Upsilon Phoenicis

υ Phoenicis
Dados observacionais (J2000)
Constelação Phoenix
Asc. reta 01h 07m 47,84s[1]
Declinação -41° 29′ 12,72″[1]
Magnitude aparente 5,23 (5,51 + 6,85)[2]
Características
Tipo espectral A3IV[2]
A1(V)+F1(V)[3]
Cor (B-V) 0,154[1]
Astrometria
Velocidade radial 9,0 km/s[1]
Mov. próprio (AR) 38,90 mas/a[4]
Mov. próprio (DEC) 6,83 mas/a[4]
Paralaxe 16,1931 ± 0,4884 mas[4]
Distância 201 ± 6 anos-luz
61,7 ± 1,9 pc
Magnitude absoluta 1,73 ± 0,08[2]
3,07 ± 0,11[2]
Detalhes
Massa 1,75 ± 0,05[5] M☉
Raio 1,6[6] R☉
Gravidade superficial log g = 4,34 ± 0,14 cgs[5]
Luminosidade 21[7] L☉
Temperatura 8312 ± 283[5] K
Rotação v sin i = 151,3 ± 1,9 km/s[8]
Idade 224–818 milhões[5]
de anos
Outras denominações
υ Phoenicis, CD-42 391, FK5 1031, HR 331, HD 6767, HIP 5300, SAO 215374.[1]
Upsilon Phoenicis

Upsilon Phoenicis (υ Phoenicis) é uma estrela binária[9] na constelação de Phoenix. Tem uma magnitude aparente visual combinada de 5,23,[2] sendo visível a olho nu em boas condições de visualização. Com base em medições de paralaxe pela sonda Gaia, está localizada a uma distância de aproximadamente 200 anos-luz (62 parsecs) da Terra.[4]

Esta é uma binária visual consistindo de duas estrelas, υ Phoenicis A e υ Phoenicis B, com magnitudes aparentes de 5,51 e 6,85 e um tipo espectral composto de A3IV.[2] Individualmente, as estrelas já foram classificadas como anãs de tipos espectrais A1 e F1.[3] A órbita do par tem um período de 28,36 anos, semieixo maior de 0,2396 segundos de arco e uma excentricidade de 0,424. A partir da terceira lei de Kepler, uma massa dinâmica de 3,16 ± 0,34 M☉ foi calculada para o sistema. Esse valor é um pouco menor que a previsão teórica para a massa total, baseada na luminosidade das estrelas, de 3,45 M☉.[2]

O componente mais brilhante, υ Phoenicis A, é uma estrela de classe A com uma massa de cerca de 1,75 vezes a massa solar[5] e e uma idade mais provável de aproximadamente 400 milhões de anos.[2][5] Tem um raio de 1,6 vezes o raio solar[6] e está brilhando com 21 vezes a luminosidade solar,[7] a uma temperatura efetiva de 8 300 K.[5] Está girando rapidamente com uma velocidade de rotação projetada de 151 km/s.[8]

Órbita visual de υ Phoenicis[2]
Período 28,36 ± 0,04 anos
Semieixo maior 0,2396 ± 0,0005"
Inclinação 65,3 ± 0,3°
Longitude do nó ascendente 142,7 ± 0,3°
Excentricidade 0,424 ± 0,002
Argumento do periastro 333,9+0,4
−0,3°
Massa do sistema 3,16 ± 0,34 M☉

Referências

  1. ↑ a b c d e «* ups Phe -- Double or multiple star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 16 de setembro de 2018 
  2. ↑ a b c d e f g h i De Rosa, R. J.; et al. (junho de 2012). «The Volume-limited A-Star (VAST) survey - II. Orbital motion monitoring of A-type star multiples». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 422 (4): 2765-2785. Bibcode:2012MNRAS.422.2765D. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20397.x 
  3. ↑ a b Beavers, W. I.; Cook, D. B. (dezembro de 1980). «Scanner studies of composite spectra I. Dwarfs». The Astrophysical Journal Supplement Series. 44: 489-515. Bibcode:1980ApJS...44..489B. doi:10.1086/190702 
  4. ↑ a b c d 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:1804.09365Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833051  Catálogo Vizier
  5. ↑ a b c d e f g David, Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A. (março de 2015). «The Ages of Early-type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets». The Astrophysical Journal. 804 (2). 38 páginas. Bibcode:2015ApJ...804..146D. doi:10.1088/0004-637X/804/2/146 
  6. ↑ a b Pasinetti Fracassini, L. E.; Pastori, L.; Covino, S.; Pozzi, A (fevereiro de 2001). «Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) - Third edition - Comments and statistics». Astronomy and Astrophysics. 367: 521-524. Bibcode:2001A&A...367..521P. doi:10.1051/0004-6361:20000451 
  7. ↑ a b McDonald, I.; Zijlstra, A. A.; Boyer, M. L. (novembro de 2012). «Fundamental parameters and infrared excesses of Hipparcos stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 427 (1): 343-357. Bibcode:2012MNRAS.427..343M. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x 
  8. ↑ a b Díaz, C. G.; González, J. F.; Levato, H.; Grosso, M. (julho de 2011). «Accurate stellar rotational velocities using the Fourier transform of the cross correlation maximum». Astronomy & Astrophysics. 531: A143, 11. Bibcode:2011A&A...531A.143D. doi:10.1051/0004-6361/201016386 
  9. ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (setembro de 2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (2): 869-879. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x 

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