Xi Phoenicis
| ξ Phoenicis | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Phoenix |
| Estrela primária | |
| Asc. reta | 00h 41m 46,40s[1] |
| Declinação | -56° 30′ 04,74″[1] |
| Magnitude aparente | 5,70[1] (5,68 a 5,78)[2] |
| Estrela secundária | |
| Asc. reta | 00h 41m 44,77s[3] |
| Declinação | -56° 30′ 09,23″[3] |
| Magnitude aparente | 9,86[3] |
| Características | |
| Estrela primária | |
| Tipo espectral | A3 Vp(SrCr v.st; K sn)[4] |
| Cor (B-V) | 0,20[1] |
| Variabilidade | α2 CVn[2] |
| Estrela secundária | |
| Cor (B-V) | 0,80[3] |
| Astrometria | |
| Estrela primária | |
| Velocidade radial | 9,8 ± 2 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | 90,41 ± 0,04 mas/a[6] |
| Mov. próprio (DEC) | 56,99 ± 0,04 mas/a[6] |
| Paralaxe | 14,7697 ± 0,0407 mas[6] |
| Distância | 220,8 ± 0,6 anos-luz 67,7 ± 0,2 pc |
| Estrela secundária | |
| Velocidade radial | 9,19 ± 0,28 km/s[5] |
| Mov. próprio (AR) | 92,77 ± 0,01 mas/a[6] |
| Mov. próprio (DEC) | 54,62 ± 0,01 mas/a[6] |
| Paralaxe | 14,7410 ± 0,0146 mas[6] |
| Distância | 221,3 ± 0,2 anos-luz 67,8 ± 0,1 pc |
| Detalhes | |
| Estrela primária | |
| Massa | 1,91 ± 0,03[7] M☉ |
| Raio | 2,04 ± 0,26[8] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,0 ± 0,2 cgs[8] |
| Luminosidade | 17,4+1,7 −1,6[8] L☉ |
| Temperatura | 8300 ± 250[8] K |
| Rotação | v sin i = 22,5 ± 2 km/s[8] Período = 3,9516 ± 0,0003 d[9] |
| Idade | 680+100 −120 milhões[7] de anos |
| Estrela secundária | |
| Massa | 0,81[10] M☉ |
| Raio | 0,76+0,04 −0,03[5] R☉ |
| Luminosidade | 0,328 ± 0,001[5] L☉ |
| Temperatura | 4999+116 −100[5] K |
| Outras denominações | |
| ξ Phoenicis, CD-57 137, HR 183, HD 3980, HIP 3277, SAO 232152.[1] | |
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Xi Phoenicis (ξ Phoenicis, HD 3980) é uma estrela binária[11] na constelação de Phoenix. A estrela primária tem uma magnitude aparente visual de 5,70,[1] sendo visível a olho nu em locais com pouca poluição luminosa. Com base em sua paralaxe medida pela sonda Gaia, o sistema está a cerca de 220 anos-luz (68 parsecs) de distância da Terra.[6]
A estrela primária do sistema é uma estrela peculiar do tipo Ap, notável por apresentar um forte campo magnético associado a uma distribuição heterogênea de elementos na superfície estelar.[8] Ela também já foi identificada como uma variável Alpha2 Canum Venaticorum.[2][9] A estrela secundária é uma companheira visual de magnitude 9,9 separada da primária por cerca de 13 segundos de arco.[11]
Estrela primária[editar | editar código-fonte]
A estrela primária é uma estrela quimicamente peculiar do tipo Ap classificada com um tipo espectral de A3 Vp(SrCr v. st; K sn), com o sufixo indicando que o espectro tem linhas muito fortes de estrôncio e crômio.[4] A estrela tem aproximadamente o dobro do raio solar e está irradiando cerca de 17 vezes a luminosidade solar de sua fotosfera a uma temperatura efetiva de 8 300 K.[8] Modelos de evolução estelar indicam que suas propriedades são consistentes com uma massa de 1,91 vezes a massa solar e uma idade de 680 milhões de anos.[7]
Como é típico de estrelas Ap, a estrela possui um forte campo magnético que é variável ao longo de um período de rotação. Ele pode ser modelado como um campo dipolar com intensidade polar de 7 kG, inclinado em 88° em relação ao eixo de rotação estelar. A reconstrução da superfície da estrela mostrou que ela é heterogênea e apresenta regiões com diferentes abundâncias químicas, que parecem estar associadas à geometria do campo magnético. Por exemplo, lítio e oxigênio possuem abundâncias altas nos polos magnéticos e baixas no equador magnético, enquanto elementos como silício e lantânio estão concentrados em uma área entre o equador magnético e os polos magnéticos.[8] No entanto, esses resultados têm sido contestados, e já foi proposto que os mapas de abundância estão incorretos devido ao forte campo magnético da estrela.[12]
Uma estrela variável do tipo Alpha2 Canum Venaticorum, sua magnitude visual varia entre 5,68 e 5,78 ao longo de um período de 3,9516 dias,[2] que corresponde ao período de rotação da estrela e também está associado a mudanças no espectro e no campo magnético. A variação de brilho é máxima na banda v, com uma amplitude de 0,13 magnitudes. A curva de luz nessa banda é simétrica e apresenta dois mínimos distintos separados por meio período de rotação, enquanto os dois máximos são iguais. Em outras bandas a variabilidade é menor ou até inexistente, e não apresenta um padrão tão regular como em v.[9] A estrela é similar em muitos aspectos às estrelas Ap de oscilações rápidas, mas não possui as pulsações rápidas que caracterizam essa classe de estrelas.[13]
Estrela secundária[editar | editar código-fonte]
Xi Phoenicis é conhecida como uma estrela dupla desde 1834, data da primeira observação registrada no Catálogo de Estrelas Duplas Washington.[14] A posição relativas dos dois componentes se mantém aproximadamente constante até o presente, confirmando que eles possuem movimento próprio comum e formam um sistema binário verdadeiro.[11] A estrela secundária tem uma magnitude aparente visual de 9,86[3] e em 2007 estava a uma separação angular de 13,06 segundos de arco e ângulo de posição de 252,5°, em relação à primária. Considerando a distância até o sistema, isso corresponde a uma separação projetada de 875 UA entre as estrelas. A massa da secundária é estimada em 81% da massa solar.[10]
Esta estrela está presente no segundo lançamento do catálogo da sonda Gaia (Gaia DR2), que mediu independentemente uma distância igual à da primária, e lista um raio de 0,76 raios solares, luminosidade de 33% da solar, e temperatura efetiva de 5 000 K.[5]
Referências
- ↑ a b c d e f g «* ksi Phe -- Variable Star of alpha2 CVn type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 28 de setembro de 2018
- ↑ a b c d 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 c d e «* ksi Phe B -- High proper-motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 28 de setembro de 2018
- ↑ a b Abt, Helmut A.; Morrell, Nidia I. (julho de 1995). «The Relation between Rotational Velocities and Spectral Peculiarities among A-Type Stars». Astrophysical Journal Supplement. 99. 135 páginas. Bibcode:1995ApJS...99..135A. doi:10.1086/192182
- ↑ 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
- ↑ a b c d e f g 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 Catálogo VizieR
- ↑ a b c Kochukhov, O.; Bagnulo, S. (maio de 2006). «Evolutionary state of magnetic chemically peculiar stars». Astronomy and Astrophysics. 450 (2): 763-775. Bibcode:2006A&A...450..763K. doi:10.1051/0004-6361:20054596
- ↑ a b c d e f g h Nesvacil, N.; (janeiro de 2012). «Multi-element Doppler imaging of the CP2 star HD 3980». Astronomy & Astrophysics. 537: A151, 10. Bibcode:2012A&A...537A.151N. doi:10.1051/0004-6361/201117097
- ↑ a b c Maitzen, H. M.; Weiss, W. W.; Wood, H. J. (janeiro de 1980). «Photometric and magnetic variability of the late AP star HD 3980». Astronomy and Astrophysics. 81 (3): 323-327. Bibcode:1980A&A....81..323M
- ↑ a b De Rosa, R. J.; et al. (janeiro de 2014). «The VAST Survey - III. The multiplicity of A-type stars within 75 pc». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 437 (2): 1216-1240. Bibcode:2014MNRAS.437.1216D. doi:10.1093/mnras/stt1932
- ↑ 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
- ↑ Stift, M. J.; Leone, F. (março de 2017). «Spurious Doppler maps from noisy spectra and zero-field inversions». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 465 (3): 2880-2885. Bibcode:2017MNRAS.465.2880S. doi:10.1093/mnras/stw2885
- ↑ Elkin, V. G.; Kurtz, D. W.; Freyhammer, L. M.; Hubrig, S.; Mathys, G. (novembro de 2008). «A search for rapid pulsations in the magnetic cool chemically peculiar star HD3980». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 390 (3): 1250-1257. Bibcode:2008MNRAS.390.1250E. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13819.x
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