BV Centauri

BV Centauri
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
Asc. reta 13h 31m 19,485s[1]
Declinação -54° 58′ 33,52″[1]
Magnitude aparente 13,05[2] (10,7 a 13,6)[3]
Características
Tipo espectral G5-G8IV-V (secundária)[2]
Cor (U-B) -0,22[2]
Cor (B-V) 0,77[2]
Variabilidade nova anã
Astrometria
Velocidade radial -22,3 km/s[4]
Mov. próprio (AR) -25,15 mas/a[5]
Mov. próprio (DEC) -6,09 mas/a[5]
Paralaxe 2,7692 ± 0,0157 mas[5]
Distância 1178 ± 7 anos-luz
361 ± 2 pc
Detalhes
Primária (anã branca)
Massa 1,18+0,28
−0,16[4] M☉
Gravidade superficial log g = 8,3 cgs[6]
Temperatura 40000 ± 1000[6] K
Rotação v sin i = 500 ± 100 km/s[6]
Secundária
Massa 1,05+0,23
−0,14[4] M☉
Raio 1,41 ± 0,04[7] R☉
Gravidade superficial log g = 3,5 cgs[4]
Temperatura 5250[4] K
Outras denominações
BV Centauri, 2MASS J13311951-5458335, AAVSO 1325-54.[1]
BV Centauri

BV Centauri é uma estrela binária variável cataclísmica na constelação de Centaurus. É uma nova anã, apresentando aumentos rápidos de luminosidade que são recorrentes com um período médio de 150 dias, que parece ter aumentado nas últimas décadas.[8] Durante o estado quieto, sua magnitude aparente visual é de aproximadamente 13, com variações de alguns décimos ao longo de uma órbita devido a diferenças na área visível das estrelas,[7] aumentando até um máximo de 10,7 nas erupções.[3] Medições de paralaxe pelo satélite astrométrico Gaia determinaram que o sistema está a uma distância de aproximadamente 361 parsecs (1 178 anos-luz) da Terra,[5] um valor menor que a estimativa indireta anterior de 500 parsecs, baseada na sua luminosidade.[2][7]

Variáveis cataclísmicas são sistemas binários de curto período em que uma estrela secundária transfere matéria para uma anã branca primária. Em BV Centauri, a anã branca e sua companheira têm massas estimadas em 1,18 e 1,05 vezes a massa solar[4] e cada uma contribui para aproximadamente metade da luz visível do sistema. A estrela secundária parece ser uma estrela evoluída com um tipo espectral de G5-G8IV-V, o que é evidenciado por seu raio estendido de 1,4 raios solares.[2][7] A reconstrução de sua superfície revelou que esta é uma estrela com alta atividade magnética, apresentando cerca de 25% de sua superfície coberta por manchas estelares, que são mais abundantes no hemisfério da estrela virado para a anã branca. Além disso, uma proeminência foi detectada acima da superfície da estrela secundária, também no lado virado para a anã branca.[4]

A órbita do sistema tem um período de 0,611179 dias (16,7 horas), um dos maiores períodos conhecidos para uma nova anã, e está inclinada em 53 ± 4° em relação ao plano do céu.[4] A curva de luz de BV Centauri durante as erupções apresenta comportamento anormal para uma nova anã, com um longo intervalo de cerca de 15 dias antes de atingir luminosidade máxima, tendo sido comparada à nova clássica GK Persei. Com base nisso, já foi proposto que BV Centauri pode ter gerado uma nova no século XIX, não registrada pelos observadores da época.[8][9]

Curva de luz (banda infravermelha I) de BV Centauri

Referências

  1. ↑ a b c «V* BV Cen -- Dwarf Nova». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 10 de outubro de 2017 
  2. ↑ a b c d e f Vogt, N.; Breysacher, J. (fevereiro de 1980). «The dwarf nova BV Centauri - A spectroscopic binary». Astrophysical Journal. 235: 945-954. Bibcode:1980ApJ...235..945V. doi:10.1086/157699 
  3. ↑ a b Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (janeiro de 2009). «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)». VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S 
  4. ↑ a b c d e f g h Watson, C. A.; Steeghs, D.; Shahbaz, T.; Dhillon, V. S. (dezembro de 2007). «Roche tomography of cataclysmic variables - IV. Star-spots and slingshot prominences on BV Cen». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 382 (3): 1105-1118. Bibcode:2007MNRAS.382.1105W. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12173.x 
  5. ↑ a b c d Gaia 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:2012.01533Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/202039657  Catálogo VizieR
  6. ↑ a b c Sion, Edward M.; Godon, Patrick; Cheng, Fuhua; Szkody, Paula (agosto de 2007). «FUSE Observations of the Dwarf Novae UU Aql, BV Cen, and CH UMa in Quiescence». The Astronomical Journal. 134 (2): 886-895. Bibcode:2007AJ....134..886S. doi:10.1086/518829 
  7. ↑ a b c d Gilliland, R. L. (dezembro de 1982). «A time-resolved spectroscopic study and modeling of the dwarf nova BV Centauri». Astrophysical Journal. 263: 302-311. Bibcode:1982ApJ...263..302G. doi:10.1086/160504 
  8. ↑ a b Plummer, A.; Horn, P. (junho de 2009). «The Changing Nature of the Dwarf Nova BV Centauri». The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 37 (1). 23 páginas. Bibcode:2009JAVSO..37...23P 
  9. ↑ Menzies, J. W.; Odonoghue, D.; Warner, B. (maio de 1986). «BV Centauri - Dwarf or classical nova?». Astrophysics and Space Science. 122 (1): 73-80. Bibcode:1986Ap&SS.122...73M. doi:10.1007/BF00654382