Zeta Centauri
Hoje, Zeta Centauri é um tema que adquiriu relevância incomum na sociedade atual. Seja pelo seu impacto na cultura popular, pela sua influência na economia global ou pela sua importância no campo científico, Zeta Centauri tornou-se um tema de interesse para um amplo espectro de públicos. Isto se deve, em parte, à velocidade com que as notícias e informações se espalham na era digital, o que permitiu que Zeta Centauri aparecesse com destaque nas conversas cotidianas. Neste artigo iremos explorar as diferentes dimensões de Zeta Centauri e o seu impacto no nosso dia a dia, bem como as possíveis implicações que isso poderá ter no futuro.
| ζ Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 13h 55m 32,4s[1] |
| Declinação | -47° 17′ 18,1″[1] |
| Magnitude aparente | 2,55[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | B2.5 IV[1] |
| Cor (U-B) | -0,91[1] |
| Cor (B-V) | -0,22[1] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 6,5 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -57,37 mas/a[1] |
| Mov. próprio (DEC) | -44,55 mas/a[1] |
| Paralaxe | 8,54 ± 0,13 mas[1] |
| Distância | 382 ± 6 anos-luz 117 ± 2 pc |
| Magnitude absoluta | -2,79 |
| Detalhes | |
| Massa | 7,8 ± 0,1[2] M☉ |
| Raio | 5,80 ± 0,53[3] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 3,84 ± 0,08 cgs[3] |
| Luminosidade | 7 100[4] L☉ |
| Temperatura | 23 561 ± 283[3] K |
| Metalicidade | = -0,24 ± 0,10[3] |
| Rotação | v sin i = 225 km/s[5] |
| Idade | 39,8 ± 5,7 milhões[2] de anos |
| Outras denominações | |
| CD-46 8949, FK5 512, HR 5231, HD 121263, HIP 68002, SAO 224538.[1] | |
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Zeta Centauri (ζ Centauri, ζ Cen) é uma estrela na constelação de Centaurus. Com uma magnitude aparente visual de 2,55,[1] é facilmente visível a olho nu como um dos membros mais brilhantes da constelação. De acordo com medições de paralaxe, está localizada a aproximadamente 382 anos-luz (117 parsecs) da Terra.[1]
Zeta Centauri é uma binária espectroscópica de linha dupla,[6] o que indica que a segunda estrela foi detectada por variações nas linhas de absorção do espectro do sistema, causadas pelo efeito Doppler, ao invés de ter sido detectada visualmente. O par está orbitando o centro de massa do sistema em uma órbita curta com um período de 8,024 dias e excentricidade de 0,5.[7] A separação entre as duas estrelas é calculada entre 0,08 UA e mais de 0,19 UA, dependendo da massa do sistema.[4]
O componente primário do sistema é uma estrela subgigante de classe B com um tipo espectral de B2.5 IV.[1] A uma idade de 40 milhões de anos,[2] é uma estrela que já começou o processo evolutivo de sair da sequência principal e já consumiu todo ou quase todo o hidrogênio em seu núcleo. Tem uma massa de 7,8 vezes a massa solar,[2] raio de 5,8 vezes o raio solar[3] e está brilhando com 7 100 vezes a luminosidade solar.[4] Sua atmosfera irradia essa energia a uma temperatura efetiva de 23 500 K, considerada anormalmente alta para uma estrela B2.5, indicando que ela pode ter uma classe espectral de B1.[3] Zeta Centauri está girando rapidamente com uma velocidade de rotação projetada de 225 km/s, o que confere à estrela um achatamento estimado de 11%.[5]
Ver também
Referências
- ↑ a b c d e f g h i j k l m n «SIMBAD query result - zet Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 9 de março de 2017
- ↑ a b c d 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 d e f Fitzpatrick, E. L.; Massa, D (março de 2005). «Determining the Physical Properties of the B Stars. II. Calibration of Synthetic Photometry». The Astronomical Journal. 129 (3): 1642-1662. Bibcode:2005AJ....129.1642F. doi:10.1086/427855
- ↑ a b c Kaler, James B. «ZETA CEN (Zeta Centauri)». Stars. Consultado em 9 de março de 2017
- ↑ a b van Belle, Gerard T (março de 2012). «Interferometric observations of rapidly rotating stars». The Astronomy and Astrophysics Review. 20 (1): id. 51. Bibcode:2012A&ARv..20...51V. doi:10.1007/s00159-012-0051-2
- ↑ 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
- ↑ 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