XX Centauri
| XX Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 13h40m18,6s[1] |
| Declinação | -57° 36′ 47,4″[1] |
| Magnitude aparente | 7,43[2](7,30 a 8,31)[3] |
| Características | |
| Tipo espectral | F7/8II[1] F6-G4(F7/8II)[3] |
| Cor(U-B) | +0,57[2] |
| Cor(B-V) | +0,79[2] |
| Variabilidade | Cefeidaclássica[3] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | -18,1 km/s[1] |
| Mov. próprio(AR) | -3,65 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | -1,36 mas/a[4] |
| Paralaxe | 0,5516 ± 0,0262 mas[4] |
| Distância | 5913 ± 281anos-luz 1813 ± 86pc |
| Magnitude absoluta | -3,76 ± 0,07 (visual)[5] |
| Detalhes | |
| Massa | 3,3[6]M☉ |
| Raio | 57,8 ± 1,5[5]R☉ |
| Gravidade superficial | logg= 2,0cgs[7] |
| Temperatura | 5953 ± 69[7]K 6020[6]K |
| Metalicidade | [Fe/H] = 0,16[8] |
| Idade | 67 milhões[8]deanos |
| Outras denominações | |
| XXCentauri,CD-56 5061,HD118769,HIP66696,SAO241049.[1] | |
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XX Centaurié umaestrela variávelnaconstelaçãodeCentaurus.Umavariável Cefeida,suamagnitude aparentevisual varia entre 7,30 e 8,31 ao longo de um período de 10,954348 dias.[3]A partir de medições deparalaxepela sonda espacialGaia,está a uma distância de aproximadamente 1813parsecs(5900anos-luz) da Terra, com uma incerteza de 86 parsecs.[4]Esse valor é maior que estimativas indiretas anteriores, baseadas na luminosidade da estrela, que davam distâncias de 1400-1600 parsecs.[7][5][8]
Esta estrela é classificada com umtipo espectralde F6-G4(F7/8II),[3]indicando que é umagigante luminosaque varia entre as classes espectrais F6 e G4 ao longo de um ciclo de pulsação. Da mesma forma, seu raio de aproximadamente 57,8raios solaresvaria em 14%.[6]Suatemperatura efetivajá foi medida em 5953K.[7]XX Centauri tem uma massa de 3,3 vezes amassa solar[6]e uma idade de aproximadamente 67 milhões de anos.[8]
XX Centauri é umabinária espectroscópica,apresentandovelocidade radialvariável consistente com uma estrela companheira em uma órbita circular comperíodo orbitalde 924,1 ± 1,1 dias.[9]Observações com oInternational Ultraviolet Explorernão detectaram emissãoultravioletasignificativa do sistema, indicando que a estrela secundária tem um tipo espectral mais frio que A1V e uma massa de menos de 2,1 massas solares.[10]
Referências
- ↑abcde«V* XX Cen -- Classical Cepheid (delta Cep type)».SIMBAD.Centre de Données astronomiques de Strasbourg.Consultado em 21 de julho de 2017
- ↑abcMadore, B. F. (junho de 1975). «Photoelectric UBV photometry of Cepheids in the Magellanic Clouds and in the southern Milky Way».Astrophysical Journal Supplement Series.29:219-284.Bibcode:1975ApJS...29..219M.doi:10.1086/190342
- ↑abcdeSamus, 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
- ↑abcdGaia Collaboration: Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; et al. (maio de 2021). «Gaia Early Data Release 3. Summary of the contents and survey properties».Astronomy & Astrophysics.649:A1, 20 pp.Bibcode:2021A&A...649A...1G.arXiv:2012.01533
.doi:10.1051/0004-6361/202039657Catálogo VizieR
- ↑abcGroenewegen, M. A. T. (fevereiro de 2013). «Baade-Wesselink distances to Galactic and Magellanic Cloud Cepheids and the effect of metallicity».Astronomy & Astrophysics.550:A70, 25.Bibcode:2013A&A...550A..70G.doi:10.1051/0004-6361/201220446
- ↑abcdNeilson, Hilding R.; Lester, John B. (setembro de 2008). «On the Enhancement of Mass Loss in Cepheids Due to Radial Pulsation».The Astrophysical Journal.684(1): 569-587.Bibcode:2008ApJ...684..569N.doi:10.1086/588650
- ↑abcdLuck, R. E.; Andrievsky, S. M.; Kovtyukh, V. V.; Gieren, W.; Graczyk, D. (agosto de 2011). «The Distribution of the Elements in the Galactic Disk. II. Azimuthal and Radial Variation in Abundances from Cepheids».The Astronomical Journal.142(2): artigo 51, 12.Bibcode:2011AJ....142...51L.doi:10.1088/0004-6256/142/2/51
- ↑abcdMarsakov, V. A.; Koval', V. V.; Kovtyukh, V. V.; Mishenina, T. V. (dezembro de 2013). «Properties of the population of classical Cepheids in the Galaxy».Astronomy Letters.39(12): 851-865.Bibcode:2013AstL...39..851M.doi:10.1134/S1063773713120050
- ↑Groenewegen, M. A. T. (setembro de 2008). «Baade-Wesselink distances and the effect of metallicity in classical cepheids».Astronomy and Astrophysics.488(1): 25-35.Bibcode:2008A&A...488...25G.doi:10.1051/0004-6361:200809859
- ↑Evans, Nancy Remage (maio de 1995). «The mass ratios of Cepheid binaries».The Astrophysical Journal.445:393-405.Bibcode:1995ApJ...445..393E.doi:10.1086/175704