Nu Phoenicis
| ν Phoenicis | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Phoenix |
| Asc. reta | 01h 15m 11,12s[1] |
| Declinação | -45° 31′ 54,01″[1] |
| Magnitude aparente | 4,96[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | F9V Fe+0.4[2] |
| Cor (U-B) | 0,11[1] |
| Cor (B-V) | 0,58[1] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 11,82 ± 0,15 km/s[3] |
| Mov. próprio (AR) | 665,09 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | 178,07 mas/a[4] |
| Paralaxe | 65,5270 ± 0,0704 mas[4] |
| Distância | 49,77 ± 0,05 anos-luz 15,26 ± 0,01 pc |
| Magnitude absoluta | 4,07[5] |
| Detalhes[5] | |
| Massa | 1,17 M☉ |
| Raio | 1,26 ± 0,04 R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,31 ± 0,10 cgs |
| Luminosidade | 2,0 ± 0,1 L☉ |
| Temperatura | 6066 ± 70 K |
| Metalicidade | [Fe/H] = +0,16 ± 0,06 |
| Rotação | v sin i = 3,7 ± 0,5 km/s |
| Idade | 4,2 bilhões[6] de anos |
| Outras denominações | |
| ν Phoenicis, CD-46 346, GJ 55, HR 370, HD 7570, HIP 5862, LHS 1220, SAO 215428.[1] | |
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Nu Phoenicis (ν Phoenicis) é uma estrela na constelação de Phoenix. Tem uma magnitude aparente visual de 4,95,[1] sendo visível a olho nu em boas condições de visualização. É uma estrela relativamente próxima; com base em sua paralaxe medida pela sonda Gaia, está a uma distância de 49,8 anos-luz (15,3 parsecs) da Terra.[4]
Esta estrela é uma estrela de classe F da sequência principal, sendo similar ao Sol porém um pouco mais quente e luminosa. Como uma estrela brilhante parecida com o Sol, ela tem sido alvo de estudos em busca de exoplanetas, mas nenhum foi detectado. A estrela possui um disco de detritos a cerca de 10 UA de distância, detectado por sua emissão infravermelha.
Características
[editar | editar código-fonte]Esta é uma estrela de classe F da sequência principal com um tipo espectral de F9V Fe+0.4,[2] indicando que é similar ao Sol porém um pouco mais quente e luminosa. A notação 'Fe+0.4' indica linhas de absorção de ferro anormalmente intensas; de fato, esta estrela é rica em metais, possuindo uma abundância de ferro 45% superior à solar. Sua massa é estimada em 1,17 vezes a massa solar e seu raio em 1,26 vezes o raio solar. Sua fotosfera está irradiando energia com aproximadamente o dobro da luminosidade solar a uma temperatura efetiva de 6 070 K.[5]
Atividade e idade
[editar | editar código-fonte]Nu Phoenicis tem uma velocidade de rotação projetada de 3,7 km/s,[5] e apresenta um baixo nível de atividade cromosférica, com um índice log R′HK igual a −4,95.[7] Esses valores indicam que a estrela não é particularmente jovem e tem uma idade de alguns bilhões de anos; calibrações empíricas estimam a partir da velocidade de rotação uma idade de 2,4 bilhões de anos, e do índice de atividade uma idade de 5,67 bilhões de anos.[7] De forma similar, modelos de evolução estelar estimam uma idade entre 1 e 6 bilhões de anos, com um valor mais provável de 4,2 bilhões de anos.[6]
Multiplicidade
[editar | editar código-fonte]Nu Phoenicis não possui estrelas companheiras conhecidas, sendo considerada uma estrela solitária.[5] Como uma estrela brilhante parecida com o Sol, ela tem sido alvo de estudos em busca de planetas extrassolares pelo método da velocidade radial, mas nenhum planeta foi detectado. Observações de alta precisão pelo espectrógrafo HARPS mostram que a velocidade radial da estrela não apresenta variabilidade significativa, com um desvio padrão de 2,67 m/s, um valor consistente com o nível de ruído (jitter) estimado de 2,48 m/s.[8] A estrela também está incluída no programa de observação do Anglo-Australian Planet Search, que não encontrou planetas análogos a Júpiter com períodos de até 6 000 dias.[9]
Disco de detritos
[editar | editar código-fonte]Nu Phoenicis emite excesso significativo de radiação infravermelha, em comparação com a emissão esperada pela fotosfera da estrela, indicando a presença de um disco de detritos circunstelar que é aquecido pela estrela e emite radiação térmica.[10] O excesso foi detectado em comprimentos de onda longos, entre 30[10] e 100 μm,[11] indicando poeira relativamente fria a várias unidades astronômicas de distância da estrela. Modelando a emissão como um corpo negro, foi estimado que o disco tem uma temperatura de 96 K e um raio de de 12 UA, contribuindo para 0,00024% da luminosidade do sistema.[11]
Referências
- ↑ a b c d e f g «* nu. Phe -- High proper-motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 29 de setembro de 2018
- ↑ 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): 161-170. Bibcode:2006AJ....132..161G. doi:10.1086/504637
- ↑ Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365
. doi:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier
- ↑ a b c d Gaia Collaboration: Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; et al. (maio de 2021). «Gaia Early Data Release 3. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 649: A1, 20 pp. Bibcode:2021A&A...649A...1G. arXiv:2012.01533. doi:10.1051/0004-6361/202039657 Catálogo VizieR
- ↑ a b c d e Fuhrmann, K.; Chini, R.; Kaderhandt, L.; Chen, Z. (fevereiro de 2017). «Multiplicity among Solar-type Stars». The Astrophysical Journal. 836 (1): artigo 139, 23. Bibcode:2017ApJ...836..139F. doi:10.3847/1538-4357/836/1/139
- ↑ a b Casagrande, L.; et al. (junho de 2011). «New constraints on the chemical evolution of the solar neighbourhood and Galactic disc(s). Improved astrophysical parameters for the Geneva-Copenhagen Survey». Astronomy & Astrophysics. 530: A138, 21. Bibcode:2011A&A...530A.138C. doi:10.1051/0004-6361/201016276
- ↑ a b Vican, Laura (junho de 2012). «Age Determination for 346 Nearby Stars in the Herschel DEBRIS Survey». The Astronomical Journal. 143 (6): artigo 135, 9. Bibcode:2012AJ....143..135V. doi:10.1088/0004-6256/143/6/135
- ↑ Zechmeister, M.; et al. (abril de 2013). «The planet search programme at the ESO CES and HARPS. IV. The search for Jupiter analogues around solar-like stars». Astronomy & Astrophysics. 552: A78, 62. Bibcode:2013A&A...552A..78Z. doi:10.1051/0004-6361/201116551
- ↑ Wittenmyer, Robert A.; et al. (março de 2016). «The Anglo-Australian Planet Search XXIV: The Frequency of Jupiter Analogs». The Astrophysical Journal. 819 (1): artigo 28, 11. Bibcode:2016ApJ...819...28W. doi:10.3847/0004-637X/819/1/28
- ↑ a b Beichman, C. A.; et al. (março de 2006). «IRS Spectra of Solar-Type Stars: A Search for Asteroid Belt Analogs». The Astrophysical Journal. 639 (2): 1166-1176. Bibcode:2006ApJ...639.1166B. doi:10.1086/499424
- ↑ a b Montesinos, B.; et al. (setembro de 2016). «Incidence of debris discs around FGK stars in the solar neighbourhood». Astronomy & Astrophysics. 593: A51, 31. Bibcode:2016A&A...593A..51M. doi:10.1051/0004-6361/201628329