SX Phoenicis
| SX Phoenicis | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Phoenix |
| Asc. reta | 23h 46m 32,89s[1] |
| Declinação | -41° 34′ 54,77″[1] |
| Magnitude aparente | 7,12[1] (6,76 a 7,53)[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | A3V[1] |
| Cor (B-V) | 0,28[1] |
| Variabilidade | SX Phoenicis[2] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | -37 km/s[3] |
| Mov. próprio (AR) | 255,28 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | -857,04 mas/a[4] |
| Paralaxe | 11,9996 ± 0,0535 mas[4] |
| Distância | 271,8 ± 1,2 anos-luz 83,3 ± 0,4 pc |
| Magnitude absoluta | 2,73[5] |
| Detalhes | |
| Massa | 1,0[6] M☉ |
| Raio | 1,50[4] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,06 cgs[5] |
| Luminosidade | 6,6[6] L☉ |
| Temperatura | 7684[6] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = -1,4[5] |
| Rotação | v sin i = <18 km/s[7] |
| Idade | 4,07 bilhões[6] de anos |
| Outras denominações | |
| SX Phoenicis, CD-42 16457, HD 223065, HIP 117254, SAO 231773.[1] | |
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SX Phoenicis é uma estrela variável na constelação de Phoenix. Tem uma magnitude aparente média de 7,12,[1] não sendo visível a olho nu. De acordo com medições de paralaxe pela sonda Gaia, está localizada a uma distância de 272 anos-luz (83,3 parsecs) da Terra.[4]
Esta estrela é o protótipo da classe das variáveis SX Phoenicis, que são estrelas pulsantes similares às variáveis Delta Scuti mas com alta amplitude de variação e pertencendo à população II. SX Phoenicis tem uma metalicidade muito baixa, com apenas 4% do conteúdo de ferro do Sol.[5] Um membro do halo galáctico,[8] possui uma órbita retrógrada em torno do centro da Via Láctea,[9] e apresenta uma velocidade peculiar extremamente alta de 323,2+12,7
−13,3 km/s.[10] A partir de seu movimento pelo espaço, pode ser um membro do grupo de Kapteyn, um grupo de estrelas com movimento similar ao da estrela de Kapteyn.[8]
Depois da descoberta de sua variabilidade por Olin J. Eggen em 1952,[11] SX Phoenicis foi alvo de numerosos estudos que investigaram sua curva de luz e seu espectro. Essas observações revelaram que a estrela possui dois modos de pulsação com períodos de 0,055 e 0,043 dias, que correspondem a pulsações radiais na frequência fundamental e no primeiro sobretom, respectivamente. Outras frequência de pulsação são observadas, que correspondem a combinações dessas duas frequências.[12][3] Além de mudanças na magnitude, as pulsações também provocam variações de 38 km/s na velocidade radial da estrela, com as as mesmas frequências.[3] Existem evidências de que os períodos de pulsação variam em uma escala de tempo de décadas, com um possível período de variação cíclica de 43 ± 10 anos.[13] No total, a magnitude aparente visual da estrela varia entre 6,76 e 7,53.[2]
SX Phoenicis é classificada como uma estrela de classe A da sequência principal com um tipo espectral de A3V.[1] Em média, possui uma luminosidade de 6,6 vezes a luminosidade solar e uma temperatura efetiva de 7 700 K.[6] Ao longo do ciclo de pulsação primário, a temperatura varia entre 7 230 K no brilho mínimo até 8 170 K no brilho máximo; quando os dois ciclos de pulsação estão em fase, a temperatura pode atingir 8 400 K. Da mesma forma, as pulsações provocam mudanças no raio da estrela, o que é evidenciado por mudanças na gravidade superficial.[12] Modelos de evolução estelar indicam que as propriedades da estrela são consistentes com uma massa de 1,0 massa solar e uma idade de 4 bilhões de anos.[6]
A origem de SX Phoenicis, e das variáveis SX Phoenicis de forma geral, não é muito clara. Apesar de suas propriedades serem bem explicadas por evolução estelar padrão,[6] a observação de variáveis SX Phoenicis em aglomerados globulares antigos indica que essas são estrelas retardatárias azuis, presumivelmente formadas pela fusão de duas estrelas ou por interações em um sistema binário. Isso explica por que SX Phoenicis parece ser jovem, apesar de pertencer à população do halo. Nesse cenário, SX Phoenicis se formou como uma binária próxima, cujos componentes se fundiram e deram origem a uma estrela rejuvenescida, que passou a evoluir como uma estrela única.[14][9][8]
Referências
- ↑ a b c d e f g h «V* SX Phe -- Variable Star of SX Phe type (subdwarf)». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 8 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 Kim, Chulhee; McNamara, D. H.; Christensen, C. G. (dezembro de 1993). «A Photometric and Spectrographic Study of SX Pheonicis». Astronomical Journal. 106. 2493 páginas. Bibcode:1993AJ....106.2493K. doi:10.1086/116817
- ↑ a b c d e 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
- ↑ a b c d McNamara, D. (novembro de 1997). «Luminosities of SX Phoenicis, Large-Amplitude Delta Scuti, and RR Lyrae Stars». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 109: 1221–1232. Bibcode:1997PASP..109.1221M. doi:10.1086/133999
- ↑ a b c d e f g Petersen, J. O.; Christensen-Dalsgaard, J. (agosto de 1996). «Pulsation models of δ Scuti variables. I. The high-amplitude double-mode stars». Astronomy and Astrophysics. 312: 463–474. Bibcode:1996A&A...312..463P
- ↑ McNamara, D. H. (agosto de 1985). «The rotational velocities of the dwarf cepheids and related stars». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 97: 715–718. Bibcode:1985PASP...97..715M. doi:10.1086/131595
- ↑ a b c Eggen, Olin J.; Iben, Icko Jr. (fevereiro de 1989). «Starbursts, blue stragglers, and binary stars in local superclusters and groups. II - The old disk and halo populations». Astronomical Journal. 97: 431–457. Bibcode:1989AJ.....97..431E. doi:10.1086/114993
- ↑ a b Nemec, James M.; Balona, Luis A.; Murphy, Simon J.; Kinemuchi, Karen; Jeon, Young-Beom (abril de 2017). «Metal-rich SX Phe stars in the Kepler field». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 466 (2): 1290–1329. Bibcode:2017MNRAS.466.1290N. doi:10.1093/mnras/stw3072
- ↑ Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (janeiro de 2011). «A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 410 (1): 190-200. Bibcode:2011MNRAS.410..190T. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x
- ↑ Eggen, O. J. (dezembro de 1952). «The Short-Period variable HD 223065». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 64 (381). 305 páginas. Bibcode:1952PASP...64..305E. doi:10.1086/126503
- ↑ a b Rolland, A.; Rodriguez, E.; Lopez de Coca, P.; Garcia-Pelayo, J. M. (dezembro de 1991). «Stromgren photometry of the short-period variable star SX Phoenicis». Astronomy and Astrophysics, Suppl. Ser. 91. 347 páginas. Bibcode:1991A&AS...91..347R
- ↑ Landes, H.; Bambery, K. R.; Coates, D. W.; Thompson, K. (maio de 2007). «Long-Term Changes in the Periods of SX Phe». Publications of the Astronomical Society of Australia. 24: 41–45. Bibcode:2007PASA...24...41L. doi:10.1071/AS06025
- ↑ McNamara, D. H. (outubro de 2011). «Delta Scuti, SX Phoenicis, and RR Lyrae Stars in Galaxies and Globular Clusters». The Astronomical Journal. 142 (4): artigo 110, 22 pp. Bibcode:2011AJ....142..110M. doi:10.1088/0004-6256/142/4/110