Alpha Pictoris – Wikipédia, a enciclopédia livre

α Pictoris
Dados observacionais (J2000)
Constelação Pictor
Asc. reta 06h 48m 11,5s[1]
Declinação -61° 56′ 29,0″[1]
Magnitude aparente 3,27[2]
Características
Tipo espectral A8 Vn kA6[1][3]
A7 IV[4][5][6]
Cor (U-B) +0,13[2]
Cor (B-V) +0,21[2]
Astrometria
Velocidade radial 15,3 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -66,07 mas/a[1]
Mov. próprio (DEC) 242,97 mas/a[1]
Paralaxe 33,78 ± 1,78 mas[1]
Distância 97 ± 5 anos-luz
30 ± 2 pc
Magnitude absoluta 0,90
Detalhes
Massa 2,22 ± 0,07[5] M☉
Raio 3,1[4] R☉
Gravidade superficial 3,48 cgs (log g)[7]
Luminosidade 39[5] L☉
Temperatura 7 550[5] K
Metalicidade [M/H] = -0,11[3]
Rotação 230 km/s[6]
Idade 700 milhões[8] de anos
Outras denominações
CD-61 1478, FK5 262, GJ 248, HR 2550, HD 50241, HIP 32607, SAO 249647.[1]
Alpha Pictoris

Alpha Pictoris (α Pic, α Pictoris) é a estrela mais brilhante da constelação de Pictor, com uma magnitude aparente visual de 3,27.[4] Está próxima o suficiente para ter sua distância da Terra medida por paralaxe, o que dá um valor de aproximadamente 97 anos-luz (30 parsecs).[1] É a Estrela Polar sul do planeta Mercúrio.[9]

Alpha Pictoris é uma estrela Lambda Boötis[10] de classe A com um tipo espectral de A7 IV,[4][5][6] o que a classifica como estrela subgigante, ou A8 Vn kA6,[1][3] o que a classifica como estrela da sequência principal, com a notação 'n' indicando que suas linhas de absorção estão largas e nebulosas devido a uma alta velocidade de rotação, de mais de 230 km/s.[6] Essa incerteza na classificação é consistente com o fato de que, a uma idade de 700 milhões de anos,[8] já passou por 94% de seu tempo na sequência principal,[5] indicando que está quase cessando a fusão de hidrogênio no núcleo. Alpha Pictoris tem 2,2 vezes a massa solar e 3,1 vezes o raio solar.[4][5] Está brilhando com 39 vezes a luminosidade solar a uma temperatura efetiva de 7 550 K,[5] a qual lhe dá a coloração branca típica de estrelas de classe A.[11]

Alpha Pictoris é uma fonte de raios X, com uma luminosidade de 6,52×1021 W,[12] o que é anormal pois modelos estelares preveem que estrelas de classe A não possuem campos magnéticos. Isso sugere que a emissão de raios X é originada de uma estrela companheira de baixa massa.[4][7] Essa hipótese é fortalecida por dados obtidos na missão Hipparcos, os quais mostram que Alpha Pictoris pode ser uma binária astrométrica, com semieixo maior de aproximadamente 1 UA e período orbital entre 1 300 e 3 000 dias.[10]

Ver também

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Referências

  1. ↑ a b c d e f g h i j «SIMBAD query result - alf Pic». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 1 de outubro de 2014 
  2. ↑ a b c Johnson, H. L.; Mitchell, R. I.; Iriarte, B.; Wisniewski, W. Z (1966). «UBVRIJKL photometry of the bright stars». Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 4. 99 páginas. Bibcode:1966CoLPL...4...99J 
  3. ↑ a b c Gray, R. O.; et al. (julho de 2006), «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 parsecs: The Northern Sample I», The Astronomical Journal, 132 (1): 161–170, Bibcode:2006AJ....132..161G, arXiv:astro-ph/0603770Acessível livremente, doi:10.1086/504637 
  4. ↑ a b c d e f Kaler, James B. «ALPHA PIC (Alpha Pictoris)». Stars. Consultado em 1 de outubro de 2014 
  5. ↑ a b c d e f g h Zorec, J.; Royer, F (janeiro de 2012). «Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities». Astronomy & Astrophysics. 537. pp. A120, 22. Bibcode:2012A&A...537A.120Z. doi:10.1051/0004-6361/201117691 
  6. ↑ a b c d van Belle, Gerard T (março de 2012). «Interferometric observations of rapidly rotating stars». The Astronomy and Astrophysics Review. 20 (1). pp. id. 51. Bibcode:2012A&ARv..20...51V. doi:10.1007/s00159-012-0051-2 
  7. ↑ a b Hempel, M.; Schmitt, J. H. M. M (outubro de 2003). «High resolution spectroscopy of circumstellar material around A stars». Astronomy and Astrophysics. 408. pp. 971–979. Bibcode:2003A&A...408..971H. doi:10.1051/0004-6361:20030946 
  8. ↑ a b Vican, Laura (junho de 2012). «Age Determination for 346 Nearby Stars in the Herschel DEBRIS Survey». The Astronomical Journal. 143 (6). pp. artigo 135, 9. Bibcode:2012AJ....143..135V. doi:10.1088/0004-6256/143/6/135 
  9. ↑ Moore, Patrick (2007), Moore on Mercury: the planet and the missions, ISBN 1846282578, Springer, p. 121 
  10. ↑ a b Goldin, A.; Makarov, V. V (setembro de 2006). «Unconstrained Astrometric Orbits for Hipparcos Stars with Stochastic Solutions». The Astrophysical Journal Supplement Series. 166 (1). pp. 341–350. Bibcode:2006ApJS..166..341G. doi:10.1086/505939 
  11. ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 3 de outubro de 2014 
  12. ↑ Schröder, C.; Schmitt, J. H. M. M (novembro de 2007). «X-ray emission from A-type stars». Astronomy and Astrophysics. 475 (2). pp. 677–684. Bibcode:2007A&A...475..677S. doi:10.1051/0004-6361:20077429 
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