2 Centauri
| 2 Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 13h49m26,72s[1] |
| Declinação | -34° 27′ 02,8″[1] |
| Magnitude aparente | 4,19[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | M4.5III[2] |
| Cor(U-B) | 1,46[1] |
| Cor(B-V) | 1,50[1] |
| Variabilidade | semirregular(SRB)[3] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 40,70 km/s[1] |
| Mov. próprio(AR) | -41,68 mas/a[1] |
| Mov. próprio (DEC) | -59,77 mas/a[1] |
| Paralaxe | 17,82 ± 0,21 mas[1] |
| Distância | 183 ± 2anos-luz 56,1 ± 0,7pc |
| Magnitude absoluta | 0,44 |
| Detalhes | |
| Massa | 1-1,25[4]M☉ |
| Raio | 82,4[2]R☉ |
| Luminosidade | 824[5]L☉ |
| Temperatura | 3500[2]K |
| Outras denominações | |
| gCentauri,V806Centauri,CPD-33 9358,HR5192,HD120323,HIP67457,SAO204875.[1] | |
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2 Centauri(g Centauri) é umaestrelanaconstelaçãodeCentaurus.Com umamagnitude aparentevisual de 4,19,[1]é visível a olho nu em locais sempoluição luminosaexcessiva. Medições deparalaxeindicam que está localizada a uma distância de 183anos-luz(56,10parsecs) da Terra.[1]
2 Centauri é umagigante vermelhacom umtipo espectralde M4.5III,[2]indicando que é uma estrelaevoluídaque já abandonou asequência principal.Com uma massa de 1 a 1,25 vezes amassa solar,[4]a estrela expandiu-se para um raio de 82,4 vezes osolar.[2]Está emitindo 824 vezes a luminosidade solar[5]de suaatmosferaa umatemperatura efetivade 3 500K.[2]Não possuiestrelas companheirasconhecidas.[6]
Como é comum entre gigantes vermelhas, 2 Centauri é umaestrela variável,sendo classificada como umavariável semirregulardo tipo SRB, o que indica que possui períodos mal definidos alternados a intervalos de variabilidade irregular. A magnitude aparente de 2 Centauri varia entre 4,16 e 4,26 ao longo de um período médio de 12 dias.[3]Um estudo recente identificou um período de 26,5 dias com amplitude de 0,039 magnitudes.[7]
Ver também
[editar|editar código-fonte]Referências
- ↑abcdefghijkl«SIMBAD query result - g Cen».SIMBAD.Centre de Données astronomiques de Strasbourg.Consultado em 30 de abril de 2017
- ↑abcdefWood, Brian E.; Müller, Hans-Reinhard; Harper, Graham M. (outubro de 2016). «Hubble Space Telescope Constraints on the Winds and Astrospheres of Red Giant Stars».The Astrophysical Journal.829(2): artigo 74, 13.Bibcode:2016ApJ...829...74W.doi:10.3847/0004-637X/829/2/74
- ↑abSamus, 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
- ↑abKaler, James B.«2 AND T CEN (2 and T Centauri)».Stars.Consultado em 30 de abril de 2017
- ↑abMcDonald, 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
- ↑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
- ↑Tabur, V.; Bedding, T. R.; Kiss, L. L.; Moon, T. T.; Szeidl, B.; Kjeldsen, H (dezembro de 2009). «Long-term photometry and periods for 261 nearby pulsating M giants».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.400(4): 1945-1961.Bibcode:2009MNRAS.400.1945T.doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15588.x