Beta Phoenicis

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β Phoenicis
Dados observacionais (J2000)
Constelação Phoenix
Asc. reta 01h 06m 05,04s[1]
Declinação -46° 43′ 06,28″[1]
Magnitude aparente 3,30[1] (4,10 + 4,19)[2]
Características
Tipo espectral G8III + G8III:[3]
Cor (U-B) 0,56[1]
Cor (B-V) 0,89[1]
Astrometria
Velocidade radial -1,1 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -33,64 ± 2,42 mas/a[4]
Mov. próprio (DEC) 15,00 ± 1,62 mas/a[4]
Paralaxe 17,63 ± 2,09 mas[4]
Distância 185 ± 22 anos-luz
57 ± 7 pc
Magnitude absoluta 0,29[5]
Detalhes
Temperatura 5090[5] K
Rotação v sin i = 11,4 ± 0,6 km/s[5]
Outras denominações
β Phoenicis, CD-476 324, HR 322, HD 6595, HIP 5165, SAO 215365.[1]
Beta Phoenicis

Beta Phoenicis (β Phe, β Phoenicis) é uma estrela binária[3] na constelação de Phoenix. Tem uma uma magnitude aparente visual combinada de 3,30,[1] sendo a segunda estrela mais brilhante da constelação. O sistema é formado por duas estrelas gigantes de classe G, ambas de tipo espectral de G8III.[3] Individualmente, suas magnitudes aparentes são iguais a 4,10 e 4,19.[2] A órbita do par é bem conhecida por observações visuais, tendo um período de 168 anos, semieixo maior de 0,938 segundos de arco e excentricidade orbital de 0,716.[6] Estima-se que cada estrela tenha uma massa de cerca de 2,5–3,0 vezes a massa solar e luminosidade cerca de 100 vezes maior que a solar.[7]

A presença de duas estrelas similares próximas dificulta a medição da distância até Beta Phoenicis. O catálogo Hipparcos original lista uma paralaxe de 16,46 ± 22,22 milissegundos de arco (mas), mas uma nota individual sobre esta estrela diz que "investigações feitas após a finalização do catálogo levaram a uma solução mais provável" com uma paralaxe de 17,63 ± 2,09 mas, correspondendo a uma distância de 57 ± 7 parsecs.[4] A nova redução dos dados da sonda Hipparcos dá uma paralaxe de 0,12 ± 14,62 mas.[8] O segundo lançamento de dados da sonda Gaia lista as duas estrelas do sistema individualmente, mas apenas uma delas tem uma paralaxe, de 6,1483 ± 1,3970 mas. Esse valor corresponde a uma distância de 160 ± 40 parsecs, mas além da margem de erro formal a solução astrométrica apresenta indicadores de possuir qualidade muito ruim.[9] Um catálogo antigo de paralaxes por observatórios terrestres lista um valor de 20 ± 16 mas, correspondendo a uma distância de 50 parsecs.[10] Uma distância de aproximadamente 200 anos-luz (60 parsecs) é estimada a partir da luminosidade típica de duas gigantes G8, e esse valor também corresponde a massas estelares apropriadas quando as leis de Kepler são aplicadas à órbita conhecida.[7]

Um sistema binário formado por gigantes significa que ambas evoluíram aproximadamente ao mesmo tempo, e que eram originalmente anãs de massa similar. O estado evolucionário de Beta Phoenicis não é conhecido; as estrelas podem estar no ramo das gigantes vermelhas—possuindo núcleos inertes de hélio—ou já estão fundindo hélio em carbono e oxigênio na fase do red clump.[7]

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h «* bet Phe -- Double or multiple star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 15 de dezembro de 2018 
  2. ↑ a b Mason, Brian D.; et al. (dezembro de 2001). «The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog». The Astronomical Journal. 122 (6): 3466-3471. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920 
  3. ↑ a b c 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 
  4. ↑ a b c d Perryman, M. A. C.; et al. (julho de 1997). «The HIPPARCOS Catalogue». Astronomy and Astrophysics. 323: L49-L52. Bibcode:1997A&A...323L..49P  Nota sobre Beta Phoenicis
  5. ↑ a b c Ammler-von Eiff, M.; Reiners, A. (junho de 2012). «New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: are there two populations of differentially rotating stars?». Astronomy & Astrophysics. 542: A116, 31 pp. Bibcode:2012A&A...542A.116A. doi:10.1051/0004-6361/201118724 
  6. ↑ Malkov, O. Yu.; Tamazian, V. S.; Docobo, J. A.; Chulkov, D. A (outubro de 2012). «Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries». Astronomy & Astrophysics. 546: id.A69, 5 pp. Bibcode:2012A&A...546A..69M. doi:10.1051/0004-6361/201219774 
  7. ↑ a b c Kaler, James B. «BETA PHE (Beta Phoenicis)». Stars. Consultado em 21 de dezembro de 2018 
  8. ↑ van Leeuwen, F. (novembro de 2007). «Validation of the new Hipparcos reduction». Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653-664. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357 
  9. ↑ 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
  10. ↑ van Altena, W. F.; Lee, J. T.; Hoffleit, E. D. (1995). The general catalogue of trigonometric [stellar] parallaxes 4ª ed. New Haven, CT: Yale University Observatory. Bibcode:1995gcts.book.....V 
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