AI Phoenicis - AI Phoenicis
Data pozorování Epocha J2000Rovnodennost J2000 | |
---|---|
Souhvězdí | Phoenix |
Správný vzestup | 01h 09m 34.19s[1] |
Deklinace | −46° 15′ 56.07″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 8.58 – 9.35[2] |
Vlastnosti | |
Spektrální typ | K0IV + F7V[3] |
Variabilní typ | Algol[2] |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R.proti) | −0.750 ± 0.012[4] km / s |
Správný pohyb (μ) | RA: +56.27[1] mas /rok Prosinec: +0.70[1] mas /rok |
Paralaxa (π) | 5.8336 ± 0.0262[1] mas |
Vzdálenost | 559 ± 3 ly (171.4 ± 0.8 ks ) |
Absolutní velikost (M.PROTI) | A: 3,29 ± 0,17[3] B: 3,06 ± 0,13[3] |
Obíhat | |
Doba (P) | 24,592483 ± 0,000017 dní[5] |
Poloviční hlavní osa (A) | 47.855 ± 0.019 R☉[4] |
Excentricita (E) | 0.1821 ± 0.0051[5] |
Sklon (i) | 88.502 ± 0.039[5]° |
Argument periastronu (ω) (sekundární) | 110.73 ± 0.78[5]° |
Semi-amplituda (K.1) (hlavní) | 51.16 ± 0.03[4] km / s |
Semi-amplituda (K.2) (sekundární) | 49.11 ± 0.02[4] km / s |
Detaily | |
Kovovost [Fe / H] | −0.14 ± 0.1[6] dex |
Stáří | 4.39 ± 0.32[5] Gyr |
Hlavní | |
Hmotnost | 1.2473 ± 0.0039[5] M☉ |
Poloměr | 2.912 ± 0.014[5] R☉ |
Zářivost | 4.86+0.52 −0.46[3] L☉ |
Povrchová gravitace (logG) | 3.595 ± 0.014[3] cgs |
Teplota | 5,010 ± 120[3] K. |
Rychlost otáčení (proti hříchi) | 6 ± 1[6] km / s |
Sekundární | |
Hmotnost | 1.1973 ± 0.0037[5] M☉ |
Poloměr | 1.835 ± 0.014[5] R☉ |
Zářivost | 4.70+0.49 −0.44[3] L☉ |
Povrchová gravitace (logG) | 3.996 ± 0.011[3] cgs |
Teplota | 6,310 ± 150[3] K. |
Rychlost otáčení (proti hříchi) | 4 ± 1[6] km / s |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
AI Phoenicis je proměnná hvězda v souhvězdí z Phoenix. An Algol -typ zákrytová binárka, své zdánlivá velikost je po většinu času konstantní na 8,58, prudce klesá na 9,35 během primárního zatmění a na 8,89 během sekundárního zatmění.[2] Variabilitu systému objevil W. Strohmeier v roce 1972.[8] Z paralaxa měření pomocí Gaia kosmická loď, systém je umístěn ve vzdálenosti 560 světelné roky (171 parsecs ) ze Země,[1] v souladu s dřívějšími odhady založenými na jeho svítivosti (173 ± 11 parseků).[3]
Primární hvězda je typu K. subgiant s spektrální typ K0IV a an efektivní teplota 5 000K., zatímco sekundární je Hvězda hlavní sekvence typu F se spektrálním typem F7V a teplotou 6300 K. Primární složka, i když je vizuálně slabší, je o něco světlejší než sekundární díky své vyšší infračervený výstup.[3] Primární je na konci svého hlavní sekvence života a je pravděpodobné, že v krátké kontrakční fázi známé jako a háček, kde jaderná fúze vodíku přestala, ale spalování skořápek ještě nezačalo, než vystoupal k větev červeného obra.[5] Fotometrická a spektroskopická pozorování umožnila přímé stanovení parametrů hvězd s extrémní přesností a tento systém se často používá k testování hvězdná evoluce modely.[6][3][5][9] Masy hvězd, 1,247 M☉ pro primární a 1,197 M☉ pro sekundární, jsou známy s přesností pouhých 0,3%, zatímco poloměry 2,91 R☉ a 1,84 R☉ mají nejistotu 0,8%, respektive 0,5%.[5] Hvězdné evoluční modely ukazují, že hvězdy mají běžný věk přibližně 4,4 miliardy let.[5]
Oběžná dráha AI Phoenicis má a doba 24,59 248 dnů a mírný excentricita 0,1821 ± 0,0051. Pozorování zatmění umožňuje jeho 88,5 ° sklon do roviny oblohy. Časy minimálního osvětlení ukazují, že oběžná doba systému není konstantní,[5] což může být způsobeno třetí hvězdou v systému. Analýza vyrovnání systému metodou Rossiter – McLaughlinův efekt naznačuje, že sekundární osa rotace hvězd není zarovnána s orbitální osou, přičemž úhel mezi nimi je 87 ± 17 °, což také naznačuje interakce s třetí hvězdou.[10]
Vyšetřování pokračuje s TESS observatoř v roce 2020. Viz Arxiv astro-ph.SR/2003.09295 [1]
Reference
- ^ A b C d E F Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Shrnutí obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na Vezír.
- ^ A b C Samus ', N.N; Kazarovets, E. V; Durlevich, O. V; Kireeva, N. N; Pastukhova, E. N (2017). "Obecný katalog proměnných hvězd: Verze GCVS 5.1". Zprávy o astronomii. 61 (1): 80. Bibcode:2017ARep ... 61 ... 80S. doi:10.1134 / S1063772917010085. S2CID 125853869.
- ^ A b C d E F G h i j k l Torres, G .; Andersen, J .; Giménez, A. (2010). "Přesné hmotnosti a poloměry normálních hvězd: moderní výsledky a aplikace". Astronomy and Astrophysics Review. 18 (1–2): 67–126. arXiv:0908.2624. Bibcode:2010A & ARv..18 ... 67T. doi:10.1007 / s00159-009-0025-1. S2CID 14006009.
- ^ A b C d Hełminiak, K. G .; Konacki, M .; Ratajczak, M .; Muterspaugh, M. W. (2009). „Orbitální a fyzikální parametry zákrytových binárních souborů z katalogu All-Sky Automated Survey - I. Ukázka systémů s hmotností komponent mezi 1 a 2 Msluneční". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 400 (2): 969. arXiv:0908.3471. Bibcode:2009MNRAS.400..969H. doi:10.1111 / j.1365-2966.2009.15513.x. S2CID 16668225.
- ^ A b C d E F G h i j k l m n Kirkby-Kent, J. A .; Maxted, P. F. L .; Serenelli, A. M .; Turner, O. D .; Evans, D. F .; Anderson, D. R .; Hellier, C .; West, R. G. (2016). Msgstr "Absolutní parametry pro AI Phoenicis pomocí WASP fotometrie". Astronomie a astrofyzika. 591: A124. arXiv:1605.07059. Bibcode:2016A & A ... 591A.124K. doi:10.1051/0004-6361/201628581. S2CID 56113989.
- ^ A b C d Andersen, J .; Clausen, J. V .; Nordstrom, B .; Gustafsson, B .; Vandenberg, D. A. (1988). „Absolutní rozměry zákrytových dvojhvězd. XIII. AI Phoenicis: Casestudy ve hvězdném vývoji“. Astronomie a astrofyzika. 196: 128. Bibcode:1988A & A ... 196..128A.
- ^ "AI Phe". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 17. února 2019.
- ^ Strohmeier, W. (1972). "Tři nové jasné zákrytové binární soubory". Informační bulletin o proměnných hvězdách. 665: 1. Bibcode:1972IBVS..665 .... 1S.
- ^ Higl, J .; Weiss, A. (2017). „Testování hvězdných evolučních modelů s oddělenými zákrytovými binárními soubory“. Astronomie a astrofyzika. 608: A62. Bibcode:2017A & A ... 608A..62H. doi:10.1051/0004-6361/201731008.
- ^ Sybilski, P .; Pawłaszek, R. K .; Sybilska, A .; Konacki, M .; Hełminiak, K. G .; Kozłowski, S. K .; Ratajczak, M. (2018). „Sledování orbitálního vyrovnání osy rotace ve vybraných binárních systémech: průzkum efektu Torun Rossiter-McLaughlin“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 478 (2): 1942. arXiv:1805.00520. Bibcode:2018MNRAS.478.1942S. doi:10.1093 / mnras / sty1135. S2CID 119008317.