Nu Phoenicis

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Nu Phoenicis
Classificazione Nana bianco-gialla
Classe spettrale F8V
Distanza dal Sole 49,1 anni luce
Costellazione Fenice
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta 01h 15m 11,21s
Declinazione -45° 31′ 54″
Dati fisici
Raggio medio 1,25[1] R
Massa
1,17[1] M
Temperatura
superficiale
6 100 K (media)
Metallicità 140% del Sole
Età stimata 4,2 miliardi di anni
Dati osservativi
Magnitudine app. +4,96
Magnitudine ass. +4,08
Parallasse 66.16 mas
Moto proprio AR: 665.13 mas/anno
Dec: 177.63 mas/anno
Velocità radiale +11,5 km/s
Nomenclature alternative
HD 7570, HR 370, HIP 5862, SAO 215428.

Nu Phoenicis (ν Phe / HD 7570) è una stella di sequenza principale situata a 49 anni luce dal Sistema solare, nella costellazione della Fenice[2].

Osservazione[modifica | modifica sorgente]

Si tratta di una stella situata nell'emisfero australe celeste, e la sua posizione moderatamente australe fa sì che questa stella sia osservabile specialmente dall'emisfero sud, in cui si mostra alta nel cielo nella fascia temperata; dall'emisfero boreale la sua osservazione risulta invece più penalizzata, specialmente al di fuori della sua fascia tropicale, e risulta invisibile più a nord del parallelo 44°N. Nell'emisfero sud invece appare circumpolare solo nelle aree più interne del continente antartico. La sua magnitudine pari a 4,96 fa sì che possa essere scorta solo con un cielo sufficientemente libero dagli effetti dell'inquinamento luminoso.

Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra luglio e novembre; nell'emisfero sud è visibile anche per buona parte dell'inverno, grazie alla declinazione australe della stella, mentre nell'emisfero nord può essere osservata in particolare durante i mesi autunnali boreali.

Caratteristiche fisiche[modifica | modifica sorgente]

Nu Phoenicis è una stella molto simile al Sole; di tipo spettrale F8V è appena un po' più calda e più luminosa, mentre la sua massa è 1,17 volte quella solare[1]. L'età media risulta essere, in uno degli ultimi studi, di 4,2 miliardi di anni[3] mentre altri studi la indicano mediamente inferiore, di 2,88 ± 1,92 miliardi di anni [1]. Pare anche avere una metallicità maggiore di quella del Sole, il ferro risulta infatti essere del 34% maggiore di quello della stella madre del sistema solare.

L'eccesso di radiazione infrarossa emessa suggerisce la presenza di un disco circumstellare attorno alla stella, che secondo i modelli teorici, si trova, con il suo bordo interno, a circa 10 UA di distanza[4]

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ a b c d Stellar parameters of nearby cool stars (Takeda+, 2007)
  2. ^ Catalogue of spectroscopic abundances in stars (Borkova, 2005) Dati sul sito VizieR
  3. ^ Geneva-Copenhagen survey re-analysis (Casagrande, 2011)
  4. ^ Beichman, C. A.; Tanner, A.; Bryden, G.; Stapelfeldt, K. R.; Werner, M. W.; Rieke, G. H.; Trilling, D. E.; Lawler, S.; Gautier, T. N., IRS Spectra of Solar-Type Stars: A Search for Asteroid Belt Analogs in The Astrophysical Journal, vol. 639, n. 2, 2006. pp. 1166-1176.

Voci correlate[modifica | modifica sorgente]

Collegamenti esterni[modifica | modifica sorgente]

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