Zeta Phoenicis
| ζ Phoenicis | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Phoenix |
| Asc. reta | 01h 08m 23,08s[1] |
| Declinação | -55° 14′ 44,73″[1] |
| Magnitude aparente | 3,924[2] (3,91 a 4,42)[3] RST 1205 B: 7,0[4] RMK 2 B: 8,0[4] |
| Características | |
| Tipo espectral | AB: B6V B8V[5] RST 1205 B: A7V[6] RMK 2 B: F1V[6] |
| Cor (U-B) | -0,398[2] |
| Cor (B-V) | -0,121[2] |
| Variabilidade | binária eclipsante (Algol)[3] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | AB: 15,3 ± 1,0 km/s[4] RST 1205 B: 11,8 ± 3 km/s[4] RMK 2 B: 13,5 km/s[4] |
| Mov. próprio (AR) | 20,38 mas/a[7] |
| Mov. próprio (DEC) | 31,74 mas/a[7] |
| Paralaxe | 11,2080 ± 0,3468 mas[7] |
| Distância | 272,9 ± 12,4 anos-luz 83,7 ± 3,8[5] pc |
| Magnitude absoluta | A: −0,37 ± 0,12[5] B: 0,90 ± 0,11[5] |
| Detalhes[5] | |
| Idade | 50 milhões de anos |
| ζ Phoenicis A | |
| Massa | 3,921 ± 0,045 M☉ |
| Raio | 2,852 ± 0,015 R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,1210 ± 0,0040 cgs |
| Luminosidade | 314 79 −63 L☉ |
| Temperatura | 14400 ± 800 K |
| Rotação | v sin i = 85 ± 8 km/s[4] |
| ζ Phoenicis B | |
| Massa | 2,545 ± 0,026 M☉ |
| Raio | 1,854 ± 0,011 R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,3076 ± 0,0046 cgs |
| Luminosidade | 64 14 −12 L☉ |
| Temperatura | 12000 ± 600 K |
| Rotação | v sin i = 75 ± 8 km/s[4] |
| RST 1205 B | |
| Massa | 1,73 ± 0,26[8] M☉ |
| Outras denominações | |
| Wurren,[9] ζ Phoenicis, CD-55 267, HR 338, HD 6882, HIP 5348, SAO 232306.[1] | |
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Zeta Phoenicis (ζ Phoenicis) é um sistema estelar múltiplo na constelação de Phoenix, formado por pelo menos quatro estrelas. O componente primário é uma binária eclipsante consistindo de duas estrelas de classe B próximas, que completam uma órbita em apenas 1,67 dias. Duas companheiras visuais, de classes A e F, foram identificadas a separações de 0,5 e 6,4 segundos de arco do par principal, a primeira possuindo uma órbita conhecida. O sistema tem uma magnitude aparente visual combinada de 3,91, podendo diminuir para até 4,42 durante o eclipse primário, o suficiente para ser diferenciado a olho nu.[10] A partir de sua luminosidade, estima-se que o sistema esteja a aproximadamente 270 anos-luz (85 parsecs) da Terra.[5]
Binária eclipsante
[editar | editar código-fonte]O componente primário do sistema é uma binária eclipsante do tipo Algol,[3] em uma órbita com período de 1,6698 dias e inclinação de 87,8°.[6] O eclipse primário é anular e acontece quando a estrela secundária passa na frente da primária, enquanto o eclipse secundário é total e acontece quando a estrela secundária é ocultada pela primária; cada eclipse tem aproximadamente 5 horas de duração. A magnitude aparente do sistema cai para até 4,42 durante os eclipses primários, e até 4,22 durante os eclipses secundários. O eclipse secundário não ocorre exatamente na metade do período entre dois eclipses primários (fase 0,5), o que é evidência de uma órbita levemente excêntrica.[2][6] A excentricidade é estimada em 0,011, e da variação dos momentos de mínimo dos eclipses calcula-se uma taxa de precessão apsidal de 0,028° por órbita, o equivalente a um período de precessão de 58,5 anos.[8]
A estrela é também uma binária espectroscópica de linha dupla, o que significa que são observadas as linhas espectrais de ambas as estrelas, que variam pelo efeito Doppler ao longo da órbita do par. A combinação de dados espectroscópicos e fotométricos permite a determinação direta dos parâmetros da estrelas com alta precisão.[4][5] Em especial, a massa e o raio das estrelas são conhecidos com incerteza de apenas 1%. A estrela primária tem uma massa de 3,92 vezes a massa solar e um raio de 2,85 vezes o raio solar, enquanto a secundária tem 2,55 vezes a massa solar e 1,85 vezes o raio solar. As temperaturas e luminosidades são mais incertas, pois não são medidas diretamente; é estimado que a primária e secundária tenham, respectivamente, temperaturas efetivas de 14 400 e 12 000 K e luminosidades de 310 e 64 vezes a solar.[5]
As duas estrelas são estrelas de classe B da sequência principal, sendo classificadas com tipos espectrais de B6V e B8V.[5] Elas estão separadas por apenas 0,05 UA,[10] o suficiente para que tenham evoluído como se fossem isoladas, sem transferência de matéria. O sistema não possui uma metalicidade conhecida, o que dificulta a comparação com modelos teóricos de evolução estelar; assumindo metalicidade solar, uma idade aproximada de 50 milhões de anos foi estimada.[5] Com velocidades de rotação de 85 e 75 km/s, a estrela primária apresenta rotação sincronizada, mas a secundária parece estar girando rápido demais, o que é inesperado dada a idade do sistema.[4] No futuro, quando a estrela primária evoluir para uma gigante, ela preencherá seu lóbulo de Roche e começará a transferir matéria para a secundária, formando uma binária de contato.[10]
Companheiras visuais
[editar | editar código-fonte]A binária eclipsante possui duas companheiras visuais, que possuem magnitudes aparentes de 7,0 e 8,0 e estão separadas do par principal por 0,5 e 6,4 segundos de arco.[4] Elas são conhecidas, respectivamente, pelos códigos RST 1205 B e RMK 2 B.[4][11] A estrela mais próxima é uma estrela de classe A da sequência principal com um tipo espectral de A7V.[6] Sua órbita é conhecida por observações visuais e pelo efeito na luz da binária eclipsante, tendo um período de 220 anos, semieixo maior de 74 UA, e excentricidade de 0,37. Da órbita, uma massa dinâmica de 1,73 ± 0,26 massas solares é calculada, consistente com o tipo espectral.[8] A estrela mais afastada é uma estrela de classe F da sequência principal com um tipo espectral estimado de F1V[6] ou F3V[4], e seu período orbital é estimado em 5000 anos.[12]
| Período | 220,9 ± 3,5 anos |
| Excentricidade | 0,366 ± 0,082 |
| Argumento do periastro | 97,1 ± 2,2° |
| Inclinação | 64,4 ± 3,0° |
| Longitude do nó ascendente | 33,5 ± 4,9° |
| Semieixo maior | 859,5 ± 137,2 mas |
Nos catálogos da sonda Gaia, a binária eclipsante junto com a companheira a 0,6" são consideradas um objeto único, e a companheira mais afastada é diferenciada a uma separação de 6,7 segundos de arco. Outras duas estrelas, a separações de 191 e 217 segundos de arco, possuem paralaxe e movimento próprio similares aos do sistema, indicando que podem ser fisicamente associadas. Elas possuem magnitudes aparentes de 15,8 e 15,0 (banda G) e temperaturas efetivas estimadas de 4 600 e 3 800 K.[13]
| Identificador | Separação (arcsec) |
Paralaxe (mas) |
Movimento próprio RA (mas) |
Movimento próprio DEC (mas) |
Magnitude G |
|---|---|---|---|---|---|
| 4913847589156808960 | 0 | 11,2080 ± 0,3468 | 20,375 ± 0,273 | 31,739 ± 0,399 | 4,032716 |
| 4913847589156809088 | 6,748 | 12,1895 ± 0,2299 | 17,667 ± 0,186 | 23,973 ± 0,278 | 8,021059 |
| 4913847073760793088 | 190,837 | 11,5404 ± 0,0315 | 19,845 ± 0,029 | 25,691 ± 0,036 | 15,770515 |
| 4913842778793439360 | 217,367 | 11,5887 ± 0,0241 | 18,164 ± 0,022 | 26,423 ± 0,027 | 14,983404 |
Nomenclatura
[editar | editar código-fonte]Não há consenso sobre a nomenclatura de cada componente do sistema. No Catálogo de Estrelas Duplas Washington[11] e no Catálogo de Estrelas Múltiplas de A. Tokovinin,[12] a binária eclipsante é desisgnada de componente A (primária Aa e secundária Ab), e as companheiras visuais são os componentes B e C. Em outras publicações a binária eclipsante é formada pelos componentes A e B,[6][4][5] e as companheiras visuais são identificadas pelos códigos RST 1205 B e RMK 2 B.[6][4]
Em 2016, a União Astronômica Internacional organizou um grupo para catalogar e padronizar nomes próprios estelares; em 17 de novembro de 2017, foi aprovado o nome Wurren para a estrela primária do sistema.[14][9] O nome tem origem na cultura do povo aborígene Wardaman, do norte da Austrália, e nesse contexto significa "peixe pequeno", fazendo referência à estrela adjacente Achernar, que representa um rio.[15]
Referências
- ↑ a b c «* zet Phe -- Eclipsing binary of Algol type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 25 de novembro de 2018
- ↑ a b c d Dachs, J. (maio de 1971). «UBV photometry of the eclipsing binary Zeta Phoenicis». Astronomy and Astrophysics. 12: 286 - 296. Bibcode:1971A&A....12..286D
- ↑ 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 c d e f g h i j k l m n Andersen, J. (fevereiro de 1983). «Spectroscopic observations of eclipsing binaries. V - Accurate mass determination for the B-type systems V539 Arae and ζ Phoenicis». Astronomy and Astrophysics. 118 (2): 255-261. Bibcode:1983A&A...118..255A
- ↑ a b c d e f g h i j k 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
- ↑ a b c d e f g h Clausen, J. V.; Gyldenkerne, K.; Grønbech, B. (janeiro de 1976). «Four-color photometry of eclipsing binaries. IIIb: Zeta Phoenicis, analysis of light curves and determination of absolute dimensions». Astronomy and Astrophysics. 46: 205 - 212. Bibcode:1976A&A....46..205C
- ↑ 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 Catálogo VizieR Catálogo VizieR Catálogo VizieR
- ↑ a b c d Zasche, P.; Wolf, M. (novembro de 2007). «Combining astrometry with the light-time effect: The case of VW Cep, ζ Phe and HT Vir». Astronomische Nachrichten. 328 (9): 928. Bibcode:2007AN....328..928Z. doi:10.1002/asna.200710828
- ↑ a b «IAU Catalog of Star Names». Working Group on Star Names (WGSN). Consultado em 5 de dezembro de 2018
- ↑ a b c Kaler, James B. «ZETA PHE (Zeta Phoenicis)». Stars. Consultado em 4 de dezembro de 2018
- ↑ a b 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
- ↑ a b Tokovinin, Andrei (março de 2018). «The Updated Multiple Star Catalog». The Astrophysical Journal Supplement Series. 235 (1): artigo 6, 11. Bibcode:2018ApJS..235....6T. doi:10.3847/1538-4365/aaa1a5
- ↑ 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
- ↑ «IAU Approves 86 New Star Names From Around the World». União Astronômica Internacional. Consultado em 5 de dezembro de 2018
- ↑ «IAU WGSN». Working Group on Star Names (WGSN). Consultado em 5 de dezembro de 2018