Nu Phoenicis
| 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 | |
| Temperatura superficiale |
|
| Metallicità | 140% del Sole |
| Età stimata | 4,2 miliardi di anni |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | +4,96 |
| Magnitudine ass. |
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| Parallasse | 66.16 mas |
| Moto proprio | AR: 665.13 mas/anno Dec: 177.63 mas/anno |
| Velocità radiale | +11,5 km/s |
| Nomenclature alternative | |
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
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
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
- 1 2 3 4 Stellar parameters of nearby cool stars (Takeda+, 2007), su vizier.u-strasbg.fr.
- ↑ Catalogue of spectroscopic abundances in stars (Borkova, 2005) Dati sul sito VizieR
- ↑ Geneva-Copenhagen survey re-analysis (Casagrande, 2011), su vizier.u-strasbg.fr.
- ↑ 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.