| υ1 Centauri |
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| Dados observacionais (J2000) |
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| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 13h 58m 40,7s[1] |
| Declinação | -44° 48′ 12,9″[1] |
| Magnitude aparente | 3,87[1] |
| Características |
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| Tipo espectral | B2IV-V[1] |
| Cor(U-B) | -0,80[1] |
| Cor(B-V) | -0,20[1] |
| Variabilidade | possívelβ Cephei[2] |
| Astrometria |
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| Velocidade radial | 4,8 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -27,51 mas/a[1] |
| Mov. próprio (DEC) | -22,44 mas/a[1] |
| Paralaxe | 7,63 ± 0,16 mas[1] |
| Distância | 427 ± 9anos-luz
131 ± 3pc |
| Magnitude absoluta | -1,72 |
| Detalhes |
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| Massa | 7,9 ± 0,1[3]M☉ |
| Raio | 3,74 ± 0,34[4]R☉ |
| Gravidade superficial | logg = 4,15 ± 0,07cgs[4] |
| Luminosidade | 2 404,02[5]L☉ |
| Temperatura | 21 411 ± 377[4]K |
| Metalicidade | [M/H] = 0,05 ± 0,12[4] |
| Rotação | v sini = 124 km/s[6] |
| Idade | 13,0 ± 2,0 milhões[3]
deanos |
| Outras denominações |
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| CD-44 9010,FK5 3112,HR 5249,HD 121790,HIP 68282,SAO 224585.[1] |
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Upsilon1 Centauri (υ1 Cen, υ1 Centauri) é umaestrela naconstelação deCentaurus. Tem umamagnitude aparente visual de 3,87,[1] sendo visível a olho nu exceto em locais compoluição luminosa excessiva. De acordo com suaparalaxe, está localizada a aproximadamente 427 anos-luz (131 parsecs) da Terra.[1]
Upsilon1 Centauri tem umtipo espectral de B2IV-V, o que significa que é uma estrela declasse B entre os estágios desequência principal esubgigante.[1] Possui uma massa equivalente a 7,9 vezes amassa solar,[3] raio de 3,7raios solares[4] e está brilhando com 2 400 vezes aluminosidade solar.[5] Suaatmosfera irradia essa energia a umatemperatura efetiva de 21 411 K,[4] conferindo à estrela coloração azul-branca, típica de estrelas de classe B.[7] É possivelmente umaestrela variável do tipoBeta Cephei.[2]
Pertence ao subgrupo Centaurus Superior-Lupus daAssociação Scorpius–Centaurus, aassociação OB mais próxima do Sol.[8] Sua idade, determinada a partir de modelos evolucionários, é de 13 milhões de anos.[3] Não possuiestrelas companheiras conhecidas.[9] Possui umavelocidade peculiar de 14,3 ± 2,0 km/s,[10] não sendo suficiente para ser considerada uma possívelestrela fugitiva.[3]
Referências
- ↑abcdefghijklmn«SIMBAD query result - ups01 Cen».SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 28 de setembro de 2016
- ↑abStankov, Anamarija; Handler, Gerald (junho de 2005). «Catalog of Galactic β Cephei Stars».The Astrophysical Journal Supplement Series.158 (2). pp. 193–216.Bibcode:2005ApJS..158..193S.doi:10.1086/429408 !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)
- ↑abcdeTetzlaff, 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). pp. 190–200.Bibcode:2011MNRAS.410..190T.doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)
- ↑abcdefFitzpatrick, 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). pp. 1642–1662.Bibcode:2005AJ....129.1642F.doi:10.1086/427855 !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)
- ↑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). pp. 343–357.Bibcode:2012MNRAS.427..343M.doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)
- ↑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). pp. 1092–1103.Bibcode:2007AJ....133.1092W.doi:10.1086/511002 !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)
- ↑«The Colour of Stars».Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 28 de setembro de 2016
- ↑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). pp. artigo 133, 24.Bibcode:2012ApJ...756..133C.doi:10.1088/0004-637X/756/2/133 !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)
- ↑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 !CS1 manut: Uso explícito de et al. (link)
- ↑Bobylev, V. V.; Bajkova, A. T (agosto de 2013). «Galactic kinematics from a sample of young massive stars».Astronomy Letters.39 (8). pp. 532–549.Bibcode:2013AstL...39..532B.doi:10.1134/S106377371308001X !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)
