uma estrela da pré-sequência principal e está separado do primário por 1,551 segundos de arco,[4] o que equivale a 197 UA.[15] É considerado um pouco menor que o componente B, com uma massa de 90% da massa solar, luminosidade de 48% da solar e temperatura de 5 000 K.[4][9]

O sistema pode conter outros membros. Um estudo de 2012 detectou variações na velocidade radial da estrela primária indicativas de uma binária espectroscópica de linha única,[16] e uma pesquisa interferométrica de 2013 detectou um objeto a uma separação de 8,84 milissegundos de arco da primária, o que corresponde a 1,12 UA.[15] O segundo lançamento de dados da sonda Gaia lista uma estrela de magnitude 14,8 (magnitude G) a uma separação de 27,8 segundos de arco da primária, possuindo paralaxe e movimento próprios iguais ao do sistema.[6]

Os componentes B e C já foram detectados como fontes de raios X, com luminosidades nessa faixa de 1,58×1030 e 6,31×1029 erg/s respectivamente, o que é esperado para estrelas de baixa massa. O componente A não apresenta luminosidade de raios X detectável.[9]

Ver também

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h i j k «SIMBAD query result - f Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 13 de maio de 2017 
  2. ↑ a b c d e f «SIMBAD query result - V1155 Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 13 de maio de 2017 
  3. ↑ a b c d e Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M (janeiro de 2011). «A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 410 (1): 190-200. Bibcode:2011MNRAS.410..190T. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x 
  4. ↑ a b c d e f g Stelzer, B.; Huélamo, N.; Hubrig, S.; Zinnecker, H.; Micela, G. (setembro de 2003). «Late B-type stars and their candidate companions resolved with Chandra». Astronomy and Astrophysics. 407: 1067-1078. Bibcode:2003A&A...407.1067S. doi:10.1051/0004-6361:20030934 
  5. ↑ 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 
  6. ↑ a b c d Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833051  Catálogo Vizier
  7. ↑ a b c d e f g h i j k l Gerbaldi, M.; Faraggiana, R.; Balin, N (novembro de 2001). «Binary systems with post-T Tauri secondaries». Astronomy and Astrophysics. 379: 162-184. Bibcode:2001A&A...379..162G. doi:10.1051/0004-6361:20011298 
  8. ↑ a b Pasinetti Fracassini, L. E.; Pastori, L.; Covino, S.; Pozzi, A (fevereiro de 2001). «Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) - Third edition - Comments and statistics». Astronomy and Astrophysics. 367: 521-524. Bibcode:2001A&A...367..521P. doi:10.1051/0004-6361:20000451 
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  12. ↑ Adelman, S. J (fevereiro de 2001). «Research Note Hipparcos photometry: The least variable stars». Astronomy and Astrophysics. 367: 297-298. Bibcode:2001A&A...367..297A. doi:10.1051/0004-6361:20000567 
  13. ↑ 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): artigo 133, 24. Bibcode:2012ApJ...756..133C. doi:10.1088/0004-637X/756/2/133 
  14. ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 14 de maio de 2017 
  15. ↑ a b Rizzuto, A. C; et al. (dezembro de 2013). «Long-baseline interferometric multiplicity survey of the Sco-Cen OB association». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 436 (2). pp. 1694–1707. Bibcode:2013MNRAS.436.1694R. doi:10.1093/mnras/stt1690 
  16. ↑ 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