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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
Declinação	-60° 22′ 22,9″
Magnitude aparente	0,60
Características
Tipo espectral	B1III
Cor (B-V)	-0,22
Variabilidade	β Cephei
Astrometria
Velocidade radial	9,6 km/s
Mov. próprio (AR)	-33,27 mas/a
Mov. próprio (DEC)	-23,16 mas/a
Paralaxe	9,04 ± 0,04 mas
Distância	361 ± 2 anos-luz ; 110,6 ± 0,5 pc
Magnitude absoluta	-4,62; β Cen Aa: −4,03 ± 0,10; β Cen Ab: −3,88 ± 0,10
Detalhes
β Cen Aa
Massa	12,02 ± 0,13 M☉
Gravidade superficial	log g = 3,5 ± 0,4 cgs
Temperatura	25 000 ± 2 000 K
Metalicidade	[M/H] = −0,03 ± 0,15
Rotação	v sin i = 190 ± 20 km/s
Idade	14,1 ± 0,6 milhões; de anos
β Cen Ab
Massa	10,58 ± 0,18 M☉
Gravidade superficial	log g = 3,5 ± 0,4 cgs
Temperatura	25 000 ± 2 000 K
Rotação	v sin i = 75 ± 15 km/s
Outras denominações
	Hadar, Agena, CD-59 5054, FK5 518, HR 5267, HD 122451, HIP 68702, SAO 252582.

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]

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

Beta 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

O 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]

Órbita de β Centauri A^[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
Semieixo maior	2,782 ± 0,011 UA

Propriedades

O 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

β 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

↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m «SIMBAD query result - bet Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 18 de março de 2017
↑ ^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
↑ ^a ^b ^c ^d Alecian, E.; et al. (dezembro de 2011). «First HARPSpol discoveries of magnetic fields in massive stars». Astronomy & Astrophysics. 536: L6, 4. Bibcode:2011A&A...536L...6A. doi:10.1051/0004-6361/201118354
↑ ^a ^b Observatório Astronômico de Lisboa: "Lista de Estrelas" [1] em PDF. Página visitada em 4 de julho de 2009.
↑ «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
↑ Kyselka, Will; Lanterman, Ray E. (1976). North Star to Southern Cross. Honolulu : University Press of Hawaii. [S.l.]: University of Hawaii Press. p. 59. Bibcode:1976nsts.book.....K. ISBN 0-8248-0419-8
↑ Andrew James (17 de junho de 2015). «THE CONSTELLATIONS: Part 3 CULMINATION TIMES». Southern Astronomical Delights. Consultado em 27 de março de 2017
↑ ^a ^b Mason, Brian D.; et al. (dezembro de 2001). «The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog». The Astronomical Journal. 122 (6): 3466-3471. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920
↑ Robertson, J. G.; et al. (janeiro de 1999). «Interferometry and spectroscopy of β Cen: a β Cephei star in a binary system». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 302 (2): 245-252. Bibcode:1999MNRAS.302..245R. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02068.x
↑ Ausseloos, M.; et al. (março de 2002). «β Centauri: An eccentric binary with two β Cep-type components». Astronomy and Astrophysics. 384: 209-214. Bibcode:2002A&A...384..209A. doi:10.1051/0004-6361:20020004
↑ Davis, J.; et al. (fevereiro de 2005). «Orbital parameters, masses and distance to β Centauri determined with the Sydney University Stellar Interferometer and high-resolution spectroscopy». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 356 (4): 1362-1370. Bibcode:2005MNRAS.356.1362D. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08571.x
↑ Preibisch, T.; Mamajek, E. (dezembro de 2008). «The Nearest OB Association: Scorpius-Centaurus (Sco OB2)». Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications. 5. 235 páginas. Bibcode:2008hsf2.book..235P
↑ ^a ^b Richard Hinckley Allen. «Richard Hinckley Allen: Star Names — Their Lore and Meaning: Centaurus». Consultado em 27 de março de 2017
↑ «IAU Catalog of Star Names». Working Group on Star Names (WGSN). Consultado em 27 de março de 2017
↑ (chinês) 中國星座神話, escrito por 陳久金. Publicado por 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7.
↑ (chinês) 香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表, Hong Kong Space Museum. Acessado em 23 de novembro de 2010.]
↑ Hamacher, Duane W.; Frew, David J (novembro de 2010). «An Aboriginal Australian Record of the Great Eruption of Eta Carinae». Journal of Astronomical History and Heritage. 13 (3): 220-234. Bibcode:2010JAHH...13..220H
↑ Stanbridge, William Edward (setembro de 1857). «On the astronomy and mythology of the Aborigines of Victoria» (PDF). Proceedings of the Philosophical Institute of Victoria. 2: 137-140. Bibcode:1857PPIVT...2..137S

Ligações externas

Hadar (Beta Centauri) Stars

[simbad-1] ↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m «SIMBAD query result - bet Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 18 de março de 2017

[Ausseloos2006-2] ↑ ^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

[Pigulski2016-3] ↑ ^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

[Niemczura2005-4] 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

[Alecian2011-5] Alecian, E.; et al. (dezembro de 2011). «First HARPSpol discoveries of magnetic fields in massive stars». Astronomy & Astrophysics. 536: L6, 4. Bibcode:2011A&A...536L...6A. doi:10.1051/0004-6361/201118354

[nome-6] Observatório Astronômico de Lisboa: "Lista de Estrelas" [1] em PDF. Página visitada em 4 de julho de 2009.

[csiro-7] «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

[kysela_lanterman1976-8] Kyselka, Will; Lanterman, Ray E. (1976). North Star to Southern Cross. Honolulu : University Press of Hawaii. [S.l.]: University of Hawaii Press. p. 59. Bibcode:1976nsts.book.....K. ISBN 0-8248-0419-8

[9] Andrew James (17 de junho de 2015). «THE CONSTELLATIONS: Part 3 CULMINATION TIMES». Southern Astronomical Delights. Consultado em 27 de março de 2017

[WDS-10] Mason, Brian D.; et al. (dezembro de 2001). «The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog». The Astronomical Journal. 122 (6): 3466-3471. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920

[Robertson1999-11] Robertson, J. G.; et al. (janeiro de 1999). «Interferometry and spectroscopy of β Cen: a β Cephei star in a binary system». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 302 (2): 245-252. Bibcode:1999MNRAS.302..245R. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02068.x

[Ausseloos2002-12] Ausseloos, M.; et al. (março de 2002). «β Centauri: An eccentric binary with two β Cep-type components». Astronomy and Astrophysics. 384: 209-214. Bibcode:2002A&A...384..209A. doi:10.1051/0004-6361:20020004

[Davis2005-13] Davis, J.; et al. (fevereiro de 2005). «Orbital parameters, masses and distance to β Centauri determined with the Sydney University Stellar Interferometer and high-resolution spectroscopy». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 356 (4): 1362-1370. Bibcode:2005MNRAS.356.1362D. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08571.x

[Preibisch2008-14] Preibisch, T.; Mamajek, E. (dezembro de 2008). «The Nearest OB Association: Scorpius-Centaurus (Sco OB2)». Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications. 5. 235 páginas. Bibcode:2008hsf2.book..235P

[starnames-15] Richard Hinckley Allen. «Richard Hinckley Allen: Star Names — Their Lore and Meaning: Centaurus». Consultado em 27 de março de 2017

[IAU-CSN-16] «IAU Catalog of Star Names». Working Group on Star Names (WGSN). Consultado em 27 de março de 2017

[17] (chinês) 中國星座神話, escrito por 陳久金. Publicado por 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7.

[18] (chinês) 香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表, Hong Kong Space Museum. Acessado em 23 de novembro de 2010.]

[19] Hamacher, Duane W.; Frew, David J (novembro de 2010). «An Aboriginal Australian Record of the Great Eruption of Eta Carinae». Journal of Astronomical History and Heritage. 13 (3): 220-234. Bibcode:2010JAHH...13..220H

[stanbridge-20] Stanbridge, William Edward (setembro de 1857). «On the astronomy and mythology of the Aborigines of Victoria» (PDF). Proceedings of the Philosophical Institute of Victoria. 2: 137-140. Bibcode:1857PPIVT...2..137S

[1]

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[5]

[6]

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Beta Centauri

Observação

Sistema

Propriedades

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