Beta Centauri

Hadar ou Agena (Beta Centauri / β Cen)^[1] é a segunda estrela máis brillante da constelación de Centaurus e a décima do firmamento. A súa magnitude aparente é +0,60.

Hadar A/B

Constelación	Centaurus
Ascensión recta α	14h 03min 49,4
Declinación δ	-60° 22’ 23’’
Distancia	352 anos luz
Magnitude visual	+0,60
Magnitude absoluta	-5,42
Luminosidade	11.200 soles
Temperatura	25.000 K
Radio	9 soles
Masa	14,7 / 14,7 soles
Tipo espectral	B1III
Velocidade radial	+5,9 km/
Outros nomes	HD 122451 / HR 5267HIP 68702 / SAO 252582

Nome

O nome de Hadar é de orixe árabe e o seu significado é incerto; para algúns autores significa «chan». O outro nome da estrela, Agena, provén do latín e significa «o xeonllo (do centauro)». O nome de Wazn, do árabe «peso», parece que se utilizou para designar a Alfa e Beta Centauri, así como a estrelas das constelacións de Columba e Canis Major; na actualidade é o nome habitual da estrela δ Canis Majoris.

Características físicas

Situada a unha distancia entre 350 e 392 anos luz de distancia, Hadar figura clasificada nos catálogos como unha xigante branco-azulada^[1][2] de magnitude absoluta -5,42^[3], intrinsecamente moito máis luminosa que Alpha Centauri pero 90 veces máis afastada que esta.

En 1935, Joan Voûte descubriu que Hadar é unha estrela dobre, asignándolle o identificador VOU 31. A estrela máis tenue do par, Hadar B, ten tipo espectral B8 e magnitude 4, estando separada da estrela primaria polo menos 120 unidades astronómicas (ua). O seu período orbital é igual ou superior a 225 anos.^[4]

A estrela principal, Hadar A, é, á súa vez unha binaria espectroscópica, sendo ambas as compoñentes case idénticas e de tipo espectral B1 ou B2. Cun período orbital de 357 días, a órbita é moi excéntrica, facendo que a separación entre ambas varíe entre 0,53 e 5,5 ua; a mínima separación tivo lugar en febreiro de 2000.^[5] A velocidade de rotación medida —igual ou maior de 140 km/s—, xunto co seu diámetro —9 veces o do Sol—, dan como resultado un período de rotación inferior a 3 días para unha das estrelas polo menos. Á súa vez, unha ou as dúas estrelas son variables do tipo Beta Cephei con dous períodos de 3,2 e 5,3 horas. A proximidade entre as dúas estrelas fai que sexan unha fonte de raios X, debido á existencia de ventos estelares cuxa temperatura alcanza os 2 millóns de K. Cada unha ten unha masa de 14,7 masas solares —aínda que outro estudo sinala masas inferiores de 10,7 e 10,3 masas solares—, e pénsase que en realidade non son xigantes senón estrelas que aínda fusionan hidróxeno en helio, aínda que probablemente quédelles pouco tempo antes de abandonar a secuencia principal. Posteriormente expandiranse en xigantes vermellas e con seguridade a evolución de cada unha delas afectará profundamente á outra.