HD 120987
| y Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 13h 53m 32,8s[1] |
| Declinação | -35° 39′ 51,3″[1] |
| Magnitude aparente | 5,565[1] (6,27 + 6,38)[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | F3V[1] |
| Cor (B-V) | 0,388[1] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | -8,00 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -88,61 mas/a[3] |
| Mov. próprio (DEC) | -18,29 mas/a[3] |
| Paralaxe | 19,0254 ± 0,5029 mas[3] |
| Distância | 171,4 ± 4,5 anos-luz 52,6 ± 1,4 pc |
| Detalhes | |
| Massa | 1,56 + 1,53[2] M☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,15 ± 0,14 cgs[4] |
| Luminosidade | 13,29[5] L☉ |
| Temperatura | 6561 ± 223[4] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = -0,10[6] |
| Rotação | v sin i = 8,5 ± 2,5 km/s[7] Período de <11,0 dias[7] |
| Idade | ~2 (1,2-6,1) bilhões[4] 1,7 bilhões[6] de anos |
| Outras denominações | |
| y Centauri, CD-35 9090, HR 5222, HD 120987, HIP 67819, SAO 204955.[1] | |
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HD 120987 (y Centauri) é uma estrela binária[8] na constelação de Centaurus. Com uma magnitude aparente visual combinada de 5,57,[1] é visível a olho nu em locais com pouca poluição luminosa. De acordo com as medições de paralaxe pelo satélite Gaia, está localizada a uma distância de aproximadamente 171 anos-luz (53 parsecs) da Terra.[3]
Este sistema é composto por duas estrelas semelhantes com magnitudes aparentes de 6,27 e 6,38 e massas de 1,56 e 1,53 massas solares (componentes A e B).[2] É classificado com um tipo espectral de F3V,[1] indicando que uma ou ambas as estrelas são estrelas de classe F da sequência principal. Estão orbitando o centro de centro de massa do sistema com um período orbital de 292,11 anos, semieixo maior de 1,329 segundos de arco e excentricidade orbital de 0,686.[9]
Outras três estrelas são catalogadas como companheiras ópticas de y Centauri, designadas como componentes C, D e E. Estão separadas do par AB por 27,6, 30 e 67,5 segundos de arco e possuem magnitudes aparentes visuais de 12,5, 14,5 e 8,65 respectivamente. O componente D é o único que já foi considerado um possível membro do sistema.[2] O segundo lançamento do catálogo Gaia mostrou que essas estrelas estão significativamente mais distantes que o sistema y Centauri.[3]
Ver também
[editar | editar código-fonte]Referências
- ↑ a b c d e f g h i «SIMBAD query result - y Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 20 de maio de 2017
- ↑ a b c d Tokovinin, Andrei (abril de 2014). «From Binaries to Multiples. II. Hierarchical Multiplicity of F and G Dwarfs». The Astronomical Journal. 147 (4): artigo 87, 14. Bibcode:2014AJ....147...87T. doi:10.1088/0004-6256/147/4/87
- ↑ a b c d e Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365
. doi:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier
- ↑ a b c David, Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A. (março de 2015). «The Ages of Early-type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets». The Astrophysical Journal. 804 (2). 38 páginas. Bibcode:2015ApJ...804..146D. doi:10.1088/0004-637X/804/2/146
- ↑ McDonald, 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): 343-357. Bibcode:2012MNRAS.427..343M. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x
- ↑ a b Casagrande, L.; et al. (junho de 2011). «New constraints on the chemical evolution of the solar neighbourhood and Galactic disc(s). Improved astrophysical parameters for the Geneva-Copenhagen Survey». Astronomy & Astrophysics. 530: A138. Bibcode:2011A&A...530A.138C. doi:10.1051/0004-6361/201016276
- ↑ a b Ammler-von Eiff, M.; Reiners, A. (junho de 2012). «New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: are there two populations of differentially rotating stars?». Astronomy & Astrophysics. 542: A116, 31. Bibcode:2012A&A...542A.116A. doi:10.1051/0004-6361/201118724
- ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (setembro de 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
- ↑ Malkov, O. Yu.; Tamazian, V. S.; Docobo, J. A.; Chulkov, D. A (outubro de 2012). «Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries». Astronomy & Astrophysics. 546. pp. id.A69, 5. Bibcode:2012A&A...546A..69M. doi:10.1051/0004-6361/201219774