Ni Phoenicis

Ni Phoenicis

Constelación	Fénix
Ascensión recta α	01h 15min 11.2s
Declinación δ	-45º 31’ 54’’
Distancia	49,1 ± 0,5 años-luz
Magnitud visual	+4,96
Magnitud absoluta	+4,08
Luminosidad	1,87 soles
Temperatura	6016 K
Masa	1,16 soles
Radio	1,22 soles
Tipo espectral	F8V
Velocidad radial	+11,5 km/s

Ni Phoenicis o Nu Phoenicis (ν Phe / HD 7570 / HR 370)^[1] es una estrella de magnitud aparente +4,96 situada en la constelación de Fénix. Se encuentra a 49,1 años luz del Sistema Solar.

Ni Phoenicis es una enana amarilla de tipo espectral F8V con una temperatura superficial de 6016 K.^[2] Más grande que el Sol —su radio aproximadamente es un 22% más grande que el radio solar—, brilla con una luminosidad un 87% mayor que la de nuestra estrella.^[3] Parece tener una mayor metalicidad que el Sol, con una abundancia relativa de hierro un 34% mayor.^[2] Otros elementos como sodio, silicio y níquel muestran una tendencia similar. Con una masa de 1,16 masas solares, parece ser una estrella poco más joven que el Sol, con una edad de 4200 millones de años.^[4] Su velocidad de rotacion es igual o superior a 4,3 km/s,^[3] más del doble de la que tiene el Sol.

El exceso de radiación emitida en el infrarrojo sugiere que Ni Phoenicis se halla rodeada de un disco circumestelar de polvo semejante al de HN Pegasi o HD 76151. De acuerdo a modelos teóricos, el borde interior del disco se sitúa a 10 UA de la estrella, con una anchura de varias UA.^[5]

Véase también

• Lista de estrellas brillantes más cercanas

Referencias

1. ↑ Nu Phoenicis (SIMBAD)
2. ↑ ^{a b} Ramírez, I.; Allende Prieto, C.; Lambert, D. L. (2007). «Oxygen abundances in nearby stars. Clues to the formation and evolution of the Galactic disk». Astronomy and Astrophysics 456 (1). pp. 271-289 (Tabla consultada en CDS). http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...465..271R&db_key=AST&nosetcookie=1. 
3. ↑ ^{a b} Valenti, Jeff A.; Fischer, Debra A. (2005). «Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs». The Astrophysical Journal Supplement Series 159 (1). pp. 141-166. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2005ApJS..159..141V&db_key=AST&nosetcookie=1. 
4. ↑ Nordström, B.; Mayor, M.; Andersen, J.; Holmberg, J.; Pont, F.; Jørgensen, B. R.; Olsen, E. H.; Udry, S.; Mowlavi, N. (2004). «The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 F and G dwarfs». Astronomy and Astrophysics 418. pp. 989-1019 (Tabla consultada en CDS). http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2004A%26A...418..989N&db_key=AST&nosetcookie=1. 
5. ↑ Beichman, C. A.; Tanner, A.; Bryden, G.; Stapelfeldt, K. R.; Werner, M. W.; Rieke, G. H.; Trilling, D. E.; Lawler, S.; Gautier, T. N. (2006). «IRS Spectra of Solar-Type Stars: A Search for Asteroid Belt Analogs». The Astrophysical Journal 639 (2). pp. 1166-1176. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2006ApJ...639.1166B&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=4379e0cbc924453.