Xi fénix
xi fénix |
---|
Estrella |
|
ascensión recta |
00 h 41 min 46.30 s [ 1] |
declinación |
−56° 30′ 5.24″ [1] |
Distancia |
68,4336 ± 0,4229 ud [9] |
Magnitud aparente ( V ) |
5,70 [2] + 9,98 [3] |
Constelación |
Fénix |
Velocidad radial ( Rv ) |
+9,8 ± 2,9 [4] km/s |
movimiento adecuado |
• ascensión recta |
+90,79 [1] mas por año |
• declinación |
+57,19 [1] mas por año |
Paralaje (π) |
14,92 ± 0,35 [1] mas |
clase espectral |
A3 Vp(SrCr v. st; K sn) [5] |
Indice de color |
• B-V |
+0.19 [2] |
variabilidad |
α 2 CVn [6] |
Peso |
1,85 [7] + 0,81 [8] METRO ⊙ |
Radio |
2,04 ± 0,26 + ? R⊙_ _ |
Años |
93 [7] + ? años |
La temperatura |
8300±250 +? k |
Luminosidad |
17+? L⊙ _ |
Rotación |
22,5±2 +? |
ξ Phe, CD −57° 137, HD 3980, HIP 3277, HR 183, SAO 232152, WDS J00418-5630A |
SIMBAD |
datos |
¿ Información en Wikidata |
Xi Phoenix ( ξ Phoenicis , ξ Phe ) es una estrella binaria visual [3] en la constelación de Phoenix . La estrella es apenas visible a simple vista; la magnitud estelar aparente es 5,70. [2] La paralaje anual es de 14,92 mas , [1] la distancia al Sol es de unos 219 años luz . Este sistema se aleja del Sol con una velocidad radial de unos +10 km/s. [cuatro]
A partir de 2007, los dos componentes del sistema estelar estaban a una distancia angular de unos 13,06 segundos de arco entre sí, el ángulo de posición era de 252,5°. Esta distancia angular corresponde a una distancia proyectiva de alrededor de 875,4 UA. . La relación de las masas de los componentes es 0,38. [ocho]
El componente principal es una estrella Ap químicamente peculiar perteneciente al tipo espectral A3 Vp(SrCr v. st; K sn) , donde se indica entre paréntesis la presencia de fuertes líneas de absorción de estroncio y cromo en el espectro. [5] El campo magnético alcanza los 7 gauss en las regiones polares. El contenido de elementos químicos varía en diferentes áreas de la superficie: el litio y el oxígeno tienen una mayor concentración cerca de los polos magnéticos. [3] La luminosidad de la estrella varía con una amplitud de aproximadamente 0,13 de magnitud, el período de rotación se estima en 4 días. [10] No se observan pulsaciones rápidas de brillo; la estrella probablemente no pertenece a la clase de estrellas Ap de oscilación rápida . [once]
Notas
- ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (2007), Validación de la nueva reducción de Hipparcos , Astronomy and Astrophysics Vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:20078357
- ↑ 1 2 3 primos, AWJ; Lake, R. & Stoy, RH (1966), Magnitudes fotoeléctricas y colores de las estrellas del sur, II, Boletines del Observatorio Real T. 121
- ↑ 1 2 3 Nesvacil, N.; Luftinger, T.; Shulyak, D. & Obbrugger, M. (enero de 2012), imágenes Doppler de elementos múltiples de la estrella CP2 HD 3980 , Astronomy & Astrophysics T. 537: 10, A151 , DOI 10.1051/0004-6361/201117097
- ↑ 1 2 de Bruijne, JHJ & Eilers, A.-C. (octubre de 2012), Velocidades radiales para el proyecto HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion , Astronomy & Astrophysics Vol . 546: 14, A61 , DOI 10.1051/0004-6361/201219219
- ↑ 1 2 Abt, Helmut A. & Morrell, Nidia I. (1995), La relación entre las velocidades de rotación y las peculiaridades espectrales entre las estrellas de tipo A , Suplemento de revista astrofísica Vol . 99:135 , DOI 10.1086/192182
- ↑ Samus, N. N.; Kazarovets, EV; Durlevich, OV y Kireeva, NN (2017), Catálogo general de estrellas variables: versión GCVS 5.1, Astronomy Reports vol. 61(1): 80−88
- ↑ 1 2 David, Trevor J. & Hillenbrand, Lynne A. (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 Tel. 804 (2): 146 , DOI 10.1088/0004-637X/804/2/146
- ↑ 1 2 De Rosa, RJ; Paciencia, J.; Wilson, PA y Schneider, A. (enero de 2014), La encuesta VAST - III. The multiplicity of A-type stars within 75 pc , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vol .437 (2): 1216–1240 , doi 10.1093/mnras/stt1932
- ↑ Gaia Data Release 2 (inglés) / Consorcio de análisis y procesamiento de datos , Agencia Espacial Europea - 2018.
- ↑ Obbrugger, M.; Luftinger, T.; Nesvacil, N. & Kochukhov, O. (abril de 2008), Primeros resultados de la imagen Doppler multielemento de la estrella CP HD3980, Contribuciones del Observatorio Astronómico Skalnaté Pleso T. 38 (2): 347−352
- ↑ Elkin, VG; Kurtz, DW; Freyhammer, LM y Hubrig, S. (noviembre de 2008), Una búsqueda de pulsaciones rápidas en la estrella HD3980 magnéticamente fría y químicamente peculiar , Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society, volumen 390 (3): 1250−1257 , DOI 10.1111/j. 1365-2966.2008.13819.x
Estrellas de la constelación de Phoenix |
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Bayer |
- α
- β
- γ
- d
- εd:Q3730750
- ζ
- ηd:Q5176935
- θd:Q10382054
- vd:Q3281126
- kd:Q3812902
- λ¹d:Q5176982
- λ²d:Q10316116
- md:Q5176985
- v
- ξ
- πd:Q10349314
- pags
- σd:Q10371431
- τd:Q10378375
- υd:Q10388202
- φ
- xd:Q11114535
- ψd:Q5177004
- ωd:Q10340834
|
---|
Variables |
- Rd:Q56303939
- Sd:Q56303969
- Td:Q56303971
- tud:Q56303972
- Vd:Q56303973
- Wd:Q56303977
- Xd:Q56303962
- Yd:Q56303960
- Zd:Q56303979
- SX
- ANUNCIOd:Q60957940
- AEd:Q61039811
- AIre:Q61746010
- A. W.d:Q11173730
- Arizona
- cama y desayunod:Q11173732
- BDd:Q11173733
- BVd:Q15875735
- CDd:Q12064516
- director generald:Q2207878
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sistemas planetarios |
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Extragaláctico |
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Otro |
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