Beta Trianguli
Beta Trianguli (β Trianguli, β Tri) é uma estrela binária na constelação de Triangulum, localizada a cerca de 127 anos-luz da Terra.[1] Embora tenha uma magnitude aparente de apenas 3,0,[2] é a estrela mais brilhante dessa constelação.[4] Juntamente com Alpha Trianguli, essas estrelas eram chamadas de Al Mīzān em árabe.[4] Na astronomia tradicional chinesa, era a nona estrela de Tien Ta Tseang (天大將軍九).[5]
| β Trianguli | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Triangulum |
| Asc. reta | 02h 09m 32,6s[1] |
| Declinação | +34° 59′ 14,3″[1] |
| Magnitude aparente | 3,00[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | A5III[1] |
| Cor (U-B) | 0,11[2] |
| Cor (B-V) | 0,14[2] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 9,9 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | 149,16 mas/a[1] |
| Mov. próprio (DEC) | -39,10 mas/a[1] |
| Paralaxe | 25,71 ± 0,34 mas[1] |
| Distância | 127 ± 2 anos-luz 38,9 ± 0,5 pc |
| Detalhes | |
| Rotação | 70 km/s[3] |
| Outras denominações | |
| 4 Trianguli, HR 622, HD 13161, BD+34 381, FK5 75, HIP 10064, SAO 55306.[1] | |
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Beta Trianguli tem um tipo espectral de A5III, indicando que já passou pela sequência principal e é agora uma estrela gigante. Está entre as estrelas menos variáveis observadas pela sonda Hipparcos, com a mangitude variando apenas 0,0005.[6] É provavelmente uma binária espectroscópica com um período orbital de 31,39 dias e uma excentricidade de 0,43.[7] As estrelas estão separadas por uma distância de menos de 5 UA.[8]
Com base em observações feitas pelo Telescópio Espacial Spitzer, o sistema está emitindo um excesso de radiação infravermelha. Essa emissão pode ser explicada por um disco de poeira circumbinário orbitando a uma distância de cerca de 10–20 UA das estrelas. O disco está emitindo radiação infravermelha a uma temperatura de 100 K.[8]
Ver também
editarReferências
- ↑ a b c d e f g h i «SIMBAD query result». SIMBAD. Consultado em 23 de janeiro de 2012
- ↑ a b c d Johnson, H. L.; et al. (1966), «UBVRIJKL photometry of the bright stars», Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, 4 (99), Bibcode:1966CoLPL...4...99J
- ↑ Royer, F.; et al. (2002), «Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i», Astronomy and Astrophysics, 393: 897–911, Bibcode:2002A&A...393..897R, doi:10.1051/0004-6361:20020943
- ↑ a b Garfinkle, Robert A. (1997), Star-Hopping: Your Visa to Viewing the Universe, ISBN 0521598893, Cambridge University Press, p. 238
- ↑ (chinês) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 10 日
- ↑ Adelman, S. J. (2001), «Research Note Hipparcos photometry: The least variable stars», Astronomy and Astrophysics, 367: 297–298, Bibcode:2001A&A...367..297A, doi:10.1051/0004-6361:20000567
- ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (2008), «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389 (2): 869–879, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x
- ↑ a b Stansberry, J. A.; et al. (2005), «A Spitzer Survey for Debris Disks in Binary Star Systems», Protostars and Planets V, Proceedings of the Conference held October 24-28, 2005, in Hilton Waikoloa Village, Hawai'i, Bibcode:2005prpl.conf.8613S
