V752 Centauri
V752 Centauri (HD 101799) é um sistema estelar múltiplo e estrela variável na constelação de Centaurus. Uma binária eclipsante, sua magnitude aparente visual tem um máximo de 9,10, diminuindo para 9,66 durante o eclipse primário e 9,61 durante o eclipse secundário. Sua natureza variável foi descoberta por Howard Bond em 1970. De acordo com dados de paralaxe, do segundo lançamento do catálogo Gaia, está a uma distância de aproximadamente 410 anos-luz (126 parsecs) da Terra.

V752 Centauri é uma binária de contato do tipo W Ursae Majoris, formada por duas estrelas de classe F com um tipo espectral conjunto de F7/G0(V). Individualmente, os componentes já foram classificados como F8 + F5, e F8 + F7.5. Com temperaturas efetivas de 5955 e 6221 K, o sistema é classificado como uma variável W Ursae Majoris do subtipo W, em que a estrela primária (maior) é mais fria que a secundária; por isso, os eclipses primários são causados pela ocultação da estrela secundária. O sistema possui um período orbital de apenas 0,3702 dias e uma separação de 2,59 raios solares. A órbita está inclinada em aproximadamente 82° em relação ao plano do céu.

A combinação de dados fotométricos e espectroscópicos permitiram o cálculo preciso dos parâmetros de V752 Centauri. O componente primário tem uma massa de 1,31 vezes a massa solar, raio de 1,30 vezes o raio solar e está brilhando com 2,00 vezes a luminosidade solar. O secundário tem apenas 39% da massa solar, um raio de 77% do raio solar e luminosidade igual a 75% da solar. Como as duas estrelas estão em contato, existe considerável transferência de massa da estrela secundária para a primária. Estima-se que inicialmente o componente secundário era o mais massivo, com 1,76 vezes a massa solar, enquanto o primário tinha uma massa inicial de 0,84 vezes a solar. A idade do sistema é estimada em 3,8 bilhões de anos. Espera-se que todas as binárias de contato eventualmente se fundam, formando uma estrela única de rotação rápida.

O espectro do sistema apresenta as linhas espectrais de uma terceira estrela, que parece ser uma estrela de classe K da sequência principal. Essa terceira estrela é por sua vez uma binária espectroscópica com um período de 5,147 dias, possuindo uma companheira de menor massa que provavelmente é uma anã vermelha de tipo M. Assim, o sistema V752 Centauri parece ser formado por quatro estrelas, com dois pares binários orbitando um em torno do outro. A maioria das estrelas binárias de contato possuem uma ou mais companheiras mais afastadas, e podem ter se formado por perda de momento angular devido a interações gravitacionais com essas estrelas companheiras.

A análise da curva de luz do sistema revela que entre 1970 e 2000, o período orbital da binária eclipsante se manteve aproximadamente constante, o que indica que não havia transferência de matéria significativa. Perto do ano 2000, o período aumentou abruptamente, possivelmente acompanhado por uma pequena diminuição no brilho do sistema durante o eclipse primário. Desde então, o período está aumentando a uma taxa de 0,044 segundos por ano, o que corresponde a transferência de matéria da estrela menos massiva para a mais massiva a uma taxa de 2,52 "M"☉ por ano. É possível que a mudança de período e o início da fase de transferência de matéria tenham sido causados por interações com a estrela binária companheira.
Q595871
sistema estelar múltiplo
Concept
Q6243
estrela variável
Concept
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constelação
Concept
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Centaurus
CEL
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binária eclipsante
Concept
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magnitude aparente
Concept
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paralaxe
Concept
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Gaia
MISC
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anos-luz
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parsec
Concept
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binária de contato
Concept
None
W Ursae Majoris
UNK
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tipo espectral
Concept
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temperaturas efetivas
Concept
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K
Concept
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período orbital
Concept
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raios solares
Concept
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inclinada
Concept
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fotométricos
Concept
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massa solar
Concept
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raio solar
Concept
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linhas espectrais
Concept
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estrela de classe K da sequência principal
Concept
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binária espectroscópica
Concept
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anã vermelha
Concept
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momento angular
Concept
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curva de luz
Concept
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V752 Centauri
UNK
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V752 Centauri
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V752 Centauri
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