SZ Centauri

SZ Centauri
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
Asc. reta 13h 50m 35,09s[1]
Declinação -58° 29′ 57,10″[1]
Magnitude aparente 8,59[1] (8,3 a 8,9)[2]
9,06 + 9,44[3]
Características
Tipo espectral A6III[1]
A7V + A7V[4]
Cor (B-V) 0,30[1]
Variabilidade Binária eclipsante (tipo Algol)[2]
Astrometria
Velocidade radial -20,0 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -8,50 mas/a[5]
Mov. próprio (DEC) -12,03 mas/a[5]
Paralaxe 1,9733 ± 0,0163 mas[5]
Distância 1653 ± 14 anos-luz
507 ± 4 pc
Magnitude absoluta A: -0,05 ± 0,16[4]
B: 0,31 ± 0,14[4]
Detalhes
Idade 665 milhões[6] de anos
740 milhões[7] de anos
SZ Cen A[4]
Massa 2,311 ± 0,026 M☉
Raio 4,556 ± 0,032 R☉
Gravidade superficial log g = 3,485 ± 0,006 cgs
Luminosidade 80,2 ± 12,1 L☉
Temperatura 8100 ± 300 K
Rotação v sin i = 60,0 ± 5,0 km/s
SZ Cen B[4]
Massa 2,272 ± 0,021 M☉
Raio 3,626 ± 0,026 R☉
Gravidade superficial log g = 3,676 ± 0,006 cgs
Luminosidade 58,2 ± 8,3 L☉
Temperatura 8380 ± 300 K
Rotação v sin i = 44,0 ± 4,0 km/s
Outras denominações
SZ Centauri, CD-57 5247, HD 120359, HIP 67556, SAO 241215.[1]
SZ Centauri

SZ Centauri é uma estrela variável na constelação de Centaurus. Uma binária eclipsante, sua magnitude aparente visual tem um máximo de 8,3, diminuindo para 8,9 durante o eclipse primário e 8,7 durante o eclipse secundário.[2] De acordo com dados de paralaxe, do terceiro lançamento do catálogo Gaia, está a uma distância de aproximadamente 1650 anos-luz (507 parsecs) da Terra,[5] um valor similar a estimativas anteriores, baseadas em sua luminosidade, que davam uma distância de 550 pc.[8]

O sistema SZ Centauri é formado por duas estrelas de classe A com um tipo espectral conjunto de A6III.[1] A estrela primária é mais evoluída e já abandonou a sequência principal, enquanto a secundária ainda está na sequência principal.[7] Os parâmetros das estrelas são conhecidos com precisão. A primária tem uma massa de 2,31 vezes a massa solar, raio de 4,57 vezes o raio solar e está brilhando com 80 vezes a luminosidade solar. A secundária tem uma massa similar de 2,27 massas solares e é menor com um raio de 3,63 raios solares e uma luminosidade 58 vezes superior à solar. Sua temperatura efetiva, estimada em 8380 K, é superior à da estrela primária, de 8100 K.[4] Por causa disso, o eclipse primário (com maior diminuição de magnitude) é causado pelo eclipse da estrela de menor raio, que tem um brilho superficial maior.[8]

A órbita das estrelas, presumivelmente circular, tem um período bem definido de 4,107983 dias e está inclinada em 88° em relação ao plano do céu.[3] A separação entre as estrelas é de 17,9 raios solares.[8] A idade do sistema é estimada em aproximadamente 700 milhões de anos.[6][7]

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h «V* SZ Cen -- Eclipsing binary of Algol type (detached)». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 19 de julho de 2017 
  2. ↑ a b c 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 
  3. ↑ a b Gronbech, B.; Gyldenkerne, K.; Jorgensen, H. E. (março de 1977). «Four-colour photometry of eclipsing binaries. VII - SZ Cen, light curves, photometric elements, absolute dimensions and determination of helium content». Astronomy and Astrophysics. 55: 401-409. Bibcode:1977A&A....55..401G 
  4. ↑ a b c d e f Torres, G.; Andersen, J.; Giménez, A. (fevereiro de 2010). «Accurate masses and radii of normal stars: modern results and applications». The Astronomy and Astrophysics Review. 18 (1-2): 67-126. Bibcode:2010A&ARv..18...67T. doi:10.1007/s00159-009-0025-1 
  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 Claret, A.; Torres, G. (julho de 2016). «The dependence of convective core overshooting on stellar mass». Astronomy & Astrophysics. 592: A15, 12. Bibcode:2016A&A...592A..15C. doi:10.1051/0004-6361/201628779 
  7. ↑ a b c Claret, A. (novembro de 2009). «Using binaries containing giants to constrain theories of stellar and tidal evolution». Astronomy and Astrophysics. 507 (1): 377-384. Bibcode:2009A&A...507..377C. doi:10.1051/0004-6361/200911900 
  8. ↑ a b c Andersen, J. (dezembro de 1975). «Spectroscopic observations of eclipsing binaries IV. Absolute dimensions of the giant system SZ Centauri». Astronomy and Astrophysics. 45: 203 - 208. Bibcode:1975A&A....45..203A