Eta Phoenicis

η Phoenicis
Dados observacionais (J2000)
Constelação Phoenix
Asc. reta 00h 43m 21,21s[1]
Declinação -57° 27′ 47,04″[1]
Magnitude aparente 4,361[1]
Características
Tipo espectral A0IV[1]
Cor (B-V) -0,011[1]
Astrometria
η Phoenicis A
Velocidade radial 7,7 km/s[1]
Mov. próprio (AR) 6,136 ± 0,131 mas/a[3]
Mov. próprio (DEC) 11,628 ± 0,114 mas/a[3]
Paralaxe 12,4614 ± 0,1232 mas[3]
Distância 261,7 ± 2,6 anos-luz
80,2 ± 0,8 pc
η Phoenicis B
Velocidade radial 6,27 ± 0,60 km/s[2]
Mov. próprio (AR) -5,820 ± 0,017 mas/a[3]
Mov. próprio (DEC) 11,796 ± 0,013 mas/a[3]
Paralaxe 12,9820 ± 0.,0155 mas[3]
Distância 251,24 ± 0,30 anos-luz
77,03 ± 0,09 pc
Detalhes
η Phoenicis A
Massa 2,5 ± 0,2[4] M☉
Gravidade superficial log g = 3,85 ± 0,14 cgs[4]
Luminosidade 121 ± 7[5] L☉
Temperatura 9822 ± 334[4] K
Rotação v sin i = 106 km/s[4]
Idade 360–480 milhões[4]
de anos
η Phoenicis B
Raio 0,67+0,01
−0,02[2] R☉
Luminosidade 0,223 ± 0,001[2] L☉
Temperatura 4851+77
−59[2] K
Outras denominações
η Phoenicis, CPD-58 42, FK5 23, HR 191, HD 4150, HIP 3405, SAO 232162.[1]
Eta Phoenicis

Eta Phoenicis (η Phoenicis) é um sistema estelar triplo[6] na constelação de Phoenix. A estrela primária tem uma magnitude aparente visual de 4,36,[1] sendo visível a olho nu em locais sem muita poluição luminosa. Com base em medições de paralaxe pela sonda Gaia, o sistema está localizado a cerca de 250 anos-luz (77 parsecs) da Terra.[3]

A estrela primária do sistema é classificada como uma subgigante de classe A com um tipo espectral de A0IV,[1] consistente com uma estrela próxima do fim da sequência principal; estima-se que ela já tenha passado por 87% de seu tempo na sequência principal.[5] Está irradiando energia de sua fotosfera com 120 vezes a luminosidade solar[5] a uma temperatura efetiva de 9 800 K,[4] dando a ela a coloração branca típica de estrelas de classe A. Modelos de evolução estelar estimam que tenha cerca de 2,5 vezes a massa solar e uma idade mais provável de 360 e 480 milhões de anos.[4] Esta estrela é considerada uma possível estrela peculiar, mas isso é incerto.[7]

Eta Phoenicis forma um sistema binário visual com uma estrela de magnitude 11,5 a uma separação angular de 20 segundos de arco, designado de componente B.[8] Conhecida com uma companheira visual desde 1835, essa estrela tem se mantido até o presente à mesma posição em relação à primária,[8] e medições da sonda Gaia confirmam que está à mesma distância,[2] indicando que é uma companheira física.[9] Com um tipo espectral estimado de K2-5V, essa estrela parece ser ativa e uma possível erupção foi detectada em raios X pelo satélite ROSAT em 1995.[10]

A terceira estrela do sistema, componente Ab,[8] foi descoberta em 2014 a partir de observações de alta resolução angular pelo interferômetro PIONIER, no Very Large Telescope. Foi detectada a uma separação de 0,09 segundos de arco da estrela primária, o que corresponde a uma separação projetada de 6,8 UA. Sua órbita provavelmente possui um período orbital de mais de 10 anos e é levemente inclinada ou excêntrica. Seu tipo espectral é estimado em K1V com base no seu contraste na banda H, e em G5V com base no contraste na banda K.[6] Evidências para essa estrela companheira já tinham sido encontradas anteriormente nas observações astrométricas da sonda Hipparcos,[11][6] e na taxa de emissão de raios X do sistema.[10]

A sonda espacial Rosetta observou Eta Phoenicis sendo ocultada pelo cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko em 13 de setembro de 2015. O espectro obtido da estrela logo após a ocultação permitiu determinar a quantidade de água e oxigênio na coma a menos de 1 km do núcleo do cometa.[12]

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h i «* eta Phe -- Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 1 de novembro de 2018 
  2. ↑ 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:1804.09365Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833051  Catálogo Vizier
  3. ↑ 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:2012.01533Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/202039657  Catálogo VizieR Catálogo VizieR
  4. ↑ a b c d e f g David, Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A. (março de 2015). «The Ages of Early-type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets». The Astrophysical Journal. 804 (2): 38 pp. Bibcode:2015ApJ...804..146D. doi:10.1088/0004-637X/804/2/146 
  5. ↑ a b c Zorec, J.; Royer, F (janeiro de 2012). «Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities». Astronomy & Astrophysics. 537: A120, 22. Bibcode:2012A&A...537A.120Z. doi:10.1051/0004-6361/201117691 
  6. ↑ a b c Marion, L.; et al. (outubro de 2014). «Searching for faint companions with VLTI/PIONIER. II. 92 main sequence stars from the Exozodi survey». Astronomy & Astrophysics. 570: A127, 12. Bibcode:2014A&A...570A.127M. doi:10.1051/0004-6361/201424780 
  7. ↑ Renson, P.; Manfroid, J (maio de 2009). «Catalogue of Ap, HgMn and Am stars». Astronomy and Astrophysics. 498 (3): 961-966. Bibcode:2009A&A...498..961R. doi:10.1051/0004-6361/200810788 
  8. ↑ a b c Mason, Brian D.; et al. (dezembro de 2001). «The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog». The Astronomical Journal. 122 (6): 3466-3471. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920 
  9. ↑ 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 
  10. ↑ a b Schroder, C.; Schmitt, J. H. M. M. (novembro de 2007). «X-ray emission from A-type stars». Astronomy and Astrophysics. 475 (2): 677-684. Bibcode:2007A&A...475..677S. doi:10.1051/0004-6361:20077429 
  11. ↑ Makarov, V. V.; Kaplan, G. H (maio de 2005). «Statistical Constraints for Astrometric Binaries with Nonlinear Motion». The Astronomical Journal. 129 (5): 2420-2427. Bibcode:2005AJ....129.2420M. doi:10.1086/429590 
  12. ↑ Keeney, Brian A.; et al. (maio de 2019). «Stellar Occultation by Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko Observed with Rosetta's Alice Far-ultraviolet Spectrograph». The Astronomical Journal. 157 (5): artigo 173, 7 pp. Bibcode:2019AJ....157..173K. doi:10.3847/1538-3881/ab1097