BD Phoenicis
| BD Phoenicis | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Phoenix |
| Asc. reta | 01h 50m 54,44s[1] |
| Declinação | -50° 12′ 22,09″[1] |
| Magnitude aparente | 5,929[1] (5,90 a 5,94)[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | A1Va λ Boo[3] |
| Cor (B-V) | 0,151[1] |
| Variabilidade | δ Scuti[2] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 3,0 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -47,85 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | -3,70 mas/a[4] |
| Paralaxe | 12,7260 ± 0,0447 mas[4] |
| Distância | 256,3 ± 0,9 anos-luz 78,58 ± 0,28 pc |
| Magnitude absoluta | 1,5 ± 0,1[5] |
| Detalhes | |
| Massa | 2,02 ± 0,04[5] M☉ |
| Gravidade superficial | log g = 3,91 ± 0,08 cgs[5] |
| Luminosidade | 20,5 ± 0,34[6] L☉ |
| Temperatura | 7818 ± 38[6] K |
| Rotação | v sin i = 120 ± 5 km/s[5] |
| Idade | 813 38 −89 milhões[5] de anos |
| Outras denominações | |
| BD Phoenicis, CD-50 514, HR 541, HD 11413, HIP 8593, SAO 232542.[1] | |
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BD Phoenicis é uma estrela variável na constelação de Phoenix. Tem uma magnitude aparente visual média de 5,93,[1] sendo visível a olho nu em excelentes condições de visualização. Com base em medições de paralaxe pela sonda Gaia, está localizada a aproximadamente 256 anos-luz (78,6 parsecs) da Terra.[4] Sua magnitude absoluta é calculada em cerca de 1,5.[5]
BD Phoenicis é uma estrela Lambda Boötis, uma classe incomum de estrelas peculiares que têm abundâncias muito baixas de elementos do grupo do ferro. Em particular, suas abundâncias de carbono e oxigênio são aproximadamente iguais à do Sol, mas sua abundância de ferro é de apenas 4% da solar.[5] BD Phoenicis também é uma variável pulsante do tipo Delta Scuti, variando de magnitude aparente entre 5,90 e 5,94.[2] Um estudo de sua curva de luz detectou sete períodos de pulsação entre 50 e 84 minutos, o mais intenso, de 57 minutos, possuindo uma amplitude de 9 milimagnitudes. Pulsações são comuns em estrelas Lambda Boötis, sendo mais frequentes do que em estrelas normais do mesmo tipo espectral.[5]
O espectro de BD Phoenicis indica que esta é uma estrela de classe A da sequência principal com um tipo espectral de A1Va.[3] Modelos de evolução estelar indicam que a estrela tem aproximadamente o dobro da massa solar e uma idade de aproximadamente 800 milhões de anos, tendo completado cerca de 83% do seu tempo de sequência principal.[5] Está irradiando energia de sua fotosfera com uma luminosidade de 21 vezes a luminosidade solar a uma temperatura efetiva de 7 800 K.[6] BD Phoenicis tem um espectro composto que indica que é uma estrela binária, mas não se sabe nada sobre a estrela companheira.[7][6]
Observações de BD Phoenicis pelo Observatório Espacial Herschel detectaram um excesso de radiação infravermelha da estrela, indicando a presença de um disco de detritos no sistema. Modelando a emissão como um corpo negro, estima-se que a poeira tenha uma temperatura de 55 ± 2 K e esteja a uma distância de 118 ± 10 UA da estrela. Já foi proposto que a existência de discos de detritos pode estar relacionada com o fenômeno Lambda Boötis.[6]
Referências
- ↑ a b c d e f g «V* BD Phe -- Variable Star of delta Sct type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 12 de janeiro de 2019
- ↑ 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
- ↑ a b Gray, R. O.; Garrison, R. F. (dezembro de 1987). «The early A type stars - Refined MK classification, confrontation with Stroemgren photometry, and the effects of rotation». Astrophysical Journal Supplement Series. 65: 581-602. Bibcode:1987ApJS...65..581G. doi:10.1086/191237
- ↑ 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:1804.09365
. doi:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier
- ↑ a b c d e f g h i Koen, C.; et al. (fevereiro de 2003). «The pulsational characteristics of the λ Bootis type star BD Phe (HD 11413)». Monthly Notice of the Royal Astronomical Society. 338 (4): 931-938. Bibcode:2003MNRAS.338..931K. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06149.x
- ↑ a b c d e Draper, Z. H.; et al. (fevereiro de 2016). «IR excesses around nearby Lambda Boo stars are caused by debris discs rather than ISM bow waves». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 456 (1): 459-476. Bibcode:2016MNRAS.456..459D. doi:10.1093/mnras/stv2696
- ↑ Faraggiana, R.; Bonifacio, P.; Caffau, E.; Gerbaldi, M.; Nonino, M. (outubro de 2004). «λ Bootis stars with composite spectra». Astronomy and Astrophysics. 425: 615-626. Bibcode:2004A&A...425..615F. doi:10.1051/0004-6361:20040216