| λ1 Phoenicis | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Phoenix |
| Asc. reta | 00h 31m 24,98s[1] |
| Declinação | -48° 48′ 12,68″[1] |
| Magnitude aparente | 4,77[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | A1Va[1] |
| Cor (B-V) | 0,02[1] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | -2,0 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | 140,56 mas/a[2] |
| Mov. próprio (DEC) | 19,65 mas/a[2] |
| Paralaxe | 18,4705 ± 0,1326 mas[2] |
| Distância | 176,6 ± 1,3 anos-luz 54,1 ± 0,4 pc |
| Magnitude absoluta | 1,1 |
| Detalhes | |
| Massa | 2,25 ± 0,15[3] M☉ |
| Raio | 2,1[4] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,17 ± 0,14 cgs[3] |
| Luminosidade | 30[5] L☉ |
| Temperatura | 9931 ± 338[3] K |
| Rotação | v sin i = 111 km/s[3] |
| Idade | 190–460 milhões[3] de anos |
| Outras denominações | |
| λ1 Phoenicis, CD-49 115, FK5 15, HR 125, HD 2834, HIP 2472, SAO 215131.[1] | |
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Lambda1 Phoenicis (λ1 Phoenicis) é uma provável estrela binária[6] na constelação de Phoenix. Tem uma magnitude aparente visual de 4,77,[1] sendo visível a olho nu em boas condições de visualização. Com base em medições de paralaxe, está localizada a uma distância de cerca de 177 anos-luz (54 parsecs) da Terra.[2]
Esta estrela apresenta velocidade radial variável, tendo sido identificada como uma provável binária espectroscópica de linha única, mas nenhuma órbita foi publicada.[6][7] O componente primário é uma estrela de classe A da sequência principal com um tipo espectral de A1Va[1] e uma temperatura efetiva de 9 900 K.[3] Tem uma massa estimada de 2,25 vezes a massa solar,[3] um raio de 2,1 vezes o raio solar[4] e está brilhando com cerca de 30 vezes a luminosidade solar.[5] Apresenta uma rápida taxa de rotação, com uma velocidade de rotação projetada de 111 km/s.[3] Sua idade, estimada por modelos de evolução estelar, provavelmente está entre 190 e 460 milhões de anos.[3]
Observações de λ1 Phoenicis pelos telescópios espaciais Spitzer e WISE detectaram excesso significativo de emissão infravermelha no sistema, indicando a presença de um disco de detritos ao redor da estrela.[5][4] Existem evidências de que o disco é formado por um componente frio e outro mais quente, modelados com temperaturas de 69 e 192 K, cada um colaborando para 0,0015% da luminosidade do sistema.[5]
Referências
- ↑ a b c d e f g h i «* lam01 Phe -- High proper-motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 17 de outubro de 2018
- ↑ 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 f g h i 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 páginas. Bibcode:2015ApJ...804..146D. doi:10.1088/0004-637X/804/2/146
- ↑ a b c Patel, Rahul I.; Metchev, Stanimir A.; Heinze, Aren (maio de 2014). «A Sensitive Identification of Warm Debris Disks in the Solar Neighborhood through Precise Calibration of Saturated WISE Photometry». The Astrophysical Journal Supplement Series. 212 (1): artigo 10, 23. Bibcode:2014ApJS..212...10P. doi:10.1088/0067-0049/212/1/10
- ↑ a b c d Ballering, Nicholas P.; Rieke, George H.; Su, Kate Y. L.; Montiel, Edward (setembro de 2013). «A Trend between Cold Debris Disk Temperature and Stellar Type: Implications for the Formation and Evolution of Wide-orbit Planets». The Astrophysical Journal. 775 (1): artigo 55, 14. Bibcode:2013ApJ...775...55B. doi:10.1088/0004-637X/775/1/55
- ↑ a b 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
- ↑ Lagrange, A.-M.; Desort, M.; Galland, F.; Udry, S.; Mayor, M. (fevereiro de 2009). «Extrasolar planets and brown dwarfs around A-F type stars. VI. High precision RV survey of early type dwarfs with HARPS». Astronomy and Astrophysics. 495 (1): 335-352. Bibcode:2009A&A...495..335L. doi:10.1051/0004-6361:200810105
