AD Phoenicis
| AD Phoenicis | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Phoenix |
| Asc. reta | 01h 16m 38,07s[1] |
| Declinação | -39° 42′ 31,33″[1] |
| Magnitude aparente | 10,27 a 10,80[2] |
| Características | |
| Cor (B-V) | 0,59[1] |
| Variabilidade | Binária eclipsante (W UMa)[2] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 0,77 km/s[3] |
| Mov. próprio (AR) | -3,24 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | 23,04 mas/a[4] |
| Paralaxe | 4,9818 ± 0,0311 mas[4] |
| Distância | 654,7 ± 4,1 anos-luz 200,7 ± 1,3 pc |
| Detalhes[3] | |
| Estrela primária | |
| Massa | 1,004 M☉ |
| Raio | 1,18 R☉ |
| Temperatura | 6155 K |
| Estrela secundária | |
| Massa | 0,378 M☉ |
| Raio | 0,77 R☉ |
| Temperatura | 6115 K |
| Outras denominações | |
| AD Phoenicis, CD-40 288, HIP 5955[1] | |
  | |
AD Phoenicis é uma estrela variável na constelação de Phoenix. Uma binária eclipsante, sua magnitude aparente tem um máximo de 10,27, diminuindo para até 10,80 durante os eclipses primário e secundário, aproximadamente iguais.[2] Com base em medições de paralaxe pela sonda Gaia, o sistema está a uma distância de aproximadamente 655 anos-luz (201 parsecs) da Terra.[4]
AD Phoenicis é uma binária de contato do tipo W Ursae Majoris, formada por duas estrelas tão próximas que suas superfícies tocam uma na outra. Elas estão separadas por 2,46 raios solares e levam 0,3799 dias para completar uma órbita. A estrela primária tem uma massa de 1,00 massa solar e um raio de 1,18 raios solares, enquanto a secundária tem 0,38 massas solares e 0,77 raios solares. Suas temperaturas superficiais são muito semelhantes, 6 155 e 6 115 K, o que é a causa de os eclipses serem aproximadamente iguais. Na luz visível, a estrela primária contribui para 71,2% da luminosidade do sistema, enquanto a secundária contribui para o resto (28,8%). A curva de luz do eclipse apresenta uma assimetria que é melhor explicada pela presença de uma grande mancha na superfície da estrela primária, cerca de 700 K mais fria que o resto da fotosfera.[3]
Variações no período orbital do sistema foram detectadas, que foram modeladas como uma diminuição contínua no período mais uma oscilação cíclica. A diminuição no período de aproximadamente 1,5×10−7 dias por ano provavelmente é causada por transferência de matéria da estrela secundária para a primária, enquanto a oscilação pode ser explicada por uma terceira estrela no sistema ou por um ciclo de atividade magnética. Na hipótese de uma terceira estrela, sua órbita teria um período de 56,2 ± 0,9 anos e uma excentricidade de 0,36 ± 0,01. Uma massa mínima de 0,257 massas solares é calculada, a qual corresponde a uma anã vermelha de tipo espectral M4–M5, consistente com a falta de evidências dessa estrela na fotometria ou espectroscopia.[3]
Referências
- ↑ a b c d «V* AD Phe -- Eclipsing binary of W UMa type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 13 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 c d Pi, Qing-feng; et al. (dezembro de 2017). «Magnetic Activity and Period Variation Studies of the Short-period Eclipsing Binaries. II. V1101 Her, AD Phe, and NSV 455 (J011636.15-394955.7)». The Astronomical Journal. 154 (6): artigo 260, 15 pp. Bibcode:2017AJ....154..260P. doi:10.3847/1538-3881/aa9438
- ↑ 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
