| V795 Centauri |
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| Dados observacionais (J2000) |
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| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 14h 14m 57,14s[1] |
| Declinação | -57° 05′ 10,05″[1] |
| Magnitude aparente | 5,07[1] |
| Características |
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| Tipo espectral | B4Vne[1] |
| Cor(U-B) | -0,63[1] |
| Cor(B-V) | -0,08[1] |
| Astrometria |
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| Velocidade radial | 7,0 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -24,01 mas/a[2] |
| Mov. próprio (DEC) | -20,74 mas/a[2] |
| Paralaxe | 7,6043 ± 0,1315 mas[2] |
| Distância | 429 ± 7anos-luz
131 ± 2pc |
| Detalhes |
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| Massa | 5,7 ± 0,3[3]M☉ |
| Raio | 4,1[4]R☉ |
| Gravidade superficial | logg = 4,08cgs[5] |
| Luminosidade | 1010[6]L☉ |
| Temperatura | 17060[5]K |
| Rotação | v sini = 270 km/s[7] |
| Idade | 30 milhões[5]
39,8 ± 19,1 milhões[3]
deanos |
| Outras denominações |
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| V795 Centauri,CPD-56 6206,HR 5316,HD 124367,HIP 69618,SAO 241563.[1] |
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V795 Centauri (HD 124367) é umaestrela naconstelação deCentaurus. Com umamagnitude aparente visual de 5,07,[1] pode ser vista a olho nu em locais sem muitapoluição luminosa. Medições deparalaxe do satéliteGaia mostraram que está a aproximadamente 429 anos-luz (131 parsecs) da Terra.[2] A essa distância, sua magnitude é diminuída em 0,41 devido àextinção causada por gás e poeira nomeio interestelar. É um membro do subgrupo Centaurus Superior-Lupus daassociação Scorpius–Centaurus, aassociação OB mais próxima do Sol.[8]
Esta é umaestrela de classe B da sequência principal com umtipo espectral de B4Vne,[1] com a notação 'e' indicando que é umaestrela Be, cercada por umdisco circunstelar formado por material ejetado da estrela, que geralinhas de emissão no seu espectro. O disco também é responsável pelo excesso deradiação infravermelha observado no espectro da estrela.[8] Com uma idade estimada de 30 milhões de anos, é calculado que V795 Centauri já tenha passado por 36% de seu tempo desequência principal.[5] Não possuiestrelas companheiras físicas conhecidas.[9] Já foram catalogadas três companheiras visuais.[10]
Como é típico entre estrelas Be, V795 Centauri está girando rapidamente, com umavelocidade de rotação projetada de 270 km/s, dando à estrela umachatamento estimado de 12%.[7] A rotação rápida dá a seu espectrolinhas de absorção largas e nebulosas, conforme indicado pela notação 'n' no tipo espectral. A estrela é também levementevariável, de nenhum tipo específico, com uma magnitude aparente variando entre 4,98 e 5,04 (magnitude Hp), o que provavelmente está relacionado com o fenomêno Be.[11]
Referências
- ↑abcdefghij«HD 124367 -- Be Star».SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 3 de novembro de 2017
- ↑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
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- ↑abcdZorec, J.; Frémat, Y.; Cidale, L. (outubro de 2005). «On the evolutionary status of Be stars. I. Field Be stars near the Sun».Astronomy and Astrophysics.441 (1): 235-248.Bibcode:2005A&A...441..235Z.doi:10.1051/0004-6361:20053051 !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)
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