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- V752 Centauri (HD 101799) is multiple star system and variable star in the constellation of Centaurus. An eclipsing binary, its apparent magnitude has a maximum of 9.10, dimming to 9.66 during primary eclipse and 9.61 during secondary eclipse. Its variability was discovered by Howard Bond in 1970. From parallax measurements by the Gaia spacecraft, the system is located at a distance of 410 light-years (125.6 parsecs) from Earth. V752 Centauri is a contact binary of the W Ursae Majoris type, composed of two F-type stars with a combined spectral type of F7/G0(V). Individually, the components have been classified as F8 + F5, and F8 + F7.5. With effective temperatures of 5,955 and 6,221 K, the system is classified as a W Ursae Majoris variable of subtype W, where the secondary star is hotter than the primary; for this reason, the primary eclipses are caused by the occultation of the secondary star. The system has an orbital period of only 0.3702 days and a separation of 2.59 solar radii. The orbit is inclined by 82° in relation to the plane of the sky. The combination of photometric and spectroscopic data have allowed the direct determination of the parameters of the stars. The primary component has a mass of 1.31 times the solar mass, radius of 1.30 times the solar radius and a luminosity double that of the Sun. The secondary has only 0.39 times the solar mass, 0.77 times the solar radius, and 0.75 times the solar luminosity. Since the stars are in contact, there is considerable mass transfer from the secondary to the primary. It is estimated that the secondary star was initially the more massive star, with 1.76 times the solar mass, while the primary had an initial mass of 0.84 time the solar mass. The system's age is estimated at 3.8 billion years. All contact binary stars are expected to eventually merge into a single, fast-rotating star. The system's spectrum shows the spectral lines of a third star, which seems to be a K-type main sequence star. This third star is itself a spectroscopic binary with a period of 5.147 days, with a small companion that is probably an M-type red dwarf. The V752 Centauri system is thus composed of four stars, with two binary pairs that orbit each other. Most contact binary stars have one or more distant companions, and were possibly formed by angular momentum loss due to gravitational interactions with these companion stars. The light curve analysis of V752 Centauri reveals that between 1970 and 2000, the orbital period of the eclipsing binary remained approximately constant, indicating there was no significant mass transfer. Around the year 2000, the period abruptly increased, possibly accompanied by a slightly dimmer primary eclipse. Since then, the period has been increasing at a rate of 0.044 seconds per year, which is caused by mass transfer from the less massive star to the more massive one at a rate of 2.52×10−7 M☉ per year. This period change and the beginning of the mass transfer phase were possibly caused by interactions with the companion binary star. (en)
- 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 terceiro lançamento do catálogo Gaia, está a uma distância de aproximadamente 406 anos-luz (125,5 parsecs) da Terra. V752 Centauri é uma binária de contato do tipo , 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 2,52×10-7 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. (pt)
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- V752 Centauri (HD 101799) is multiple star system and variable star in the constellation of Centaurus. An eclipsing binary, its apparent magnitude has a maximum of 9.10, dimming to 9.66 during primary eclipse and 9.61 during secondary eclipse. Its variability was discovered by Howard Bond in 1970. From parallax measurements by the Gaia spacecraft, the system is located at a distance of 410 light-years (125.6 parsecs) from Earth. (en)
- 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 terceiro lançamento do catálogo Gaia, está a uma distância de aproximadamente 406 anos-luz (125,5 parsecs) da Terra. (pt)
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