RU Centauri

RU Centauri
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
Asc. reta 12h 09m 23,81s[1]
Declinação -45° 25′ 34,79″[1]
Magnitude aparente 9,05 (média)[2]
(8,53 a 9,81)[3]
Características
Tipo espectral A7IbG2pe[4]
Variabilidade RV Tauri (RVB, RVa)[5]
Astrometria
Velocidade radial -28,4 km/s[5]
Mov. próprio (AR) -5,81 mas/a[6]
Mov. próprio (DEC) -2,93 mas/a[6]
Paralaxe 0,5194 ± 0,0504 mas[6]
Distância 6300 ± 600 anos-luz
1930 ± 190 pc
Detalhes
Massa 0,5-0,6[5] M☉
Gravidade superficial log g = 1,5 cgs[2]
Luminosidade 2500[7] L☉
Temperatura 6000[2] K
Metalicidade [Fe/H] = -2,0[2]
Outras denominações
RU Centauri, CD-44 7820, HD 105578, HIP 59267, SAO 223245.[1]
RU Centauri

RU Centauri é uma estrela variável na constelação de Centaurus. Pertence à classe das variáveis RV Tauri, um grupo de supergigantes pulsantes, e subtipo das Cefeidas de população II, que apresentam uma curva de luz alternando entre mínimos mais brilhantes e menos brilhantes. A magnitude aparente de RU Centauri varia entre 8,53 e 9,81 ao longo de um período de 64,74 dias.[3] Com base em medições de paralaxe pela sonda Gaia, está a uma distância de aproximadamente 1930 parsecs (6300 anos-luz) da Terra, com uma incerteza de 190 pc,[6] um valor próximo de estimativas indiretas anteriores, baseadas no modelamento da luminosidade da estrela, que davam distâncias de 2,4 kpc[5] e 2,2 kpc.[7]

O espectro de RU Centauri apresenta excesso de energia infravermelha, o que indica a presença de um disco circunstelar de poeira quente ao redor da estrela. A emissão é consistente com a presença de um componente mais quente (535 K) correspondente a 1% da poeira, e um componente mais frio (203 K) que corresponde a 99% da poeira. Esse material é composto predominantemente por carbono amorfo e grafite (81%), com o restante sendo piroxênio, carbeto de silício e forsterita.[4] O disco está relacionado com uma baixa abundância de elementos refratários (com alta temperatura de condensação) observada na fotosfera de RU Centauri; isso é resultado da separação entre gás e poeira rica em refratários, seguida de acreção do gás pobre desses elementos pela estrela.[2]

RU Centauri é uma binária espectroscópica, apresentando uma estrela companheira em uma órbita com período de 1489 dias e excentricidade de 0,60. Essa companheira tem uma massa mínima de 1,7 massas solares e provavelmente é uma estrela não evoluída, da sequência principal. É provável que a poeira circunstelar observada no sistema seja resultado de interação entre as estrelas.[5] Acredita-se que todas as estrelas RV Tauri que possuem discos de poeira são binárias.[8]

Ver também

Referências

  1. ↑ a b c «V* RU Cen -- Variable Star of RV Tau type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 29 de setembro de 2017 
  2. ↑ a b c d e Maas, T.; Van Winckel, H.; Waelkens, C. (maio de 2002). «RU Cen and SX Cen: Two strongly depleted RV Tauri stars in binary systems. The RV Tauri photometric b phenomenon and binarity». Astronomy and Astrophysics. 386: 504-516. Bibcode:2002A&A...386..504M. doi:10.1051/0004-6361:20020209 
  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 Arneson, R. A.; et al. (julho de 2017). «A SOFIA FORCAST Grism Study of the Mineralogy of Dust in the Winds of Proto-planetary Nebulae: RV Tauri Stars and SRd Variables». The Astrophysical Journal. 843 (1): artigo 51, 22. Bibcode:2017ApJ...843...51A. doi:10.3847/1538-4357/aa75cf 
  5. ↑ a b c d e Gielen, C.; van Winckel, H.; Waters, L. B. F. M.; Min, M.; Dominik, C. (novembro de 2007). «Dust-grain processing in circumbinary discs around evolved binaries. The RV Tauri spectral twins RU Centauri and AC Herculis». Astronomy and Astrophysics. 475 (2): 629-637. Bibcode:2007A&A...475..629G. doi:10.1051/0004-6361:20078323 
  6. ↑ a b c d 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:1804.09365Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833051  Catálogo Vizier
  7. ↑ a b Bujarrabal, V.; et al. (setembro de 2013). «Extended rotating disks around post-AGB stars». Astronomy & Astrophysics. 557: A104, 20. Bibcode:2013A&A...557A.104B. doi:10.1051/0004-6361/201322015 
  8. ↑ Manick, Rajeev; Van Winckel, Hans; Kamath, Devika; Hillen, Michel; Escorza, Ana (janeiro de 2017). «Establishing binarity amongst Galactic RV Tauri stars with a disc». Astronomy & Astrophysics. 597: A129, 18. Bibcode:2017A&A...597A.129M. doi:10.1051/0004-6361/201629125