HD 4391
| HD 4391 | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Phoenix |
| Asc. reta | 00h 45m 45,59s[1] |
| Declinação | -47° 33′ 07,15″[1] |
| Magnitude aparente | 5,80[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | G3V[1] |
| Cor (B-V) | 0,64[1] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | -11,01 ± 0,21 km/s[2] |
| Mov. próprio (AR) | 183,61 mas/a[2] |
| Mov. próprio (DEC) | 79,27 mas/a[2] |
| Paralaxe | 66,6937 ± 0,0962 mas[2] |
| Distância | 48,90 ± 0,07 anos-luz 14,99 ± 0,02 pc |
| Magnitude absoluta | 4,92 |
| Detalhes[5] | |
| Massa | 1,00 M☉ |
| Raio | 0,96 ± 0,03 R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,47 ± 0,10 cgs |
| Luminosidade | 0,99 ± 0,05 L☉ |
| Temperatura | 5807 ± 60 K |
| Metalicidade | [Fe/H] = −0,11 ± 0,06 |
| Rotação | v sin i = 2,9 ± 0,6 km/s Período = 12 dias[3] |
| Idade | 2,7 ± 2,1 bilhões[4] de anos |
| Outras denominações | |
| CD-48 176, GJ 1021, HR 209, HD 4391, HIP 3583, SAO 215232.[1] | |
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HD 4391 é um sistema estelar triplo[6] na constelação de Phoenix. A estrela primária tem uma magnitude aparente visual de 5,80,[1] sendo visível a olho nu em locais com pouca poluição luminosa. Com base em medições de paralaxe, este é um sistema próximo localizado a uma distância de 48,9 anos-luz (15,0 parsecs) da Terra.[2]
A estrela primária do sistema é uma estrela de classe G da sequência principal com um tipo espectral de G3V.[1] Suas propriedades físicas são muito similares às do Sol, podendo ser considerada um análogo solar. Tem uma massa aproximadamente igual à massa solar e um raio de 96% do raio solar. Está irradiando 99% da luminosidade solar de sua fotosfera a uma temperatura efetiva de 5 810 K. Sua metalicidade, a abundância de elementos mais pesados que hélio, é um pouco menor que a solar, com cerca de 80% da proporção de ferro do Sol.[5] A estrela apresenta uma quantidade anormalmente baixa de berílio, o que pode ser causado por algum processo de mistura na atmosfera.[3]
A estrela primária tem um alto nível de atividade cromosférica, o que significa que é relativamente jovem. Tem um índice de atividade cromosférica log R′HK igual a −4,55, do qual uma idade de 840 milhões de anos é estimada.[7] Modelos de evolução estelar, a partir de suas propriedades físicas, estimam uma idade entre 0,6 e 5 bilhões de anos.[4] A estrela foi incluída em um programa de busca por planetas extrassolares com o espectrógrafo HARPS, que detectou variações na velocidade radial da estrela associadas a atividade estelar. Não foram encontradas evidências para a existência de planetas.[8] A estrela também tem sido investigada em estudos buscando discos de detritos, mas nenhum excesso de emissão infravermelha foi detectado.[9]
As outras duas estrelas do sistema são companheiras visuais com magnitudes aparentes de 12,7 e 14,4, estando separadas da primária por 16,6 e 49 segundos de arco, respectivamente.[6] A associação física entre as estrelas é evidenciada pelo movimento próprio comum entre as três estrelas, e dados de paralaxe da sonda Gaia confirmam que estão todas à mesma distância da Terra.[6][2] Ambas as estrelas companheiras são anãs vermelhas, com tipos espectrais estimados de M4V e M5V.[6] Assim como a estrela primária, elas também são cromosfericamente ativas, de forma consistente com a baixa idade do sistema.[5] Estão separadas da primária por 250 e 740 UA, e seus períodos orbitais são estimados em 3 400 e 17 000 anos.[10]
Referências
- ↑ a b c d e f g h «HD 4391 -- Eclipsing binary». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 28 de dezembro de 2018
- ↑ 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 Santos, N. C.; Israelian, G.; Randich, S.; García López, R. J.; Rebolo, R. (outubro de 2004). «Beryllium anomalies in solar-type field stars». Astronomy and Astrophysics. 425: 1013-1027. Bibcode:2004A&A...425.1013S. doi:10.1051/0004-6361:20040510
- ↑ 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 c 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 c d Raghavan, Deepak; et al. (setembro de 2010). «A Survey of Stellar Families: Multiplicity of Solar-type Stars». The Astrophysical Journal Supplement. 190 (1): 1-42. Bibcode:2010ApJS..190....1R. doi:10.1088/0067-0049/190/1/1
- ↑ 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
- ↑ Sibthorpe, B.; et al. (abril de 2018). «Analysis of the Herschel DEBRIS Sun-like star sample». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 475 (3): 3046-3064. Bibcode:2018MNRAS.475.3046S. doi:10.1093/mnras/stx3188
- ↑ Rodriguez, David R.; et al. (maio de 2015). «Stellar multiplicity and debris discs: an unbiased sample». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 449 (3): 3160-3170. Bibcode:2015MNRAS.449.3160R. doi:10.1093/mnras/stv483
