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Nu Phoenicis

Nu Phoenicis es una estrella de secuencia principal de tipo F en la constelación austral de Phoenix . Es visible a simple vista con una magnitud visual aparente de 4,95. [2] Se trata de un análogo solar , lo que significa que sus propiedades observadas parecen similares a las del Sol , aunque es algo más masiva. A una distancia estimada de alrededor de 49,5  años luz , [4] esta estrella se encuentra relativamente cerca del Sol .

Según las observaciones del exceso de radiación infrarroja de esta estrella, es posible que posea un anillo de polvo que se extiende hacia afuera varias UA desde un borde interior que comienza a 10 UA. [8]

Propiedades

Se trata de una estrella de secuencia principal de tipo F con un tipo espectral de F9V Fe+0,4, [3] lo que indica que es similar al Sol pero algo más caliente y luminosa. La notación 'Fe+0,4' indica fuertes líneas de absorción de hierro; la estrella es, de hecho, rica en metales , con una abundancia de hierro un 45% mayor que la del Sol. Nu Phoenicis tiene una masa estimada de 1,17 veces la masa solar y un radio de 1,26 veces el radio solar . Brilla con aproximadamente el doble de la luminosidad solar a una temperatura efectiva de 6.070  K. [5]

Nu Phoenicis tiene una velocidad de rotación proyectada de 3,7 km/s, [5] y un índice de actividad cromosférica bajo ( log R′ HK = −4,95). [9] Estos valores indican que la estrella no es particularmente joven y tiene una edad de unos pocos miles de millones de años; las calibraciones empíricas estiman a partir de la velocidad de rotación una edad de 2.400 millones de años, y a partir del índice de actividad una edad de 5.670 millones de años. [9] De manera similar, los modelos de evolución estelar estiman una edad entre 1 y 6 mil millones de años, con un valor más probable de 4.200 millones de años. [6]

Nu Phoenicis no tiene compañeros conocidos y se considera que es una estrella única. [5] Como es una estrella brillante similar al Sol, ha sido el objetivo de varios estudios que buscaban planetas con el método de velocidad radial , pero no se ha logrado detectarla. Las observaciones de alta precisión con el espectrógrafo HARPS muestran que la velocidad radial de la estrella no tiene una variabilidad significativa y es constante en 2,67 m/s, un valor similar al nivel de fluctuación estimado de 2,48 m/s. [10] La estrella también ha sido incluida en las observaciones de la Búsqueda de Planetas Anglo-Australiana , que no encontró análogos de Júpiter con períodos de hasta 6000 días. [11]

Nu Phoenicis emite una cantidad significativa de exceso de infrarrojos , en comparación con la emisión esperada de la fotosfera de la estrella, lo que indica que tiene un disco de escombros circunestelares que es calentado por la estrella y emite radiación térmica . [8] El exceso se ha detectado en longitudes de onda largas , entre 30 [8] y 100  μm , [12] lo que indica polvo relativamente frío a muchas unidades astronómicas de distancia de la estrella. Modelando la emisión como un cuerpo negro , el disco tiene una temperatura estimada de 96 K y un radio de 12 UA, lo que contribuye al 0,00024% de la luminosidad del sistema. [12]

Véase también

Referencias

  1. ^ ab van Leeuwen, F. (noviembre de 2007), "Validación de la nueva reducción de Hipparcos", Astronomy and Astrophysics , 474 (2): 653–664, arXiv : 0708.1752 , Bibcode :2007A&A...474..653V, doi :10.1051/0004-6361:20078357, S2CID  18759600.
  2. ^ abcd Mermilliod, J.-C. (1986), "Compilación de datos UBV de Eggen, transformados a UBV (no publicados)", Catálogo de datos UBV de Eggen. SIMBAD : 0, Bibcode :1986EgUBV........0M.
  3. ^ ab Gray, RO; et al. (julio de 2006), "Contribuciones al proyecto de estrellas cercanas (NStars): espectroscopia de estrellas anteriores a M0 dentro de 40 pc-La muestra del sur", The Astronomical Journal , 132 (1): 161–170, arXiv : astro-ph/0603770 , Bibcode :2006AJ....132..161G, doi :10.1086/504637, S2CID  119476992.
  4. ^ abcde Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .
  5. ^ abcde Fuhrmann, K.; Chini, R.; Kaderhandt, L.; Chen, Z. (2017). "Multiplicidad entre estrellas de tipo solar". The Astrophysical Journal . 836 (1): 139. Bibcode :2017ApJ...836..139F. doi : 10.3847/1538-4357/836/1/139 .
  6. ^ ab Casagrande, L.; et al. (junio de 2011), "Nuevas restricciones sobre la evolución química del vecindario solar y los discos galácticos. Parámetros astrofísicos mejorados para el sondeo Ginebra-Copenhague", Astronomy and Astrophysics , 530 : A138, arXiv : 1103.4651 , Bibcode :2011A&A...530A.138C, doi :10.1051/0004-6361/201016276, S2CID  56118016.
  7. ^ "nu. Phe - Estrella de alto movimiento propio", Base de datos astronómica SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , consultado el 22 de diciembre de 2015 .
  8. ^ abc Beichman, CA; Tanner, A.; Bryden, G.; Stapelfeldt, KR; et al. (2006). "Espectros IRS de estrellas de tipo solar: una búsqueda de análogos del cinturón de asteroides". Astrophysical Journal . 639 (2): 1166–1176. arXiv : astro-ph/0601467 . Código Bibliográfico :2006ApJ...639.1166B. doi :10.1086/499424. S2CID  13493797.
  9. ^ ab Vican, Laura (junio de 2012), "Determinación de la edad de 346 estrellas cercanas en el sondeo Herschel DEBRIS", The Astronomical Journal , 143 (6): 135, arXiv : 1203.1966 , Bibcode :2012AJ....143..135V, doi :10.1088/0004-6256/143/6/135, S2CID  118539505.
  10. ^ Zechmeister, M.; et al. (2013). "El programa de búsqueda de planetas en el ESO CES y HARPS. IV. La búsqueda de análogos de Júpiter alrededor de estrellas similares al Sol". Astronomía y Astrofísica . 592 : A78. arXiv : 1211.7263 . Código Bibliográfico :2013A&A...552A..78Z. doi :10.1051/0004-6361/201116551. S2CID  53694238.
  11. ^ Wittenmyer, Robert A.; Butler, RP; Tinney, CG; Horner, Jonathan; Carter, BD; Wright, DJ; Jones, HRA; Bailey, J.; O'Toole, Simon J. (2016). "La búsqueda angloaustraliana de planetas XXIV: la frecuencia de los análogos de Júpiter". The Astrophysical Journal . 819 (1): 28. arXiv : 1601.05465 . Código Bibliográfico :2016ApJ...819...28W. doi : 10.3847/0004-637x/819/1/28 . S2CID  118430306.
  12. ^ ab Montesinos, B.; et al. (septiembre de 2016), "Incidencia de discos de escombros alrededor de estrellas FGK en el vecindario solar", Astronomy & Astrophysics , 593 : 31, arXiv : 1605.05837 , Bibcode :2016A&A...593A..51M, doi :10.1051/0004-6361/201628329, S2CID  55251562, A51.

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