Phi Phoenicis - Phi Phoenicis
Data pozorování Epocha J2000.0 Rovnodennost J2000.0 (ICRS ) | |
---|---|
Souhvězdí | Phoenix |
Správný vzestup | 01h 54m 22.03347s[1] |
Deklinace | −42° 29′ 49.0183″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 5.115[2] |
Vlastnosti | |
Spektrální typ | B9pHgMn[3] B9V[4] |
U-B barevný index | −0.125[2] |
B-V barevný index | −0.06[2] |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R.proti) | 10.44±0.04[5] km / s |
Správný pohyb (μ) | RA: −34.77[6] mas /rok Prosinec: −30.06[6] mas /rok |
Paralaxa (π) | 10.4831 ± 0.2468[6] mas |
Vzdálenost | 311 ± 7 ly (95 ± 2 ks ) |
Absolutní velikost (M.PROTI) | 0.243±0.076[7] |
Obíhat[5] | |
Doba (P) | 1,126.11±0,16 d |
Poloviční hlavní osa (A) | 36,3 mas[3] |
Excentricita (E) | 0.589±0.004 |
Sklon (i) | 93±4.7[3]° |
Periastron epocha (T) | 2453766.2 ± 2.2 |
Argument periastronu (ω) (sekundární) | 3.52±0,01 [rad]° |
Semi-amplituda (K.1) (hlavní) | 9.21±0.09 km / s |
Detaily | |
φ Phe A | |
Hmotnost | 3.0±0.12[3] M☉ |
Poloměr | 2.817±0.157[7] R☉ |
Zářivost | 87±7[7] L☉ |
Povrchová gravitace (logG) | 3.8±0.1[7] cgs |
Teplota | 10,500±200[7] K. |
Kovovost [Fe / H] | 0.15[3] dex |
Otáčení | 9.53077±0,00011 d[5] |
Rychlost otáčení (proti hříchi) | 13.62±0.22[7] km / s |
Stáří | 260[3] Myr |
φ Phe B | |
Hmotnost | 0.91 ± 0.025[3] M☉ |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
Phi Phoenicis, Latinsky z φ Phoenicis, je a binární hvězda[3] systém na jihu souhvězdí z Phoenix. Je slabě viditelný pouhým okem s zdánlivá vizuální velikost z 5.1.[2] Založeno na ročním posun paralaxy ze dne 10.48mas jak je vidět ze Země,[6] nachází se kolem 310světelné roky z slunce. Pohybuje se od Slunce pomocí a radiální rychlost 10,4 km / s.[5]
Primární hvězda
Primární složkou je a Hvězda hlavní sekvence typu B. s hvězdná klasifikace B9 V.[4] Je to typ chemicky zvláštní hvězda známý jako HgMn hvězda, což znamená, že vykazuje nadměrné množství povrchů určitých prvků, včetně rtuti a manganu, a nedostatků v jiných, včetně helia, kobaltu atd.[9] Hvězda má asi tři[3] krát hmota Slunce a vyzařuje 87[7] krát Svítivost slunce od jeho fotosféra opálení efektivní teplota asi 10 500 K.[7]
Rekonstrukce povrchu Phi Phoenicis pomocí Dopplerovské zobrazování ukázaly, že je heterogenní s oblastmi různého množství elementů. Zejména se tvoří hvězda skvrny s vysokým nebo nízkým výskytem yttria, stroncia, titanu a chrómu. Porovnání map hojnosti v různých epochách odhalilo, že konfigurace skvrn se liší v měsíčních nebo ročních časových měřítcích.[9][5] Spektrální čáry nepravidelně rozložených prvků ukazují variace, které umožňují určit přesnou dobu rotace 9,53 dne, a také ukazují důkazy o dlouhodobých změnách hojnosti. Analýza skvrn naznačuje, že osa otáčení je nakloněna k přímce pohledu pod úhlem asi 53 °, a ukazuje důkazy o velmi slabém diferenciální rotace.[5] Hvězdné body pravděpodobně způsobují milimagnitudové variace jasu Phi Phoenicis, i když neexistují žádná přesná pozorování, která by to potvrzovala.[10]
Původ hvězdných skvrn a chemických anomálií ve hvězdách HgMn je nejistý a vyvolal polemiku. Typicky, například pro Hvězdy Ap a Bp „nehomogenně distribuovaným prvkům se připisuje velká organizace magnetické pole, ale u hvězd HgMn neexistuje přesvědčivá detekce magnetických polí. V roce 2012 studie tvrdila, že detekovala slabé magnetické pole ve Phi Phoenicis korelované se skvrnami,[4] ale toto bylo zpochybněno.[7][11] Předpokládá se, že difúzní procesy v atmosféře mohou souviset s chemickými anomáliemi, ale to kvantitativně nevysvětluje pozorované variace.[7]
Sekundární hvězda
Phi Phoenicis je jednořadý spektroskopická binárka s doba 1126 dní a an excentricita 0,59. Neexistují žádné důkazy o dalších hvězdách v systému, ale v minulosti to bylo považováno za trojitý systém kvůli detekci nesprávné spektroskopické periody.[3]
Variabilita radiální rychlost Phi Phoenicis byl objeven při prvních spektroskopických pozorováních hvězdy v roce 1911,[12] a byla potvrzena v roce 1982, ale data byla stále inkluzivní a nebyla stanovena žádná oběžná dráha.[13] První orbitální řešení bylo konečně zveřejněno v roce 1999, což poskytlo období 41,4 dne.[14] Ve stejné době, v roce 1997, Katalog Hipparcos byla zveřejněna odhalující, že Phi Phoenicis je astrometrický binární s odhadovaným obdobím 878 dnů (řešení kruhové oběžné dráhy). Tak se Phi Phoenicis stal trojitým hvězdným systémem s viditelnou hvězdou, spektroskopickým společníkem a astrometrickým společníkem.[15] Studie z roku 2013 s novými daty radiální rychlosti s vysokým rozlišením z FEROS, HARPS a CORALIE spektrografy ukázaly, že doba spektroskopické oběžné dráhy se ve skutečnosti blíží 1126 dnům, a ne 41,4 dnům;[5] to naznačuje, že spektroskopický společník je stejný jako detekovaný astrometrický údaj. Ve stejném roce jiná studie přizpůsobila astrometrická data spektroskopické oběžné dráze a odhalila orbitál sklon systému a umožňuje odhadnout vlastnosti sekundární hvězdy.[3]
Dráha systému je vysoce excentricita a je vidět téměř z boku, se sklonem 93 ± 4,7 °. Vysoká nejistota znamená, že výskyt zatmění je možné, i když je nepravděpodobné. Z tohoto sklonu a za předpokladu hmotnosti 3,0M☉ pro primární, funkce binární hmotnosti lze použít k výpočtu hmotnosti 0,91M☉ pro sekundární. Sekundární hvězda se považuje za a žlutý trpaslík s efektivní teplotou kolem 5 500 K a je o 5,7 vizuálních veličin slabší než primární. Průměrná vzdálenost mezi dvěma hvězdami se odhaduje na přibližně 3,4 AU.[3]
Reference
- ^ A b van Leeuwen, F. (2007), „Validace nové redukce Hipparcos“, Astronomie a astrofyzika, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A & A ... 474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ^ A b C d Cousins, A. W. J. (1972), „UBV Photometry of Some Very Bright Stars“, Měsíční poznámky Astronomické společnosti jižní Afriky, 31: 69, Bibcode:1972MNSSA..31 ... 69C.
- ^ A b C d E F G h i j k l Pourbaix, D .; et al. (Srpen 2013), „Násobnost φ Phe znovu navštívena“, Astronomie a astrofyzika, 556: 4, arXiv:1304.7756, Bibcode:2013A & A ... 556A..45P, doi:10.1051/0004-6361/201321699, A45
- ^ A b C Hubrig, S .; et al. (Listopad 2012), „Magnetická pole hvězd HgMn“, Astronomie a astrofyzika, 547: 24, arXiv:1208.2910, Bibcode:2012A & A ... 547A..90H, doi:10.1051/0004-6361/201219778, A90.
- ^ A b C d E F G Korhonen, H .; et al. (Květen 2013), „Chemické povrchové nehomogenity hvězd pozdního typu B se zvláštností Hg a Mn. I. Bodový vývoj v HD 11753 v krátkých a dlouhých časových měřítcích“, Astronomie a astrofyzika, 553: 16, arXiv:1302.5119, Bibcode:2013A & A ... 553A..27K, doi:10.1051/0004-6361/201220951, A27.
- ^ A b C d 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.
- ^ A b C d E F G h i j Makaganiuk, V .; Kochukhov, O .; Piskunov, N .; Jeffers, S. V .; Johns-Krull, C. M .; Keller, C.U .; Rodenhuis, M .; Snik, F .; Stempels, H. C .; Valenti, J. A. (2012). „Magnetismus, chemické skvrny a stratifikace ve hvězdě HgMn - Phoenicis“. Astronomie a astrofyzika. 539: A142. arXiv:1111.6065. Bibcode:2012A & A ... 539A.142M. doi:10.1051/0004-6361/201118167.
- ^ "phi Phe". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2017-09-21.
- ^ A b Briquet, M .; et al. (Únor 2010), „Dynamický vývoj skvrn titanu, stroncia a yttria na povrchu hvězdy HgMn HD 11753“, Astronomie a astrofyzika, 511: 6, arXiv:1003.1902, Bibcode:2010A & A ... 511A..71B, doi:10.1051/0004-6361/200913775, A71.
- ^ Prvák, M .; Krtička, J .; Korhonen, H. (2018). "Variabilita milimagnitudy hvězdy HgMn φ Phe". Příspěvky Astronomické observatoře Skalnaté Pleso. 48 (1): 93. Bibcode:2018CoSka..48 ... 93P.
- ^ Kochukhov, O .; et al. (Červen 2013), „Existují spletená magnetická pole na hvězdách HgMn?“, Astronomie a astrofyzika, 554: 12, arXiv:1304.6717, Bibcode:2013A & A ... 554A..61K, doi:10.1051/0004-6361/201321467, A61.
- ^ Moore, J. H. (1911). „Dvacet tři hvězd, jejichž radiální rychlosti se mění“. Bulletin observatoře Lick. 6: 150–152. Bibcode:1911LicOB ... 6..150M. doi:10,5479 / ADS / bib / 1911LicOB.6.150M.
- ^ Dworetsky, M. M .; Stickland, D. J .; Preston, G. W .; Vaughan, A. H. (1982). "Na proměnnou radiální rychlost phi Phoenicis". Hvězdárna. 102: 145. Bibcode:1982Obs ... 102..145D.
- ^ Leone, F .; Catanzaro, G. (1999). "Orbitální prvky binárních systémů s chemicky zvláštní hvězdou". Astronomie a astrofyzika. 343: 273. Bibcode:1999A & A ... 343..273L.
- ^ Eggleton, P. P .; Tokovinin, A. A. (září 2008), „Katalog multiplicity mezi jasnými hvězdnými systémy“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 389 (2): 869–879, arXiv:0806.2878, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.13596.x.