Epsilon Centauri
| Epsilon Centauri | |
|---|---|
  | |
| Clasificare | Gigant albastru sau Vedeta din clasa BV |
| Clasa spectrală | B1 III sau V |
| Tipul variabilei | Beta Cephei |
| Perioada de variabilitate | 3-4 ore |
| Distanța de la Soare | 380 ± 30 de ani lumină |
| Constelaţie | Centaur |
| Coordonatele | |
| (la momentul respectiv J2000 ) | |
| Ascensiunea dreaptă | 13 h 39 m 53,25 s |
| Declinaţie | -53 ° 27 ′ 59,0 ″ |
| Date fizice | |
| Raza medie | 6,25 R ⊙ |
| Masa | 11 M ⊙ |
| Perioada de rotație | 2,7 zile |
| Viteza de rotație | 114 Km / s |
| Temperatura superficial | 23.900 K (medie) |
| Luminozitate | 11.400 L ⊙ |
| Metalicitate | 72% |
| Vârsta estimată | 10 milioane de ani |
| Date observaționale | |
| Aplicația Magnitude. | 2.27 |
| Magnitudine abs. | -3.02 |
| Parallax | 8,69 ± 0,77 max |
| Motocicletă proprie | AR : -14,60 mase / an Dec : -12,79 mase / an |
| Viteza radială | 3 km / s |
| Nomenclaturi alternative | |
Coordonate : 
13 h 39 m 53,25 s , -53 ° 27 ′ 59 ″
Epsilon Centuari ( ε Cen / ε Centauris ) este o stea albastră a constelației Centaurus . Străluceste la magnitudinea 2,27. Este probabil parte a asociației OB Scorpius-Centaurus .
Observare
Situat la declinația de 53 ° S, Epsilon Centauri este o stea din emisfera cerească sudică și este prea la sud pentru a fi vizibilă din cea mai mare parte a emisferei nordice, unde este observabilă doar în regiunile centurii tropicale , la sud de latitudine 37 ° N. Magnitudinea sa, egală cu 2,27, îi permite să fie ușor escortată de centrele urbane mici și mijlocii afectate moderat de poluarea luminoasă .
Caracteristici fizice
Din magnitudinea aparentă și din faptul că Epsilon Centuari este la aproximativ 380 de ani lumină distanță , se poate deduce că este intrinsec foarte luminos (de 11.400 de ori mai mult decât Soarele ). Mai mult, fiind din clasa spectrală B1, cu o temperatură de suprafață de 23.900 K , se poate calcula că raza sa este de 6,25 ori mai mare decât cea a soarelui. Această măsură se ciocnește în mod clar cu faptul că Epsilon Centauri primește de obicei clasa MKK III, adică este clasificată de obicei ca o stea gigantică . Raza este de fapt mult prea mică și comparabilă cu cea a unei stele de secvență principală de tip B normală. S-ar putea crede că există o anumită eroare de măsurare în calculul distanței sau temperaturii suprafeței, dar măsurătorile directe ale razei au dat 6,1 R ⊙ , în acord cu măsurarea indirectă. Deci, în ciuda a ceea ce raportează cataloagele, Epsilon Centuari ar trebui să fie o stea din clasa B1V.
Dacă acești parametri sunt corecți, atunci Epsilon Centuari are o masă de 11 ori mai mare decât cea a soarelui. Deoarece astfel de stele masive își ard combustibilul nuclear foarte repede, se estimează că vârsta sa nu depășește 10 milioane de ani . Masa estimată este puțin mai mare decât limita dincolo de care o stea își încheie existența într-o supernovă (aproximativ 8-10 M ⊙ ). Prin urmare, aceasta ar trebui să fie soarta sa finală, cu excepția cazului în care masa a fost ușor supraestimată, caz în care steaua și-ar încheia existența într-o pitică masivă de oxigen - neon - magneziu alb .
Stele precum Epsilon Centuauri se rotesc foarte repede: la ecuator această stea se rotește cu o viteză de 114 Km / s , permițându-i să facă o rotație în 2,7 zile , comparativ cu aproximativ 28 de zile din Soarele nostru.
Variabilitate
Cu toate acestea, există un fapt care nu este de acord cu imaginea prezentată aici: Epsilon Centauri este o stea variabilă de tip Beta Cephei . Au fost identificate cinci perioade de variație, variind de la 3 la 4 ore [1] . Acum, variabilele de acest tip sunt de obicei stele într-o stare avansată de evoluție care s-au epuizat sau rămân fără hidrogen în nucleul lor și care sunt clasificate ca giganți sau subgiganti . Acest lucru nu este de acord cu ideea că Epsilon Centauri este o stea de secvență principală. Evident, această stea nu a fost încă suficient de înțeleasă.
Mate
În vecinătatea Epsilon Centauri, poate fi observată o stea slabă de magnitudine treisprezecea, separată cu 39 de secunde de arc . Este o stea de secvență principală din clasa spectrală K6. Nu este clar dacă cele două stele sunt legate gravitațional între ele. Dacă ar fi, cele două componente ar fi la cel puțin 4.500 UA distanță și ar dura 89.000 de ani pentru a finaliza o orbită . Cu toate acestea, vitezele la care se mișcă cele două corpuri nu par compatibile cu o legătură grativatională, astfel încât apropierea lor este probabil doar vizuală.
Notă
- ^ C. Schrijvers, JH Telting, C. Aerts, Variabilitatea profilului de linie în steaua β Cephei ε Centauri ( PDF ), în Astronomy & Astrophysics , vol. 396, 2004, pp. 1069-1079, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20031731 .
Elemente conexe
linkuri externe
- ( EN ) Parametrii Epsilon Centauri pe SIMBAD , pe simbad.u-strasbg.fr .
- ( EN ) Descrierea lui ε Centauri , pe stars.astro.illinois.edu .
