HD 88955
| HD 88955 | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Vela |
| Asc. reta | 10h 14m 14 44.1579s[1] |
| Declinação | −42° 07′ 18.9852″[1] |
| Magnitude aparente | 3.85[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | A2 V[2] |
| Cor (B-V) | +0.051±0.005[3] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | +7.4±2.7[4] |
| Mov. próprio (AR) | −151.532[1] |
| Mov. próprio (DEC) | +49.171[1] |
| Paralaxe | 32.7054 ± 0.3218[1] |
| Distância | 99.7 ± 1.0 anos-luz 30.6 ± 0.3 pc |
| Magnitude absoluta | 1.39[3] |
| Detalhes | |
| Massa | 2.17[5] M☉ |
| Raio | 2.11[5] R☉ |
| Gravidade superficial | 4.08±0.14[6] |
| Luminosidade | 23.24[5] L☉ |
| Temperatura | 9,451±321[6] K |
| Metalicidade | −0.02[7] |
| Rotação | 100±4[8] |
| Idade | 410[5] anos |
| Outras denominações | |
| q Velorum, CD−41° 5713, FK5 382, GC 14076, HD 88955, HIP 50191, HR 4023, SAO 221895[9] | |
 | |
HD 88955 é uma única[10] estrela de cor branca na constelação sul de Vela. Pode ser visualizado a olho nu, tendo uma magnitude aparente de 3.85.[2] A distância para HD 88955 pode ser determinada a partir de seu deslocamento de paralaxe anual de 32.7 mas,[1] que resulta em uma separação de 100 anos-luz do Sol. Ela está se afastando da Terra com uma velocidade radial heliocêntrica de +7 km/s.[4] A análise bayesiana sugere que HD 88955 é membro da Associação Argus,[11] um grupo de estrelas em co-movimento geralmente associadas ao aglomerado aberto IC 2391.
Esta é uma estrela de classe A da sequência principal com uma classificação estelar de A2 V.[2] Tem cerca de 410[5] milhões de anos com uma velocidade de rotação projetada de 100 km/s.[8] A estrela tem 2.17[5] vezes a massa do Sol e 2.11[5] vezes o raio do Sol. Ela está irradiando 23[5] vezes a luminosidade do Sol de sua fotosfera a uma temperatura efetiva de 9.451 K.[6] Um excesso de infravermelho foi detectado no HD 88955, cuja análise sugere ser um disco de detritos de (3.6±3.0)×10−7 Massa da Terra com uma temperatura média de 138±21 K orbitando a estrela-mãe a uma distância média de 19.3±5.7 AU.[12]
Referências
- ↑ a b c d e f 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 Malagnini, M. L.; Morossi, C. (novembro de 1990), «Accurate absolute luminosities, effective temperatures, radii, masses and surface gravities for a selected sample of field stars», Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 85 (3): 1015–1019, Bibcode:1990A&AS...85.1015M.
- ↑ a b Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), «XHIP: An extended hipparcos compilation», Astronomy Letters, 38 (5), Bibcode:2012AstL...38..331A, arXiv:1108.4971, doi:10.1134/S1063773712050015.
- ↑ a b de Bruijne, J. H. J.; Eilers, A.-C. (outubro de 2012), «Radial velocities for the HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion project», Astronomy & Astrophysics, 546, Bibcode:2012A&A...546A..61D, arXiv:1208.3048, doi:10.1051/0004-6361/201219219, A61.
- ↑ a b c d e f g h Gáspár, András; et al. (agosto de 2016), «The Correlation between Metallicity and Debris Disk Mass», The Astrophysical Journal, 826 (2), Bibcode:2016ApJ...826..171G, arXiv:1604.07403, doi:10.3847/0004-637X/826/2/171, 171.
- ↑ a b c David, Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A. (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), Bibcode:2015ApJ...804..146D, arXiv:1501.03154, doi:10.1088/0004-637X/804/2/146.
- ↑ Saffe, C.; et al. (outubro de 2008), «Spectroscopic metallicities of Vega-like stars», Astronomy and Astrophysics, 490 (1): 297–305, Bibcode:2008A&A...490..297S, arXiv:0805.3936, doi:10.1051/0004-6361:200810260.
- ↑ a b Hales, Antonio S.; et al. (abril de 2017), «Atomic gas in debris discs», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 466 (3): 3582–3593, Bibcode:2017MNRAS.466.3582H, arXiv:1612.05465, doi:10.1093/mnras/stw3274.
- ↑ SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=HD+20794. Consultado em 8 de agosto de 2018 Em falta ou vazio
|título=(ajuda) - ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (2008), «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389 (2), Bibcode:2008MNRAS.389..869E, arXiv:0806.2878, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x.
- ↑ Malo, Lison; et al. (janeiro de 2013), «Bayesian Analysis to Identify New Star Candidates in Nearby Young Stellar Kinematic Groups», The Astrophysical Journal, 762 (2), Bibcode:2013ApJ...762...88M, arXiv:1209.2077, doi:10.1088/0004-637X/762/2/88, 88.
- ↑ Thureau, N. D.; et al. (2014), «An unbiased study of debris discs around A-type stars with Herschel», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 445 (3), Bibcode:2014MNRAS.445.2558T, doi:10.1093/mnras/stu1864.
