| AE Phoenicis | |
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| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Phoenix |
| Asc. reta | 01h 32m 32,93s[1] |
| Declinação | -49° 31′ 41,29″[1] |
| Magnitude aparente | 7,56 a 8,25[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | G0V + G0V[2] |
| Cor(B-V) | 0,60[1] |
| Variabilidade | Binária eclipsante (W UMa)[2] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 21,2 km/s[3] |
| Mov. próprio (AR) | 151,48 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | -53,94 mas/a[4] |
| Paralaxe | 19,4490 ± 0,0260 mas[4] |
| Distância | 167,70 ± 0,22anos-luz 51,42 ± 0,07pc |
| Magnitude absoluta | 4,104[5] |
| Detalhes | |
| Idade | 3,20 ± 1,62 bilhões[8] deanos |
| Estrela primária | |
| Massa | 1,38 ± 0,06[6]M☉ |
| Raio | 1,29 ± 0,03[6]R☉ |
| Luminosidade | 1,74+0,30 −0,26[6]L☉ |
| Temperatura | 6083[7]K |
| Estrela secundária | |
| Massa | 0,63 ± 0,02[6]M☉ |
| Raio | 0,81 ± 0,02[6]R☉ |
| Luminosidade | 0,83+0,15 −0,12[6]L☉ |
| Temperatura | 6310[7]K |
| Outras denominações | |
| AE Phoenicis,CD-50 410,HD 9528,HIP 7183,SAO 215545.[1] | |
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AE Phoenicis é umaestrela variável naconstelação dePhoenix. Umabinária eclipsante, suamagnitude aparente tem um máximo de 7,56, diminuindo para 8,25 durante o eclipse primário e 8,19 durante o eclipse secundário.[2] Com base em medições deparalaxe pela sondaGaia, o sistema está a uma distância de aproximadamente 168 anos-luz (51,4 parsecs) da Terra.[4]
AE Phoenicis é umabinária de contato do tipoW Ursae Majoris, formada por duas estrelas tão próximas que suas superfícies tocam uma na outra. Elas estão separadas por 2,70raios solares[8] e levam 0,3624 dias para completar umaórbita.[7] Ambas são classificadas comoestrelas de classe G da sequência principal comtipos espectrais de G0V.[2] Comtemperaturas efetivas de 6083 e 6310 K, o sistema é classificado como uma variável W Ursae Majoris do subtipo W, em que a estrela primária (mais luminosa) é mais fria que a secundária; por isso, os eclipses primários são causados pelaocultação da estrela secundária.[7] A órbita é circular[9] e estáinclinada em 86,5° em relação ao plano do céu.[7]
A combinação de dadosfotométricos e espectroscópicos permitiram a determinação direta dos parâmetros de AE Phoenicis. O componente primário tem uma massa de 1,38 vezes amassa solar e um raio de 1,29 vezes, enquanto o secundário tem 0,63 vezes a massa solar e 0,81 vezes o raio solar.[6] Na luz visível, a estrela primária contribui para 66,5% da luminosidade do sistema, enquanto a secundária contribui para o resto (33,5%).[7] Acurva de luz do eclipse apresenta várias assimetrias e variações que indicam a presença demanchas na superfície das estrelas. A reconstrução da superfície da binária revelou cobertura significativa de manchas em toda a superfície de ambas as estrelas, e as manchas parecem variar rapidamente em escala de tempo de dias.[3]
Como as duas estrelas estão em contato, existe consideráveltransferência de massa da estrela secundária para a primária. Estima-se que inicialmente o componente secundário era o mais massivo, com 1,69 vezes a massa solar, enquanto o primário tinha uma massa inicial de 1,02 vezes a solar.[8] O período orbital do sistema parece estar aumentando à taxa de 6,17×102999200000000000000♠−8 dias por ano, o que é evidência direta da transferência de matéria.[7] O sistema surgiu como uma binária normal com uma separação estimada de 12,39 raios solares e período estimado de 3,07 dias, que por perda demomento angular evoluiu até a configuração de contato atual.[8] No futuro é provável que as duas estrelas se fundam, formando uma estrela única de rotação rápida.[10]
O segundo lançamento de dados da sonda Gaia lista uma estrela de magnitude 16,5 (banda G) que possui paralaxe emovimento próprio similares ao de AE Phoenicis, indicando que pode ser uma companheira física. Essa estrela está separada de AE Phoenicis por 6,0segundos de arco e tem uma temperatura efetiva estimada de 4 640 K.[4]
.doi:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier