HD 108257
| G Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 12h 26m 31,8s[1] |
| Declinação | -51° 27′ 02,3″[1] |
| Magnitude aparente | 4,808[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | B3Vn[1] |
| Cor (U-B) | -0,154[1] |
| Cor (B-V) | -0,63[1] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 5,00 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -30,66 mas/a[1] |
| Mov. próprio (DEC) | -10,13 mas/a[1] |
| Paralaxe | 7,28 ± 0,24 mas[1] |
| Distância | 450 ± 10 anos-luz 137 ± 5 pc |
| Magnitude absoluta | -0,88 |
| Detalhes | |
| Massa | 5,4[2] M☉ |
| Gravidade superficial | log g = 3,98 cgs[3] |
| Luminosidade | 809[2] L☉ |
| Temperatura | 17298[2] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = −0,53[3] |
| Rotação | v sin i = 298 km/s[4] |
| Idade | 15,8 ± 0,2 milhões[5] de anos |
| Outras denominações | |
| G Centauri, CD-50 6975, HR 4732, HD 108257, HIP 60710, SAO 239948.[1] | |
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HD 108257 (G Centauri) é uma estrela na constelação de Centaurus. Tem uma magnitude aparente visual de 4,81,[1] indicando que pode ser vista a olho nu em locais com pouca poluição luminosa. Com base em medições de paralaxe, está localizada a aproximadamente 450 anos-luz (137 parsecs) da Terra.[1] A essa distância, sua magnitude aparente é reduzida em 0,07 devido à extinção causada por gás e poeira.[6]
G Centauri é uma estrela de classe B da sequência principal com um tipo espectral de B3Vn,[1] em que a notação 'n' indica que suas linhas de absorção estão largas e nebulosas devido a uma alta velocidade de rotação, de mais de 298 km/s.[4] Tem uma massa equivalente a 5,4 massas solares e está brilhando com mais de 800 vezes a luminosidade solar.[2] Sua fotosfera irradia essa energia a uma temperatura efetiva de 17 300 K,[2] dando à estrela a coloração azul-branca típica de estrelas de classe B.[7] Sua idade, estimada a partir de modelos evolucionários, é de 15,8 milhões de anos.[5]
Esta estrela pertence ao subgrupo Centaurus Inferior-Crux da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol.[6] Já foi identificada como fonte de excesso de radiação infravermelha, o que indicaria a presença de um disco circunstelar ao seu redor, apesar de outras observações contestarem isso.[2] Tem uma estrela companheira óptica de magnitude 13,2 a uma separação de 19,5 segundos de arco,[8] que pode estar relacionada fisicamente ao sistema.[6] Outros autores listam G Centauri como estrela única.[9][10]
Ver também
[editar | editar código-fonte]Referências
- ↑ a b c d e f g h i j k l m n «SIMBAD query result - G Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 8 de maio de 2017
- ↑ a b c d e f Jo, Young-Soo; et al. (fevereiro de 2016). «Bright stars observed by FIMS/SPEAR». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 456 (1): 417-430. Bibcode:2016MNRAS.456..417J. doi:10.1093/mnras/stv2670
- ↑ a b Saffe, C.; Gómez, M.; Pintado, O.; González, E (outubro de 2008). «Spectroscopic metallicities of Vega-like stars». Astronomy and Astrophysics. 490 (1): 297-305. Bibcode:2008A&A...490..297S. doi:10.1051/0004-6361:200810260
- ↑ a b Wolff, S. C.; Strom, S. E.; Dror, D.; Venn, K (março de 2007). «Rotational Velocities for B0-B3 Stars in Seven Young Clusters: Further Study of the Relationship between Rotation Speed and Density in Star-Forming Regions». The Astronomical Journal. 133 (3): 1092-1103. Bibcode:2007AJ....133.1092W. doi:10.1086/511002
- ↑ a b 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
- ↑ a b c 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
- ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 8 de maio de 2017
- ↑ Mason, Brian D.; et al. (dezembro de 2001). «The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog». The Astronomical Journal. 122 (6): 3466-3471. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920
- ↑ 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
- ↑ 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): 1694-1707. Bibcode:2013MNRAS.436.1694R. doi:10.1093/mnras/stt1690