Beta Reticuli
| β Reticuli | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Reticulum |
| Asc. reta | 03h 44m 12,0s[1] |
| Declinação | −64° 48′ 24,9″[1] |
| Magnitude aparente | 3,85[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | K2III[3] |
| Cor (U-B) | 1,10[2] |
| Cor (B-V) | 1,13[2] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 50,990 ± 0,020 km/s[4] |
| Mov. próprio (AR) | 311,47 ± 0,03 mas/a[5] |
| Mov. próprio (DEC) | 80,16 ± 0,03 mas/a[5] |
| Paralaxe | 32,22 ± 0,46 mas[4] |
| Distância | 101,2 ± 1,4 anos-luz 31,0 ± 0,4 pc |
| Magnitude absoluta | 1,4 |
| Detalhes | |
| β Reticuli Aa | |
| Massa | 1,2 ± 0,2[4] M☉ |
| Raio | 9,3 ± 0,4[4] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 2,206 ± 0,354 cgs[6] |
| Luminosidade | 34[4] L☉ |
| Temperatura | 4495 ± 27[6] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = −0,192 ± 0,16[6] |
| Idade | 5–6 bilhões[4] de anos |
| β Reticuli Ab | |
| Massa | 0,4 ± 0,1[4] M☉ |
| Outras denominações | |
| β Reticuli, CD-65 183, FK5 141, GJ 9129, HR 1175, HD 23817, HIP 17440, SAO 248877, WDS J03442-6448.[1] | |
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Beta Reticuli (β Reticuli) é uma estrela binária na constelação de Reticulum. A estrela primária concentra quase todo o brilho do sistema, sendo visível a olho nu com uma magnitude aparente visual de 3,85.[2] Com base nos dados astrométricos da sonda Hipparcos, corrigidos da órbita das estrelas, este é um sistema relativamente próximo localizado a uma distância de 101 anos-luz (31 parsecs) da Terra.[4]
A estrela primária do sistema, β Reticuli Aa,[7] é uma gigante vermelha de classe K com um tipo espectral de K2III,[3] indicando que é uma estrela evoluída que abandonou a sequência principal após consumir todo o hidrogênio em seu núcleo. Possui um raio de 9,3 vezes o raio solar e está irradiando energia de sua atmosfera externa com 34 vezes a luminosidade solar[4] a uma temperatura efetiva de 4 500 K.[6] Modelos de evolução estelar indicam que a estrela tem uma massa de aproximadamente 1,2 vezes a massa solar e uma idade próxima de 5 a 6 bilhões de anos.[4] Suas propriedades são consistentes com uma estrela do red clump que está fundindo hélio em seu núcleo, embora sua luminosidade pareça ser baixa demais para uma estrela dessa população, tornando seu estado evolutivo exato incerto.[4] Observações fotométricas de β Reticuli pela sonda TESS detectaram microvariações em seu brilho causadas por oscilações asterossismológicas.[8]
A estrela secundária, β Reticuli Ab,[7] é uma anã vermelha separada da primária por aproximadamente 0,10 segundos de arco.[4] Inicialmente descoberta como uma companheira espectroscópica no começo do século XX, ela foi mais tarde detectada astrometricamente pelas medições da sonda Hipparcos[9] e visualmente com observações interferométricas precisas pelo telescópio SOAR.[10] A órbita do sistema, determinada por espectroscopia a partir das variações na velocidade radial da estrela primária conforme ela orbita o centro de massa do par, tem um período de 1918 dias (5,25 anos) e uma excentricidade de 0,33. A partir da inclinação de 81° determinada pela sonda Hipparcos, a terceira lei de Kepler permite calcular uma massa de aproximadamente 0,40 massas solares para a estrela secundária. Assim, estima-se que ela tenha um tipo espectral na faixa de M0 a M4 e seja cerca de 8 magnitudes visuais menos brilhante que a primária. A separação média entre as duas estrelas, ou semieixo maior, é de aproximadamente 3,5 UA.[4]
A estrela HD 24293, uma anã amarela de tipo espectral G3V e magnitude aparente 7,85, está separada de β Reticuli A por 24,7 minutos de arco e já foi considerada uma possível companheira física com base em seu movimento próprio aparentemente similar, tendo recebido a designação β Reticuli B.[7][11] No entanto, observações astrométricas modernas mostraram que na realidade as distâncias e movimentos pelo espaço das duas estrelas não são iguais, descartando assim a hipótese de associação física.[11]
| Período | 1918,31 ± 0,73 dias |
| Velocidade radial do sistema | +50,990 ± 0,020 km/s |
| Semiamplitude | 5,1235 ± 0,0025 km/s |
| Excentricidade | 0,33461 ± 0,00035 |
| Argumento do periastro | 42,023 ± 0,084° |
| Inclinação | 81 ± 3,0° |
| Longitude do nó ascendente | 16 ± 4,4° |
| Semieixo maior | 3,53 ± 0,16 UA |
| Razão de massas | 0,32 ± 0,02 |
Referências
- ↑ a b c «bet Ret -- Spectroscopic Binary». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 30 de novembro de 2024
- ↑ a b c d Johnson, H. L.; Iriarte, B.; Mitchell, R. I.; Wisniewskj, W. Z. (1966). «UBVRIJKL photometry of the bright stars». Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 4 (99). Bibcode:1966CoLPL...4...99J
- ↑ a b Gray, R. O.; et al. (julho de 2006). «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample». The Astronomical Journal. 132 (1): pp. 161-170. Bibcode:2006AJ....132..161G. doi:10.1086/504637
- ↑ a b c d e f g h i j k l m n Ramm, D. J.; Pourbaix, D.; Hearnshaw, J. B.; Komonjinda, S. (abril de 2009). «Spectroscopic orbits for K giants β Reticuli and ν Octantis: what is causing a low-amplitude radial velocity resonant perturbation in ν Oct?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 394 (3): 1695-1710. Bibcode:2009MNRAS.394.1695R. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14459.x
- ↑ a b Brandt, Timothy D. (junho de 2021). «The Hipparcos-Gaia Catalog of Accelerations: Gaia EDR3 Edition». The Astrophysical Journal Supplement Series. 254 (2): artigo 42, 14 pp. Bibcode:2021ApJS..254...42B. doi:10.3847/1538-4365/abf93c
- ↑ a b c d Cardiel, Nicolás; et al. (julho de 2021). «Synthetic RGB photometry of bright stars: definition of the standard photometric system and UCM library of spectrophotometric spectra». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 504 (3): 3730-3748. Bibcode:2021MNRAS.504.3730C. doi:10.1093/mnras/stab997
- ↑ a b c Mason, Brian D.; et al. (dezembro de 2001). «The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog». The Astronomical Journal. 122 (6): pp. 3466-3471. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920
- ↑ Silva Aguirre, Víctor; et al. (fevereiro de 2020). «Detection and Characterization of Oscillating Red Giants: First Results from the TESS Satellite». The Astrophysical Journal Letters. 889 (2): L34, 8 pp. Bibcode:2020ApJ...889L..34S. doi:10.3847/2041-8213/ab6443
- ↑ Perryman, M. A. C.; et al. (julho de 1997). «The HIPPARCOS Catalogue». Astronomy and Astrophysics. 323: L49-L52. Bibcode:1997A&A...323L..49P
- ↑ Hartkopf, William I.; Tokovinin, Andrei; Mason, Brian D. (fevereiro de 2012). «Speckle Interferometry at SOAR in 2010 and 2011: Measures, Orbits, and Rectilinear Fits». The Astronomical Journal. 143 (2): artigo 42, 19 pp. Bibcode:2012AJ....143...42H. doi:10.1088/0004-6256/143/2/42
- ↑ a b Caballero, J. A. (novembro de 2009). «Reaching the boundary between stellar kinematic groups and very wide binaries. The Washington double stars with the widest angular separations». Astronomy and Astrophysics. 507 (1): 251-259. Bibcode:2009A&A...507..251C. doi:10.48550/arXiv.0908.2761