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XX Centauri

XX Centauri
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
Asc. reta 13h 40m 18,6s[1]
Declinação -57° 36′ 47,4″[1]
Magnitude aparente 7,43[2] (7,30 a 8,31)[3]
Características
Tipo espectral F7/8II[1]
F6-G4(F7/8II)[3]
Cor (U-B) +0,57[2]
Cor (B-V) +0,79[2]
Variabilidade Cefeida clássica[3]
Astrometria
Velocidade radial -18,1 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -3,65 mas/a[4]
Mov. próprio (DEC) -1,36 mas/a[4]
Paralaxe 0,5516 ± 0,0262 mas[4]
Distância 5913 ± 281 anos-luz
1813 ± 86 pc
Magnitude absoluta -3,76 ± 0,07 (visual)[5]
Detalhes
Massa 3,3[6] M☉
Raio 57,8 ± 1,5[5] R☉
Gravidade superficial log g = 2,0 cgs[7]
Temperatura 5953 ± 69[7] K
6020[6] K
Metalicidade [Fe/H] = 0,16[8]
Idade 67 milhões[8] de anos
Outras denominações
XX Centauri, CD-56 5061, HD 118769, HIP 66696, SAO 241049.[1]
XX Centauri

XX Centauri é uma estrela variável na constelação de Centaurus. Uma variável Cefeida, sua magnitude aparente visual varia entre 7,30 e 8,31 ao longo de um período de 10,954348 dias.[3] A partir de medições de paralaxe pela sonda espacial Gaia, está a uma distância de aproximadamente 1813 parsecs (5900 anos-luz) da Terra, com uma incerteza de 86 parsecs.[4] Esse valor é maior que estimativas indiretas anteriores, baseadas na luminosidade da estrela, que davam distâncias de 1400-1600 parsecs.[7][5][8]

Esta estrela é classificada com um tipo espectral de F6-G4(F7/8II),[3] indicando que é uma gigante luminosa que varia entre as classes espectrais F6 e G4 ao longo de um ciclo de pulsação. Da mesma forma, seu raio de aproximadamente 57,8 raios solares varia em 14%.[6] Sua temperatura efetiva já foi medida em 5953 K.[7] XX Centauri tem uma massa de 3,3 vezes a massa solar[6] e uma idade de aproximadamente 67 milhões de anos.[8]

XX Centauri é uma binária espectroscópica, apresentando velocidade radial variável consistente com uma estrela companheira em uma órbita circular com período orbital de 924,1 ± 1,1 dias.[9] Observações com o International Ultraviolet Explorer não detectaram emissão ultravioleta significativa do sistema, indicando que a estrela secundária tem um tipo espectral mais frio que A1V e uma massa de menos de 2,1 massas solares.[10]

Referências

  1. ↑ a b c d e «V* XX Cen -- Classical Cepheid (delta Cep type)». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 21 de julho de 2017 
  2. ↑ a b c Madore, B. F. (junho de 1975). «Photoelectric UBV photometry of Cepheids in the Magellanic Clouds and in the southern Milky Way». Astrophysical Journal Supplement Series. 29: 219-284. Bibcode:1975ApJS...29..219M. doi:10.1086/190342 
  3. ↑ a b c d e 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 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
  5. ↑ a b c Groenewegen, M. A. T. (fevereiro de 2013). «Baade-Wesselink distances to Galactic and Magellanic Cloud Cepheids and the effect of metallicity». Astronomy & Astrophysics. 550: A70, 25. Bibcode:2013A&A...550A..70G. doi:10.1051/0004-6361/201220446 
  6. ↑ a b c d Neilson, Hilding R.; Lester, John B. (setembro de 2008). «On the Enhancement of Mass Loss in Cepheids Due to Radial Pulsation». The Astrophysical Journal. 684 (1): 569-587. Bibcode:2008ApJ...684..569N. doi:10.1086/588650 
  7. ↑ a b c d Luck, R. E.; Andrievsky, S. M.; Kovtyukh, V. V.; Gieren, W.; Graczyk, D. (agosto de 2011). «The Distribution of the Elements in the Galactic Disk. II. Azimuthal and Radial Variation in Abundances from Cepheids». The Astronomical Journal. 142 (2): artigo 51, 12. Bibcode:2011AJ....142...51L. doi:10.1088/0004-6256/142/2/51 
  8. ↑ a b c d Marsakov, V. A.; Koval', V. V.; Kovtyukh, V. V.; Mishenina, T. V. (dezembro de 2013). «Properties of the population of classical Cepheids in the Galaxy». Astronomy Letters. 39 (12): 851-865. Bibcode:2013AstL...39..851M. doi:10.1134/S1063773713120050 
  9. ↑ Groenewegen, M. A. T. (setembro de 2008). «Baade-Wesselink distances and the effect of metallicity in classical cepheids». Astronomy and Astrophysics. 488 (1): 25-35. Bibcode:2008A&A...488...25G. doi:10.1051/0004-6361:200809859 
  10. ↑ Evans, Nancy Remage (maio de 1995). «The mass ratios of Cepheid binaries». The Astrophysical Journal. 445: 393-405. Bibcode:1995ApJ...445..393E. doi:10.1086/175704 

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