Omega Phoenicis
| ω Phoenicis | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Phoenix |
| Asc. reta | 01h 02m 01,82s[1] |
| Declinação | -57° 00′ 08,60″[1] |
| Magnitude aparente | 6,100[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | G8/K0III[1] |
| Cor (B-V) | 0,928[1] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 15,2 km/s[2] |
| Mov. próprio (AR) | 6,02 mas/a[3] |
| Mov. próprio (DEC) | 17,22 mas/a[3] |
| Paralaxe | 8,0061 ± 0,0215 mas[3] |
| Distância | 407,4 ± 1,1 anos-luz 124,9 ± 0,3 pc |
| Magnitude absoluta | 0,6 |
| Detalhes | |
| Massa | 2,04[4] M☉ |
| Raio | 13[5] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 2,99 ± 0,11 cgs[6] |
| Luminosidade | 54[4] L☉ |
| Temperatura | 5122 ± 26[6] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = 0,05 ± 0,02[6] |
| Idade | 1,80 bilhões[4] de anos |
| Outras denominações | |
| ω Phoenicis, CPD-47 220, FK5 1027, HR 295, HD 6192, HIP 4829, SAO 232268.[1] | |
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Omega Phoenicis (ω Phoenicis) é uma estrela na constelação de Phoenix. Tem uma magnitude aparente visual de 6,10,[1] sendo visível a olho nu em excelentes condições de visualização. De acordo com sua paralaxe medida pela sonda Gaia, está a uma distância de 407 anos-luz (125 parsecs) da Terra.[3] Um componente do disco fino da Via Láctea, possui uma velocidade espacial, em relação ao sistema local de repouso, de (U, V, W) = (6, 11, -9) km/s.[7]
Esta estrela é uma gigante de classe K ou G com um tipo espectral de G8/K0III,[1] o que indica que é uma estrela evoluída que já abandonou a sequência principal. A partir da média de diferentes modelos de evolução estelar, estima-se que tenha uma massa de cerca de 2 vezes a massa solar e uma idade de 1,8 bilhões de anos.[4] Esta estrela expandiu-se para um raio de 13 vezes o raio solar[5] e está brilhando com 54 vezes a luminosidade solar,[4] com uma temperatura efetiva de 5 120 K.[6] Sua metalicidade, a abundância de elementos além de hidrogênio e hélio, é um pouco maior que a do Sol, com uma proporção de ferro equivalente a 112% da solar.[6] A abundância de outros metais é similar, com apenas titânio ionizado e cobalto possuindo abundâncias menores que a do Sol.[7]
Referências
- ↑ a b c d e f g h «HD 6192 -- Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 27 de julho de 2018
- ↑ 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 Gaia Collaboration: Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; et al. (maio de 2021). «Gaia Early Data Release 3. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 649: A1, 20 pp. Bibcode:2021A&A...649A...1G. arXiv:2012.01533. doi:10.1051/0004-6361/202039657 Catálogo VizieR
- ↑ a b c d e Luck, R. Earle (setembro de 2015). «Abundances in the Local Region. I. G and K Giants». The Astronomical Journal. 150 (3): artigo 88, 23. Bibcode:2015AJ....150...88L. doi:10.1088/0004-6256/150/3/88
- ↑ 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
- ↑ a b c d e Alves, S.; et al. (abril de 2015). «Determination of the spectroscopic stellar parameters for 257 field giant stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 448 (3): 2749-2765. Bibcode:2015MNRAS.448.2749A. doi:10.1093/mnras/stv189
- ↑ a b Adibekyan, V. Zh.; et al. (junho de 2015). «Chemical abundances and kinematics of 257 G-, K-type field giants. Setting a base for further analysis of giant-planet properties orbiting evolved stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 450 (2): 1900-1915. Bibcode:2015MNRAS.450.1900A. doi:10.1093/mnras/stv716
