| V636 Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 14h 16m 57,92s[1] |
| Declinação | -49° 56′ 42,36″[1] |
| Magnitude aparente | 8,704[2] (8,7 a 9,2)[3] A: 8,963 ± 0,017 B: 10,389 ± 0,049[4] |
| Características | |
| Tipo espectral | G1V + K2V[5] |
| Cor(B-V) | 0,61[1] |
| Variabilidade | binária eclipsante (Algol)[3] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | -14,25 ± 0,07 km/s[4] |
| Mov. próprio (AR) | -22,84 mas/a[6] |
| Mov. próprio (DEC) | -25,10 mas/a[6] |
| Paralaxe | 13,9206 ± 0,0314 mas[6] |
| Distância | 234,3 ± 0,5anos-luz 71,84 ± 0,16pc |
| Magnitude absoluta | A: 4,67 ± 0,06 (visual) 4,61 ± 0,06 (bolométrica) B: 6,08 ± 0,09 (visual) 5,78 ± 0,09 (bolométrica)[4] |
| Detalhes[4] | |
| Idade | 1,35 bilhões deanos |
| Metalicidade | [Fe/H] = −0,20 ± 0,08 |
| V636 Centauri A | |
| Massa | 1,052 ± 0,005M☉ |
| Raio | 1,018 ± 0,004R☉ |
| Gravidade superficial | logg = 4,444 ± 0,004cgs |
| Luminosidade | 1,12 ± 0,08L☉ |
| Temperatura | 5900 ± 85K |
| Rotação | v sini = 13,0 ± 0,2 km/s |
| V636 Centauri B | |
| Massa | 0,854 ± 0,003M☉ |
| Raio | 0,830 ± 0,004R☉ |
| Gravidade superficial | logg = 4,532 ± 0,005cgs |
| Luminosidade | 0,39 ± 0,04L☉ |
| Temperatura | 5000 ± 100K |
| Rotação | v sini = 11,1 ± 0,5 km/s |
| Outras denominações | |
| V636 Centauri,CD-49 8609,HD 124784,HIP 69781,SAO 224812.[1] | |
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V636 Centauri é umaestrela variável naconstelação deCentaurus. Umabinária eclipsante do tipoAlgol, suamagnitude aparente permanece constante em 8,7 na maior parte do tempo, diminuindo para 9,2 durante o eclipse do componente primário e 8,8 durante o eclipse do componente secundário.[3] A partir de medições deparalaxe pelo satéliteGaia, está localizada a uma distância de 234 anos-luz (71,8 parsecs) da Terra,[6] aproximadamente o mesmo valor obtido a partir de sua luminosidade.[4]
Os dois componentes do sistema são estrelas dasequência principal semelhantes aoSol, comtipos espectrais de G1V e K2V.[5] Observaçõesfotométricas e espectroscópicas do sistema permitiram a determinação dos parâmetros das estrelas com precisão. A estrela primária tem uma massa de 105% damassa solar, raio de 102% dovalor solar e umatemperatura efetiva de cerca de 5 900 K. A secundária é menor e mais fria, com 85% da massa solar, 83% do raio solar e temperatura de 5 000 K, e apresenta um alto nível de atividade cromosférica emanchas estelares. O sistema possui umametalicidade próxima de 60% da solar e suas propriedades são mais bem reproduzidas com uma idade comum de 1,35 bilhões de anos.[4]
A órbita das estrelas tem umaexcentricidade moderada de 0,135 ± 0,001 e umperíodo curto de 4,2839423 dias. A observação de eclipses é permitida por suainclinação de 89,65 ± 0,10° em relação ao plano do céu. A órbita apresentaprecessão apsidal com um período de 5270 ± 335 anos.[4]
.doi:10.1051/0004-6361/202039657 !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link) Catálogo VizieR