Beta Centauri
Beta Centauri (β Centauri, β Cen), também conhecida como Hadar ou Agena,[6] é a segunda estrela mais brilhante da constelação de Centaurus e a décima mais brilhante do céu, com uma magnitude aparente de 0,60.[1] Está a uma distância de 361 anos-luz (110,6 parsecs) da Terra.[3]
| β Centauri | |
|---|---|
 Imagem do sul da constelação de Centaurus e de Crux, com Alpha e Beta Centauri à esquerda. | |
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 14h 03m 49,4s[1] |
| Declinação | -60° 22′ 22,9″[1] |
| Magnitude aparente | 0,60[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | B1III[1] |
| Cor (B-V) | -0,22[1] |
| Variabilidade | β Cephei[2] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 9,6 km/s[3] |
| Mov. próprio (AR) | -33,27 mas/a[1] |
| Mov. próprio (DEC) | -23,16 mas/a[1] |
| Paralaxe | 9,04 ± 0,04 mas[3] |
| Distância | 361 ± 2 anos-luz 110,6 ± 0,5 pc |
| Magnitude absoluta | -4,62 β Cen Aa: −4,03 ± 0,10[3] β Cen Ab: −3,88 ± 0,10[3] |
| Detalhes | |
| β Cen Aa | |
| Massa | 12,02 ± 0,13[3] M☉ |
| Gravidade superficial | log g = 3,5 ± 0,4 cgs[2] |
| Temperatura | 25 000 ± 2 000[2] K |
| Metalicidade | [M/H] = −0,03 ± 0,15[4] |
| Rotação | v sin i = 190 ± 20 km/s[5] |
| Idade | 14,1 ± 0,6 milhões[2] de anos |
| β Cen Ab | |
| Massa | 10,58 ± 0,18[3] M☉ |
| Gravidade superficial | log g = 3,5 ± 0,4 cgs[2] |
| Temperatura | 25 000 ± 2 000[2] K |
| Rotação | v sin i = 75 ± 15 km/s[5] |
| Outras denominações | |
| Hadar, Agena, CD-59 5054, FK5 518, HR 5267, HD 122451, HIP 68702, SAO 252582.[1] | |
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Beta Centauri é um sistema estelar triplo composto por duas estrelas de classe B próximas, que formam uma binária espectroscópica de linha dupla (Beta Centauri Aa e Ab), e uma terceira estrela mais afastada, que provavelmente também é de classe B (Beta Centauri B).[3]
Observação
editarBeta Centauri tem uma magnitude aparente visual de 0,60,[1] sendo facilmente visível a olho nu mesmo em regiões urbanas com bastante poluição luminosa. É a décima ou 11ª estrela mais brilhante do céu noturno (dependendo do brilho de Betelgeuse, que é variável) e a segunda mais brilhante da constelação de Centaurus. Seu índice de cor B-V de -0,22[1] indica que tem uma coloração azul-branca, típica de estrelas de classe B.[7] Está a apenas 4,5° de Alpha Centauri, a estrela mais brilhante da constelação e terceira do céu. As duas estrelas são conhecidas como "ponteiros" até o Cruzeiro do Sul; uma reta passando por elas passa a menos de um grau de Gacrux, a estrela no topo da Cruz. A reta que passa por Gacrux e Acrux é frequentemente usada para determinar o sul.[8]
Com base em uma declinação de -60°,[1] Beta Centauri pode ser vista de todo hemisfério sul, sendo circumpolar a sul do paralelo 30 S. No hemisfério norte a estrela é visível apenas a sul do paralelo 30 N. Sua data de culminação às 21h é 7 de junho e à meia-noite é 23 de abril.[9]
Sistema
editarO sistema Beta Centauri é formado por três estrelas: Beta Centauri Aa, Ab, e B. Beta Centauri Aa e Ab formam um par binário próximo, designado Beta Centauri A, que consiste de duas estrelas massivas de luminosidade similar. Beta Centauri B é uma companheira visual mais distante e menos luminosa.[3]
A natureza múltipla do sistema foi descoberta em 1935 por Joan Voûte, que observou Beta Centauri B a uma separação de 1,2 segundos de arco da estrela primária, dando-lhe a designação Vou 31.[3] Observações mais recentes por interferometria indicam que a separação do sistema caiu consideravelmente desde então,[3] para 0,4 segundos de arco em 2014.[10] O arco orbital observado é pequeno demais para a determinação de parâmetros orbitais, mas com base em uma excentricidade orbital estimada entre 0,5 e 0,9, é inferido que a estrela tenha um período orbital entre 125 e 220 anos, semieixo maior entre 0,75 e 1,0 segundo de arco e inclinação de 118 a 130°.[3] Não se sabe muito sobre Beta Centauri B. Com base em uma magnitude aparente de 3,95,[10] ela deve ser uma estrela de classe B intermediária.[3]
A variabilidade da velocidade radial de Beta Centauri A é conhecida desde 1917. Em 1967, foi sugerido que ela poderia ser uma binária espectroscópica. Isso foi confirmado em 1999, quando os componentes Aa e Ab foram observados separadamente por interferometria.[11] Eles compõem uma binária espectroscópica de linha dupla, o que significa que são visíveis as linhas espectrais de ambos os componentes, que variam pelo efeito Doppler conforme cada um se aproxima e se afasta da Terra ao longo de sua órbita. A primeira solução orbital foi publicada em 2002, revelando componentes de massa similar em uma órbita altamente excêntrica.[12] Nos anos seguintes, a partir da combinação de observação espectroscópicas e interferométricas, a massa dinâmica das estrelas pôde ser medida diretamente.[13][2][3]
O par está orbitando o centro de massa do sistema com um período de 356,915 dias e um semieixo maior de 25,15 milissegundos de arco, o que equivale a uma distância média de 2,782 UA entre as estrelas. A órbita tem uma alta excentricidade de 0,8245 e está inclinada em 67,68° em relação ao plano do céu. Ela é conhecida com exatidão suficiente para permitir o cálculo da distância ao sistema de forma mais precisa que as medições diretas do satélite Hipparcos; esse método, conhecido como paralaxe dinâmica, fornece um valor de 361 anos-luz (110,6 parsecs), com uma incerteza de apenas 0,5%.[3]
| Período | 356,915 ± 0,015 dias |
| Excentricidade | 0,8245 ± 0,0006 |
| Argumento do periastro | 60,87+0,26 −0,25° |
| Inclinação | 67,68 ± 0,12° |
| Longitude do nó ascendente | 108,80+0,14 −0,15° |
| Velocidade radial do sistema | 9,59+0,23 −0,21 km/s |
| Semiamplitude do primário | 62,9 ± 0,6 km/s |
| Semiamplitude do secundário | 72,35+0,30 −0,29 km/s |
| Semieixo maior | 25,15+0,09 −0,08 mas |
| 2,782 ± 0,011 UA |
Propriedades
editarO componente A é geralmente classificado com um tipo espectral de B1 III,[1] o que indicaria que consiste de estrelas evoluídas na fase de gigantes. No entanto, a uma idade estimada de 14,1 milhões de anos, é previsto que ambas as estrelas ainda estejam na sequência principal, tendo passado menos de metade do tempo total de permanência nessa fase.[2] São estrelas muito semelhantes com massas de 12,0 e 10,6 vezes a massa solar, denominadas Beta Centauri Aa e Ab respectivamente.[3] Como ambas têm o mesmo tipo espectral, é assumido que tenham a mesma temperatura efetiva, que foi estimada em cerca de 25 000 K. Da mesma forma, possuem a mesma gravidade superficial.[2] A metalicidade das estrelas é próxima da solar.[4]
Uma diferença notável entre as estrelas está na taxa de rotação; o componente Aa está girando com uma velocidade de rotação projetada (v sin i) significativamente maior de 190 ± 20 km/s, contra 75 ± 15 km/s para o componente Ab.[5] Assumindo que os eixos de rotação são perpendiculares ao plano orbital, esses valores correspondem a uma velocidade de rotação real de 200-250 km/s para a estrela primária e 70-120 km/s para a secundária.[3] Um campo magnético de intensidade incerta foi detectado no componente Ab, o que pode estar relacionado com sua rotação mais lenta.[5][3]
Beta Centauri A é uma estrela variável do tipo Beta Cephei, sendo a estrela desse tipo mais brilhante do céu.[2] O estudo da variabilidade do sistema é complicado pelo fato de a estrela ser binária, sendo difícil atribuir uma variação específica a algum componente.[3] Um estudo de 2006 encontrou dois períodos de variação, de 0,135 e 0,220 dias, e atribuiu ambos ao componente primário.[2] Mais recentemente, em 2016, outro estudo detectou até 19 períodos de variação, que variam entre 0,084 e 2,827 dias. Os autores não conseguiram concluir a origem de cada um, mas notaram que nenhum dos componentes sozinho é capaz de explicar o espectro de frequências. A partir da natureza das frequências, Beta Centauri A foi classificada como uma estrela híbrida β Cephei/SPB (estrela B pulsante lenta).[3]
É possível que Beta Centauri seja membro do subgrupo Centaurus Inferior-Crux da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol. O subgrupo Centaurus Inferior-Crux é o mais próximo dentre os subgrupos da associação (distância média de 110-120 pc) e tem uma idade aproximada de 12-17 milhões de anos. Medições astrométricas pelo satélite Hipparcos mostraram inconsistências entre o movimento próprio de Beta Centauri e o do grupo, sugerindo que a estrela não pertence a ele. No entanto, isso pode ser causado pelo fato de Beta Centauri ser uma estrela binária. Ademais, é considerado improvável que uma estrela de classe B com massa, idade e distância adequadas ao grupo esteja nessa região do espaço por coincidência.[14]
Nomenclatura
editarβ Centauri é a designação de Bayer para esta estrela.
Esta estrela tem os nomes tradicionais Hadar ou Agena.[6] Hadar vem do árabe e significa "solo", podendo se referir a sua proximidade ao horizonte (há 1000 anos, na região de Cairo, esta estrela era observada a no máximo 4° do horizonte), enquanto Agena pode vir do latim e significar "joelho" (em referência à posição da estrela na constelação).[15] Em 2016, a União Astronômica Internacional organizou um grupo para catalogar e padronizar nomes próprios estelares; em 21 de agosto de 2016, foi aprovado o nome Hadar para esta estrela.[16]
Na astronomia chinesa, Beta Centauri é a primeira estrela do asterismo conhecido como 馬腹 (Mǎ Fù), o que significa Abdômen do Cavalo.[17] Consequentemente, β Centauri em si é conhecida como 馬腹一 (Mǎ Fù yī, em português: a Primeira Estrela do Abdômen do Cavalo.).[18] A partir desse nome chinês surgiu a designação Mah Fuh para esta estrela.[15]
Algumas tribos aborígenes viam Alpha e Beta Centauri como dois irmãos, chamados Bermbermgle, que mataram com uma lança o emu Tchingal (representado pela Nebulosa do Saco de Carvão).[19][20]
Referências
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- ↑ a b c d e f g h i j k Ausseloos, M.; Aerts, C.; Lefever, K.; Davis, J.; Harmanec, P. (agosto de 2006). «High-precision elements of double-lined spectroscopic binaries from combined interferometry and spectroscopy. Application to the β Cephei star β Centauri». Astronomy and Astrophysics. 455 (1): 259-269. Bibcode:2006A&A...455..259A. doi:10.1051/0004-6361:20064829
- ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u Pigulski, A.; et al. (abril de 2016). «Massive pulsating stars observed by BRITE-Constellation. I. The triple system β Centauri (Agena)». Astronomy & Astrophysics. 588: A55, 17. Bibcode:2016A&A...588A..55P. doi:10.1051/0004-6361/201527872
- ↑ a b Niemczura, E.; Daszyńska-Daszkiewicz, J. (abril de 2005). «Metallicities of the β Cephei stars from low-resolution ultraviolet spectra». Astronomy and Astrophysics. 433 (2): 659-669. Bibcode:2005A&A...433..659N. doi:10.1051/0004-6361:20040396
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- ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 27 de março de 2017
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Ligações externas
editar- Hadar (Beta Centauri) Stars