AI Phoenicis

AI Phoenicis
Dados observacionais (J2000)
Constelação Phoenix
Asc. reta 01h 09m 34,19s[1]
Declinação -46° 15′ 56,07″[1]
Magnitude aparente 8,60[1] (8,58 a 9,35)[2]
Características
Tipo espectral K0IV + F7V[3]
Cor (B-V) 0,66[1]
Variabilidade Binária eclipsante
(Algol)[2]
Astrometria
Velocidade radial -2,3 km/s[1]
Mov. próprio (AR) 56,27 mas/a[4]
Mov. próprio (DEC) 0,70 mas/a[4]
Paralaxe 5,8336 ± 0,0262 mas[4]
Distância 559,1 ± 2,5 anos-luz
171,4 ± 0,8 pc
Magnitude absoluta A: 3,29 ± 0,17[3]
B: 3,06 ± 0,13[3]
Detalhes
Idade 4,39 ± 0,32 bilhões[5]
de anos
Metalicidade [Fe/H] = −0,14 ± 0,1[6]
Estrela primária
Massa 1,2473 ± 0,0039[5] M☉
Raio 2,912 ± 0,014[5] R☉
Gravidade superficial log g = 3,595 ± 0,014 cgs[3]
Luminosidade 4,86+0,52
−0,46[3] L☉
Temperatura 5010 ± 120[3] K
Rotação v sin i = 6 ± 1 km/s[6]
Estrela secundária
Massa 1,1973 ± 0,0037[5] M☉
Raio 1,835 ± 0,014[5] R☉
Gravidade superficial log g = 3,996 ± 0,011 cgs[3]
Luminosidade 4,70+0,49
−0,44[3] L☉
Temperatura 6310 ± 150[3] K
Rotação v sin i = 4 ± 1 km/s[6]
Outras denominações
AI Phoenicis, CD-46 322, HD 6980, HIP 5438, SAO 215389.[1]
AI Phoenicis

AI Phoenicis é uma estrela variável na constelação de Phoenix. Uma binária eclipsante do tipo Algol, sua magnitude aparente permanece constante em 8,60 na maior parte do tempo, diminuindo para 9,35 durante o eclipse do componente quente e 8,58 durante o eclipse do componente frio.[2] Sua variabilidade foi descoberta por W. Strohmeier em 1970.[7] A partir de medições de paralaxe pela sonda Gaia, o sistema está localizado a uma distância de 559 anos-luz (171 parsecs) da Terra,[4] em concordância com estimativas anteriores baseadas em sua luminosidade (173 ± 11 parsecs).[3]

A estrela primária do sistema é uma subgigante de classe K com um tipo espectral de K0IV e uma temperatura efetiva de 5 000 K, enquanto a secundária é uma estrela de classe F da sequência principal com um tipo espectral de F7V e uma temperatura de 6 300 K.[3] A primária é evoluída e provavelmente está pouco antes do começo do ramo das gigantes vermelhas.[5] Observações fotométricas e espectroscópicas do sistema permitiram a determinação dos parâmetros das estrelas com extrema precisão, e este sistema frequentemente é utilizado como teste de modelos de evolução estelar.[6][3][5][8] As massas das estrelas, 1,247 M☉ para a primária e 1,197 M☉ para a secundária, são conhecidas com precisão de apenas 0,3%, enquanto os raios de 2,91 R☉ e 1,84 R☉ possuem incertezas de 0,8% e 0,5% respectivamente.[5] Modelos de evolução estelar mostram que as duas estrelas têm uma idade comum de cerca de 4,4 bilhões de anos.[5]

A órbita das estrelas tem um período de 24,59248 dias e uma excentricidade moderada de 0,1821 ± 0,0051. A observação de eclipses é permitida por sua inclinação de 88,5° em relação ao plano do céu. Os tempos de brilho mínimo durante os eclipses mostram que o período orbital do sistema não é constante,[5] o que pode ser causado por uma terceira estrela no sistema. Uma análise do alinhamento do sistema pelo efeito Rossiter–McLaughlin sugere que o eixo de rotação da estrela secundária não é alinhado com o eixo orbital, com um ângulo de 87 ± 17° entre eles; isso também sugere interações com uma terceira estrela.[9]

Referências

  1. ↑ a b c d e f «V* AI Phe -- Eclipsing binary of Algol type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 16 de fevereiro de 2019 
  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 e f g h i j k l Torres, G.; Andersen, J.; Giménez, A. (fevereiro de 2010). «Accurate masses and radii of normal stars: modern results and applications». The Astronomy and Astrophysics Review. 18 (1-2): 67-126. Bibcode:2010A&ARv..18...67T. doi:10.1007/s00159-009-0025-1 
  4. ↑ a b c d 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
  5. ↑ a b c d e f g h i j Kirkby-Kent, J. A.; et al. (junho de 2016). «Absolute parameters for AI Phoenicis using WASP photometry». Astronomy & Astrophysics. 591: A124, 15 pp. Bibcode:2016A&A...591A.124K. doi:10.1051/0004-6361/201628581 
  6. ↑ a b c d Andersen, J.; Clausen, J. V.; Nordstrom, B.; Gustafsson, B.; Vandenberg, D. A. (maio de 1988). «Absolute dimensions of eclipsing binaries. XIII - AI Pheonicis: A case study in stellar evolution». Astronomy and Astrophysics. 196 (1-2): 128-140. Bibcode:1988A&A...196..128A 
  7. ↑ Strohmeier, W. (abril de 1972). «Three New Bright Eclipsing Binaries». Information Bulletin on Variable Stars. 665: 1. Bibcode:1972IBVS..665....1S 
  8. ↑ Higl, J.; Weiss, A. (dezembro de 2017). «Testing stellar evolution models with detached eclipsing binaries». Astronomy & Astrophysics. 608: A62, 15 pp. Bibcode:2017A&A...608A..62H. doi:10.1051/0004-6361/201731008 
  9. ↑ Sybilski, P.; et al. (julho de 2018). «Tracking spin-axis orbital alignment in selected binary systems: the Torun Rossiter-McLaughlin effect survey». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 478 (2): 1942-1967. Bibcode:2018MNRAS.478.1942S. doi:10.1093/mnras/sty1135