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AI Phoenicis
Dados observacionais (J2000)
Constelação	Phoenix
Asc. reta	01h 09m 34,19s
Declinação	-46° 15′ 56,07″
Magnitude aparente	8,60 (8,58 a 9,35)
Características
Tipo espectral	K0IV + F7V
Cor (B-V)	0,66
Variabilidade	Binária eclipsante; (Algol)
Astrometria
Velocidade radial	-2,3 km/s
Mov. próprio (AR)	56,27 mas/a
Mov. próprio (DEC)	0,70 mas/a
Paralaxe	5,8336 ± 0,0262 mas
Distância	559,1 ± 2,5 anos-luz ; 171,4 ± 0,8 pc
Magnitude absoluta	A: 3,29 ± 0,17; B: 3,06 ± 0,13
Detalhes
Idade	4,39 ± 0,32 bilhões; de anos
Metalicidade	[Fe/H] = −0,14 ± 0,1
Estrela primária
Massa	1,2473 ± 0,0039 M☉
Raio	2,912 ± 0,014 R☉
Gravidade superficial	log g = 3,595 ± 0,014 cgs
Luminosidade	4,86+0,52; −0,46 L☉
Temperatura	5010 ± 120 K
Rotação	v sin i = 6 ± 1 km/s
Estrela secundária
Massa	1,1973 ± 0,0037 M☉
Raio	1,835 ± 0,014 R☉
Gravidade superficial	log g = 3,996 ± 0,011 cgs
Luminosidade	4,70+0,49; −0,44 L☉
Temperatura	6310 ± 150 K
Rotação	v sin i = 4 ± 1 km/s
Outras denominações
	AI Phoenicis, CD-46 322, HD 6980, HIP 5438, SAO 215389.

AI Phoenicis é uma estrela variável na constelação de Phoenix. Uma binária eclipsante do tipo Algol, sua magnitude aparente permanece constante em 8,60 na maior parte do tempo, diminuindo para 9,35 durante o eclipse do componente quente e 8,58 durante o eclipse do componente frio.^[2] Sua variabilidade foi descoberta por W. Strohmeier em 1970.^[7] A partir de medições de paralaxe pela sonda Gaia, o sistema está localizado a uma distância de 559 anos-luz (171 parsecs) da Terra,^[4] em concordância com estimativas anteriores baseadas em sua luminosidade (173 ± 11 parsecs).^[3]

A estrela primária do sistema é uma subgigante de classe K com um tipo espectral de K0IV e uma temperatura efetiva de 5 000 K, enquanto a secundária é uma estrela de classe F da sequência principal com um tipo espectral de F7V e uma temperatura de 6 300 K.^[3] A primária é evoluída e provavelmente está pouco antes do começo do ramo das gigantes vermelhas.^[5] Observações fotométricas e espectroscópicas do sistema permitiram a determinação dos parâmetros das estrelas com extrema precisão, e este sistema frequentemente é utilizado como teste de modelos de evolução estelar.^[6]^[3]^[5]^[8] As massas das estrelas, 1,247 M_☉ para a primária e 1,197 M_☉ para a secundária, são conhecidas com precisão de apenas 0,3%, enquanto os raios de 2,91 R_☉ e 1,84 R_☉ possuem incertezas de 0,8% e 0,5% respectivamente.^[5] Modelos de evolução estelar mostram que as duas estrelas têm uma idade comum de cerca de 4,4 bilhões de anos.^[5]

A órbita das estrelas tem um período de 24,59248 dias e uma excentricidade moderada de 0,1821 ± 0,0051. A observação de eclipses é permitida por sua inclinação de 88,5° em relação ao plano do céu. Os tempos de brilho mínimo durante os eclipses mostram que o período orbital do sistema não é constante,^[5] o que pode ser causado por uma terceira estrela no sistema. Uma análise do alinhamento do sistema pelo efeito Rossiter–McLaughlin sugere que o eixo de rotação da estrela secundária não é alinhado com o eixo orbital, com um ângulo de 87 ± 17° entre eles; isso também sugere interações com uma terceira estrela.^[9]

Referências

↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f «V* AI Phe -- Eclipsing binary of Algol type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 16 de fevereiro 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 ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l Torres, G.; Andersen, J.; Giménez, A. (fevereiro de 2010). «Accurate masses and radii of normal stars: modern results and applications». The Astronomy and Astrophysics Review. 18 (1-2): 67-126. Bibcode:2010A&ARv..18...67T. doi:10.1007/s00159-009-0025-1
↑ ^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
↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j Kirkby-Kent, J. A.; et al. (junho de 2016). «Absolute parameters for AI Phoenicis using WASP photometry». Astronomy & Astrophysics. 591: A124, 15 pp. Bibcode:2016A&A...591A.124K. doi:10.1051/0004-6361/201628581
↑ ^a ^b ^c ^d Andersen, J.; Clausen, J. V.; Nordstrom, B.; Gustafsson, B.; Vandenberg, D. A. (maio de 1988). «Absolute dimensions of eclipsing binaries. XIII - AI Pheonicis: A case study in stellar evolution». Astronomy and Astrophysics. 196 (1-2): 128-140. Bibcode:1988A&A...196..128A
↑ Strohmeier, W. (abril de 1972). «Three New Bright Eclipsing Binaries». Information Bulletin on Variable Stars. 665: 1. Bibcode:1972IBVS..665....1S
↑ Higl, J.; Weiss, A. (dezembro de 2017). «Testing stellar evolution models with detached eclipsing binaries». Astronomy & Astrophysics. 608: A62, 15 pp. Bibcode:2017A&A...608A..62H. doi:10.1051/0004-6361/201731008
↑ Sybilski, P.; et al. (julho de 2018). «Tracking spin-axis orbital alignment in selected binary systems: the Torun Rossiter-McLaughlin effect survey». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 478 (2): 1942-1967. Bibcode:2018MNRAS.478.1942S. doi:10.1093/mnras/sty1135