Psi Phoenicis

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ψ Phoenicis
Dados observacionais (J2000)
Constelação Phoenix
Asc. reta 01h 53m 38,74s[1]
Declinação -46° 18′ 09,59″[1]
Magnitude aparente 4,41[1] (4,3 a 4,5)[2]
Características
Tipo espectral M4III[1]
Cor (U-B) 1,71[1]
Cor (B-V) 1,59[1]
Variabilidade semirregular (SR)[2]
Astrometria
Velocidade radial 2,9 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -91,68 mas/a[3]
Mov. próprio (DEC) -86,75 mas/a[3]
Paralaxe 9,7499 ± 0,1710 mas[3]
Distância 335 ± 6 anos-luz
102,6 ± 1,8 pc
Magnitude absoluta −0,70 ± 0,044[4]
Detalhes
Massa 1,3 ± 0,2[5] M☉
Raio 86 ± 3[5] R☉
Gravidade superficial log g = 0,68+0,10
−0,11 cgs[5]
Luminosidade 1050+150
−140[5] L☉
Temperatura 3550 ± 50[5] K
Metalicidade [Fe/H] = −1,24 ± 0,39[6]
Rotação v sin i = 3,9 ± 0,9 km/s[7]
Outras denominações
ψ Phoenicis, CD-46 552, FK5 67, HR 555, HD 11695, HIP 8837, SAO 215696.[1]
Psi Phoenicis

Psi Phoenicis (ψ Phoenicis) é uma estrela na constelação de Phoenix. Possui uma magnitude aparente visual média de 4,4,[1] sendo visível a olho nu em locais sem muita poluição luminosa. De acordo com medições de paralaxe pela sonda Gaia, encontra-se a uma distância de aproximadamente 335 anos-luz (103 parsecs) da Terra.[3] Sua magnitude absoluta visual é de −0,7.[4]

Psi Phoenicis uma gigante vermelha do ramo assintótico com um tipo espectral de M4III,[8] indicando que é uma estrela evoluída na última etapa de sua evolução antes de virar uma anã branca. Em 1973 o astrônomo Olin J. Eggen descobriu que esta é uma estrela variável, variando sua magnitude aparente entre 4,3 e 4,5 com um período aproximado de 30 dias.[9] Um estudo mais recente de 2009 identificou dois possíveis períodos de 43,7 e 48,1 dias, com amplitudes de 0,038 e 0,023 magnitudes.[10] A estrela é classificada como uma variável semirregular, de nenhum subtipo específico.[2]

Em 2001, Psi Phoenicis foi observada pelo Very Large Telescope em modo de interferometria (VLTI), pelo instrumento de teste VINCI. As observações, em combinação com modelos de atmosfera estelar, detectaram o efeito de escurecimento de bordo no disco da estrela e determinaram um diâmetro angular de 8,13 ± 0,2 mas, correspondendo a um raio estelar de 86 ± 3 raios solares. A partir do raio e de uma temperatura efetiva estimada de 3 550 K, uma luminosidade de 1 000 vezes a luminosidade solar foi calculada.[5] Um estudo de 2008 reanalisou esses dados interferométricos com um novo modelo atmosférico, encontrando um diâmetro angular de 10,15 ± 0,15 mas e um raio de 85 ± 1,6 raios solares.[11]

Por possuir determinações diretas de sua distância, raio e luminosidade, Psi Phoenicis foi incluída em uma lista de 34 estrelas bem caracterizadas para serem usadas de referência para outros estudos. Esse programa fez a primeira medição da metalicidade de Psi Phoenicis, mostrando que a estrela é pobre em metais com apenas 5% da proporção de ferro do Sol ([Fe/H] = −1,24 ± 0,39). O valor obtido possui uma alta incerteza devido às dificuldades para modelar espectros de estrelas frias, que possuem forte absorção molecular. O estado evolutivo e incerteza na metalicidade dificultam a estimativa da massa da estrela, com um valor citado de 1,0 ± 0,4 massas solares.[6][12]

Psi Phoenicis é considerada uma estrela solitária, e não possui estrelas companheiras conhecidas.[5][13] A estrela já foi considerada uma possível binária espectroscópica, incluindo no Catálogo Hipparcos, o que tem origem em observações espectroscópicas de 1919 que notaram uma possível variabilidade de sua velocidade radial. Dados mais recentes, no entanto, não mostraram variações de velocidade.[5]

Curva de visibilidade para Psi Phoenicis, medida por interferometria, usada para a determinação do escurecimento de bordo e diâmetro angular da estrela

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h i «* psi Phe -- Long-period variable star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 28 de julho de 2018 
  2. ↑ a b c 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 
  3. ↑ 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:2012.01533Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/202039657  Catálogo VizieR
  4. ↑ a b Park, Sunkyung; Kang, Wonseok; Lee, Jeong-Eun; Lee, Sang-Gak (outubro de 2013). «Wilson-Bappu Effect: Extended to Surface Gravity». The Astronomical Journal. 146 (4): artigo 73, 10. Bibcode:2013AJ....146...73P. doi:10.1088/0004-6256/146/4/73 
  5. ↑ a b c d e f g h Wittkowski, M.; Aufdenberg, J. P.; Kervella, P. (janeiro de 2004). «Tests of stellar model atmospheres by optical interferometry. VLTI/VINCI limb-darkening measurements of the M4 giant ψ Phe». Astronomy and Astrophysics. 413: 711-723. Bibcode:2004A&A...413..711W. doi:10.1051/0004-6361:20034149 
  6. ↑ a b Jofré, P.; et al. (abril de 2014). «Gaia FGK benchmark stars: Metallicity». Astronomy & Astrophysics. 564: A133, 27. Bibcode:2014A&A...564A.133J. doi:10.1051/0004-6361/201322440 
  7. ↑ Zamanov, R. K.; et al. (outubro de 2008). «Rotational velocities of the giants in symbiotic stars - III. Evidence of fast rotation in S-type symbiotics». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 390 (1): 377-382. Bibcode:2008MNRAS.390..377Z. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13751.x 
  8. ↑ Eggen, Olin J. (julho de 1992). «Asymptotic giant branch stars near the sun». Astronomical Journal. 104 (1): 275-313. Bibcode:1992AJ....104..275E. doi:10.1086/116239 
  9. ↑ Eggen, O. J. (setembro de 1973). «The classification of intrinsic variables. IV. Very-small-amplitude, very-short-period red variables». Astrophysical Journal. 184. 793 páginas. Bibcode:1973ApJ...184..793E. doi:10.1086/152371 
  10. ↑ Tabur, V.; Bedding, T. R.; Kiss, L. L.; Moon, T. T.; Szeidl, B.; Kjeldsen, H (dezembro de 2009). «Long-term photometry and periods for 261 nearby pulsating M giants». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 400 (4): 1945-1961. Bibcode:2009MNRAS.400.1945T. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15588.x 
  11. ↑ Neilson, H. R.; Lester, J. B. (novembro de 2008). «Determining parameters of cool giant stars by modeling spectrophotometric and interferometric observations using the SAtlas program». Astronomy and Astrophysics. 490 (2): 807-810. Bibcode:2008A&A...490..807N. doi:10.1051/0004-6361:200810627 
  12. ↑ Heiter, U.; et al. (outubro de 2015). «Gaia FGK benchmark stars: Effective temperatures and surface gravities». Astronomy & Astrophysics. 582: A49, 33. Bibcode:2015A&A...582A..49H. doi:10.1051/0004-6361/201526319 
  13. ↑ 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 

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