Beta Phoenicis (β Phe, β Phoenicis) é uma estrela binária[3] na constelação de Phoenix. Tem uma uma magnitude aparente visual combinada de 3,30,[1] sendo a segunda estrela mais brilhante da constelação. O sistema é formado por duas estrelas gigantes de classe G, ambas de tipo espectral de G8III.[3] Individualmente, suas magnitudes aparentes são iguais a 4,10 e 4,19.[2] A órbita do par é bem conhecida por observações visuais, tendo um período de 168 anos, semieixo maior de 0,938 segundos de arco e excentricidade orbital de 0,716.[6] Estima-se que cada estrela tenha uma massa de cerca de 2,5–3,0 vezes a massa solar e luminosidade cerca de 100 vezes maior que a solar.[7]

β Phoenicis
Dados observacionais (J2000)
Constelação Phoenix
Asc. reta 01h 06m 05,04s[1]
Declinação -46° 43′ 06,28″[1]
Magnitude aparente 3,30[1] (4,10 + 4,19)[2]
Características
Tipo espectral G8III + G8III:[3]
Cor (U-B) 0,56[1]
Cor (B-V) 0,89[1]
Astrometria
Velocidade radial -1,1 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -33,64 ± 2,42 mas/a[4]
Mov. próprio (DEC) 15,00 ± 1,62 mas/a[4]
Paralaxe 17,63 ± 2,09 mas[4]
Distância 185 ± 22 anos-luz
57 ± 7 pc
Magnitude absoluta 0,29[5]
Detalhes
Temperatura 5090[5] K
Rotação v sin i = 11,4 ± 0,6 km/s[5]
Outras denominações
β Phoenicis, CD-476 324, HR 322, HD 6595, HIP 5165, SAO 215365.[1]
Beta Phoenicis

A presença de duas estrelas similares próximas dificulta a medição da distância até Beta Phoenicis. O catálogo Hipparcos original lista uma paralaxe de 16,46 ± 22,22 milissegundos de arco (mas), mas uma nota individual sobre esta estrela diz que "investigações feitas após a finalização do catálogo levaram a uma solução mais provável" com uma paralaxe de 17,63 ± 2,09 mas, correspondendo a uma distância de 57 ± 7 parsecs.[4] A nova redução dos dados da sonda Hipparcos dá uma paralaxe de 0,12 ± 14,62 mas.[8] O segundo lançamento de dados da sonda Gaia lista as duas estrelas do sistema individualmente, mas apenas uma delas tem uma paralaxe, de 6,1483 ± 1,3970 mas. Esse valor corresponde a uma distância de 160 ± 40 parsecs, mas além da margem de erro formal a solução astrométrica apresenta indicadores de possuir qualidade muito ruim.[9] Um catálogo antigo de paralaxes por observatórios terrestres lista um valor de 20 ± 16 mas, correspondendo a uma distância de 50 parsecs.[10] Uma distância de aproximadamente 200 anos-luz (60 parsecs) é estimada a partir da luminosidade típica de duas gigantes G8, e esse valor também corresponde a massas estelares apropriadas quando as leis de Kepler são aplicadas à órbita conhecida.[7]

Um sistema binário formado por gigantes significa que ambas evoluíram aproximadamente ao mesmo tempo, e que eram originalmente anãs de massa similar. O estado evolucionário de Beta Phoenicis não é conhecido; as estrelas podem estar no ramo das gigantes vermelhas—possuindo núcleos inertes de hélio—ou já estão fundindo hélio em carbono e oxigênio na fase do red clump.[7]

Referências

  1. a b c d e f g h «* bet Phe -- Double or multiple star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 15 de dezembro de 2018 
  2. 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 
  3. a b c Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (setembro de 2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (2): 869-879. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x 
  4. a b c d Perryman, M. A. C.; et al. (julho de 1997). «The HIPPARCOS Catalogue». Astronomy and Astrophysics. 323: L49-L52. Bibcode:1997A&A...323L..49P  Nota sobre Beta Phoenicis
  5. a b c Ammler-von Eiff, M.; Reiners, A. (junho de 2012). «New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: are there two populations of differentially rotating stars?». Astronomy & Astrophysics. 542: A116, 31 pp. Bibcode:2012A&A...542A.116A. doi:10.1051/0004-6361/201118724 
  6. Malkov, O. Yu.; Tamazian, V. S.; Docobo, J. A.; Chulkov, D. A (outubro de 2012). «Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries». Astronomy & Astrophysics. 546: id.A69, 5 pp. Bibcode:2012A&A...546A..69M. doi:10.1051/0004-6361/201219774 
  7. a b c Kaler, James B. «BETA PHE (Beta Phoenicis)». Stars. Consultado em 21 de dezembro de 2018 
  8. van Leeuwen, F. (novembro de 2007). «Validation of the new Hipparcos reduction». Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653-664. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357 
  9. 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
  10. van Altena, W. F.; Lee, J. T.; Hoffleit, E. D. (1995). The general catalogue of trigonometric [stellar] parallaxes 4ª ed. New Haven, CT: Yale University Observatory. Bibcode:1995gcts.book.....V