SV Centauri

SV Centauri
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
Asc. reta 11h 47m 57,2s[1]
Declinação -60° 33′ 57,8″[1]
Magnitude aparente 8,66[2] (8,71 a 9,98)[3]
Características
Tipo espectral B1V + B6.5III[4]
Cor (U-B) -0,74[2]
Cor (B-V) 0,06[2]
Variabilidade Binária eclipsante
(β Lyrae)[3]
Astrometria
Velocidade radial -27,7 ± 6,3 km/s[4]
Mov. próprio (AR) -6,29 ± 0,03 mas/a[5]
Mov. próprio (DEC) 0,50 ± 0,03 mas/a[5]
Paralaxe 0,3875 ± 0,0283 mas[5]
Distância 8420 ± 610 anos-luz
2580 ± 190 pc
Magnitude absoluta -5,4 / -3,4 (bolométrica)[4]
-3,5 (-3,1 / 2,3) (visual)[4]
Detalhes[4]
Estrela primária
Massa 7,7 M☉
Raio 6,8 R☉
Luminosidade 11700 L☉
Temperatura 23000 K
Estrela secundária
Massa 9,6 M☉
Raio 7,4 R☉
Luminosidade 1900 L☉
Temperatura 14000 K
Outras denominações
SV Centauri, CD-59 3950, HD 102552.[1]
SV Centauri

SV Centauri é uma estrela variável na constelação de Centaurus. Uma binária eclipsante, sua magnitude aparente visual tem um máximo de 8,71, diminuindo para 9,98 durante o eclipse do componente primário e 9,42 durante o eclipse do componente secundário.[3] Os dados de paralaxe do terceiro lançamento do catálogo Gaia indicam que está a uma distância de 2580 parsecs (8420 anos-luz) da Terra, com uma incerteza de 190 pc,[5] um valor superior à estimativa indireta anterior de 1800 pc, baseada na luminosidade da estrela.[4]

SV Centauri é uma binária de contato formada por duas estrelas quentes de classe B de tipos espectrais B1V e B6.5III e temperaturas efetivas de 23 000 e 14 000 K. O componente primário, mais brilhante com 11700 vezes a luminosidade solar, é o menos massivo com 7,7 vezes a massa solar e possui um raio médio de 6,8 raios solares. O componente secundário tem massa igual a 9,6 massas solares, raio de 7,4 raios solares e está brilhando com 1900 vezes a luminosidade solar. A separação entre os centros de cada estrela é de apenas 15,3 raios solares. A observação de eclipses é permitida pela alta inclinação de 81,8° do sistema em relação ao plano do céu.[4]

O período orbital de SV Centauri está diminuindo de forma monótona a uma taxa média muito rápida de 2,1 segundos por ano, a maior para qualquer sistema conhecido. As primeiras observações do sistema, em 1894, revelaram um período de 1,6606 dias, que diminuiu para 1,6581 dias em 1993,[6] apresentando uma taxa de diminuição que é variável em função do tempo, mas com intervalos de 10-30 anos em que é constante. A transição entre esses intervalos de diminuição constante pode ser acompanhada por diminuições muito grandes no período, como de 15 segundos por ano em 1975.[7]

O cenário considerado mais provável para explicar a diminuição do período envolve transferência de massa da estrela menos massiva para a mais massiva e subsequente perda de massa através do ponto de Lagrange L3 do sistema, localizado pouco acima da superfície da estrela mais massiva.[4][8] A perda de massa ocasiona perda de momento angular, que é compensada por uma diminuição na separação entre as estrelas e aumento da velocidade orbital. Nesse modelo, o sistema está perdendo massa à taxa média de cerca de 5 ×10−5 massas solares por ano, e a variação nessa taxa causa a variação na taxa de diminuição do período.[4] Um modelo alternativo propõe transferência de massa da estrela mais massiva para um disco de acreção ao redor da menos massiva, de forma análoga a Beta Lyrae.[9]

Curva de luz (banda azul) de SV Centauri

Referências

  1. ↑ a b c «V* SV Cen -- Eclipsing binary of W UMa type (contact binary)». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 16 de julho de 2017 
  2. ↑ a b c Schild, R. E.; Garrison, R. F.; Hiltner, W. A. (abril de 1983). «UBV photometry for southern OB stars». Astrophysical Journal Supplement Series. 51: 321–336. Bibcode:1983ApJS...51..321S. doi:10.1086/190852 
  3. ↑ 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 
  4. ↑ a b c d e f g h i Drechsel, H.; Rahe, J.; Wargau, W.; Wolf, B. (junho de 1982). «The interacting early-type contact binary SV Centauri». Astronomy and Astrophysics. 110 (2): 246–262. Bibcode:1982A&A...110..246D 
  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. ↑ Drechsel, H.; Lorenz, R. (abril de 1993). «Period of SV Centauri Continues Decreasing». Information Bulletin on Variable Stars. 3868 (1). Bibcode:1993IBVS.3868....1D 
  7. ↑ Herczeg, T. J.; Drechsel, H. (setembro de 1985). «The period of SV Centauri». Astrophysics and Space Science. 114 (1): 1–13. Bibcode:1985Ap&SS.114....1H. doi:10.1007/BF02463863 
  8. ↑ Drechsel, H. (1994). «On the evolution state of the interacting binary SV Cen». Astronomische Gesellschaft Abstract Series. 10: 95. Bibcode:1994AGAb...10...95D 
  9. ↑ Linnell, Albert P.; Scheick, Xania (outubro de 1991). «Does SV Centauri harbor an accretion disk?». Astrophysical Journal. 379: 721–728. Bibcode:1991ApJ...379..721L. doi:10.1086/170547