SX Centauri
| SX Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 12h 21m 12,57s[1] |
| Declinação | -49° 12′ 41,07″[1] |
| Magnitude aparente | 9,60[1] (9,1 a 12,4)[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | F5G3/5Vp[3] |
| Variabilidade | RV Tauri (RVB, RVb)[4] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 19,1 ± 0,4 km/s[5] |
| Mov. próprio (AR) | -14,10 mas/a[6] |
| Mov. próprio (DEC) | 2,80 mas/a[6] |
| Paralaxe | 0,4960 ± 0,0295 mas[6] |
| Distância | 6580 ± 390 anos-luz 2020 ± 120 pc |
| Detalhes | |
| Massa | 0,6[5] M☉ |
| Raio | 21-29[7] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 1,5 cgs[4] |
| Luminosidade | 600 ± 400[5] L☉ |
| Temperatura | 5000-6500[7] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = -1,0[4] |
| Outras denominações | |
| SX Centauri, CD-48 7357, HD 107439, SAO 223370.[1] | |
  | |
SX Centauri é uma estrela variável na constelação de Centaurus. Uma variável RV Tauri, sua curva de luz alterna entre mínimos primários e secundários (menos brilhantes e mais brilhantes), variando de magnitude aparente entre 9,1 e 12,4.[2] A partir de medições diretas de paralaxe, pela sonda Gaia, está localizada a uma distância de aproximadamente 2020 parsecs (6580 anos-luz) da Terra, com uma incerteza de 120 pc,[6] um valor um pouco maior que a estimativa anterior, baseada na relação período-luminosidade para estrelas RV Tauri, que dava uma distância de cerca de 1600 pc.[5]
Variáveis RV Tauri como SX Centauri são supergigantes pulsantes e um subtipo das Cefeidas de população II. Elas são estrelas que já passaram pelo ramo gigante assintótico (AGB) e estão na última etapa de evolução estelar antes de formarem uma nebulosa planetária. Essa fase de transição é muito rápida, podendo durar apenas mil anos.[3] SX Centauri está no início desse processo, sendo estimado que está deixando o AGB atualmente, ou que já saiu do AGB há possivelmente algumas décadas. As pulsações de SX Centauri são de natureza radial e têm um período regular de cerca de 32,9 dias (definido como o tempo entre dois mínimos primários), fazendo a temperatura efetiva da estrela variar entre 5000 e 6500 K e o raio entre 21 e 29 raios solares (assumindo uma distância de 2,5 kpc). O raio parece ter o mesmo valor tanto no mínimo primário como no secundário, enquanto a temperatura apresenta variação de 500 K entre mínimos.[7]
O espectro de SX Centauri apresenta excesso de energia infravermelha, o que indica a presença de um disco circunstelar de poeira quente ao redor da estrela. A partir de observações por interferometria, o diâmetro do disco é estimado em menos de 11 milissegundos de arco (18 UA à distância da estrela), o que indica um sistema bem compacto.[5] A emissão é consistente com a presença de um componente mais quente (715 K) correspondente a 4% da poeira, e um componente mais frio (244 K) que corresponde a 96% da poeira. Esse material é composto predominantemente por carbono amorfo e grafite (83%), com o restante sendo piroxênio e olivina.[3] O disco está relacionado com uma baixa abundância de elementos refratários (com alta temperatura de condensação) observada na fotosfera de SX Centauri; isso é resultado da separação entre gás e poeira rica em refratários, seguida de acreção do gás pobre desses elementos pela estrela.[4]
SX Centauri é uma binária espectroscópica, apresentando uma estrela companheira em uma órbita com período de 592 ± 13 dias e excentricidade de 0,16 ± 0,02. Essa companheira tem uma massa estimada de 1,4 a 1,9 massas solares e provavelmente é uma estrela não evoluída, da sequência principal. O sistema deve ter passado por interações quando a primária estava na fase de gigante, o que provavelmente está relacionado com a origem do disco.[5] Acredita-se que todas as estrelas RV Tauri que possuem discos de poeira são binárias.[8]
Variações na magnitude aparente média de SX Centauri a longo prazo foram detectadas, o que levou a estrela a ser classificada fotometricamente como uma RV Tauri do tipo b (RVb). O período dessa variação é aproximadamente igual ao período orbital do sistema. Esse fenômeno pode ser explicado como variação na extinção circunstelar pelo disco de poeira durante o movimento orbital.[4]
Referências
- ↑ a b c d «V* SX Cen -- Variable Star of RV Tau type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 6 de outubro de 2017
- ↑ 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
- ↑ a b c 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
- ↑ 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
- ↑ a b c d e f Deroo, P.; et al. (abril de 2006). «Resolving the compact dusty discs around binary post-AGB stars using N-band interferometry». Astronomy and Astrophysics. 450 (1): 181-192. Bibcode:2006A&A...450..181D. doi:10.1051/0004-6361:20054300
- ↑ 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:2012.01533
. doi:10.1051/0004-6361/202039657 Catálogo VizieR
- ↑ a b c Shenton, M.; et al. (dezembro de 1994). «Multiwavelength observations of RV Tauri stars. 4: SX Centauri». Astronomy and Astrophysics. 292 (1): 102-114. Bibcode:1994A&A...292..102S
- ↑ 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