AE Phoenicis
| AE Phoenicis | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Phoenix |
| Asc. reta | 01h 32m 32,93s[1] |
| Declinação | -49° 31′ 41,29″[1] |
| Magnitude aparente | 7,56 a 8,25[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | G0V + G0V[2] |
| Cor (B-V) | 0,60[1] |
| Variabilidade | Binária eclipsante (W UMa)[2] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 21,2 km/s[3] |
| Mov. próprio (AR) | 151,48 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | -53,94 mas/a[4] |
| Paralaxe | 19,4490 ± 0,0260 mas[4] |
| Distância | 167,70 ± 0,22 anos-luz 51,42 ± 0,07 pc |
| Magnitude absoluta | 4,104[5] |
| Detalhes | |
| Idade | 3,20 ± 1,62 bilhões[8] de anos |
| Estrela primária | |
| Massa | 1,38 ± 0,06[6] M☉ |
| Raio | 1,29 ± 0,03[6] R☉ |
| Luminosidade | 1,74+0,30 −0,26[6] L☉ |
| Temperatura | 6083[7] K |
| Estrela secundária | |
| Massa | 0,63 ± 0,02[6] M☉ |
| Raio | 0,81 ± 0,02[6] R☉ |
| Luminosidade | 0,83+0,15 −0,12[6] L☉ |
| Temperatura | 6310[7] K |
| Outras denominações | |
| AE Phoenicis, CD-50 410, HD 9528, HIP 7183, SAO 215545.[1] | |
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AE Phoenicis é uma estrela variável na constelação de Phoenix. Uma binária eclipsante, sua magnitude aparente tem um máximo de 7,56, diminuindo para 8,25 durante o eclipse primário e 8,19 durante o eclipse secundário.[2] Com base em medições de paralaxe pela sonda Gaia, o sistema está a uma distância de aproximadamente 168 anos-luz (51,4 parsecs) da Terra.[4]
AE Phoenicis é uma binária de contato do tipo W Ursae Majoris, formada por duas estrelas tão próximas que suas superfícies tocam uma na outra. Elas estão separadas por 2,70 raios solares[8] e levam 0,3624 dias para completar uma órbita.[7] Ambas são classificadas como estrelas de classe G da sequência principal com tipos espectrais de G0V.[2] Com temperaturas efetivas de 6083 e 6310 K, o sistema é classificado como uma variável W Ursae Majoris do subtipo W, em que a estrela primária (mais luminosa) é mais fria que a secundária; por isso, os eclipses primários são causados pela ocultação da estrela secundária.[7] A órbita é circular[9] e está inclinada em 86,5° em relação ao plano do céu.[7]
A combinação de dados fotométricos e espectroscópicos permitiram a determinação direta dos parâmetros de AE Phoenicis. O componente primário tem uma massa de 1,38 vezes a massa solar e um raio de 1,29 vezes, enquanto o secundário tem 0,63 vezes a massa solar e 0,81 vezes o raio solar.[6] Na luz visível, a estrela primária contribui para 66,5% da luminosidade do sistema, enquanto a secundária contribui para o resto (33,5%).[7] A curva de luz do eclipse apresenta várias assimetrias e variações que indicam a presença de manchas na superfície das estrelas. A reconstrução da superfície da binária revelou cobertura significativa de manchas em toda a superfície de ambas as estrelas, e as manchas parecem variar rapidamente em escala de tempo de dias.[3]
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 1,69 vezes a massa solar, enquanto o primário tinha uma massa inicial de 1,02 vezes a solar.[8] O período orbital do sistema parece estar aumentando à taxa de 6,17×10-8 dias por ano, o que é evidência direta da transferência de matéria.[7] O sistema surgiu como uma binária normal com uma separação estimada de 12,39 raios solares e período estimado de 3,07 dias, que por perda de momento angular evoluiu até a configuração de contato atual.[8] No futuro é provável que as duas estrelas se fundam, formando uma estrela única de rotação rápida.[10]
O segundo lançamento de dados da sonda Gaia lista uma estrela de magnitude 16,5 (banda G) que possui paralaxe e movimento próprio similares ao de AE Phoenicis, indicando que pode ser uma companheira física. Essa estrela está separada de AE Phoenicis por 6,0 segundos de arco e tem uma temperatura efetiva estimada de 4 640 K.[4]
Referências
- ↑ a b c d «V* AE Phe -- Eclipsing binary of W UMa type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 14 de janeiro de 2019
- ↑ a b c d e Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (janeiro de 2009). «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+, 2007-2017)». VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S
- ↑ a b Barnes, J. R.; Lister, T. A.; Hilditch, R. W.; Collier Cameron, A. (março de 2004). «High-resolution Doppler images of the spotted contact binary AE Phe». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 348 (4): 1321-1331. Bibcode:2004MNRAS.348.1321B. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07452.x
- ↑ a b c d e 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
- ↑ Eker, Z.; Bilir, S.; Yaz, E.; Demircan, O.; Helvaci, M. (janeiro de 2009). «New absolute magnitude calibrations for W Ursa Majoris type binaries». Astronomische Nachrichten. 330 (1): 68. Bibcode:2009AN....330...68E. doi:10.1002/asna.200811041
- ↑ a b c d e f g Hilditch, R. W.; King, D. J.; McFarlane, T. M. (março de 1988). «The evolutionary state of contact and near-contact binary stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 231: 341-352. Bibcode:1988MNRAS.231..341H. doi:10.1093/mnras/231.2.341
- ↑ a b c d e f g He, J.-J.; Qian, S.-B.; Fernández Lajús, E.; Fariña, C. (novembro de 2009). «A Charge-Coupled Device Photometric Study of South Hemispheric Contact Binary AE Phoenicis». The Astronomical Journal. 138 (5): 1465-1468. Bibcode:2009AJ....138.1465H. doi:10.1088/0004-6256/138/5/1465
- ↑ a b c d Yildiz, M. (janeiro de 2014). «Origin of W UMa-type contact binaries - age and orbital evolution». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 437 (1): 185-194. Bibcode:2014MNRAS.437..185Y. doi:10.1093/mnras/stt1874
- ↑ Duerbeck, H. W. (1978). «The orbit of AE Phe - revisited». Acta Astron. 28: 49-54. Bibcode:1978AcA....28...49D
- ↑ Gazeas, K.; Stȩpień, K. (novembro de 2008). «Angular momentum and mass evolution of contact binaries». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 390 (4): 1577-1586. Bibcode:2008MNRAS.390.1577G. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13844.x
