Psi Phoenicis - Psi Phoenicis
Data pozorování Epocha J2000Rovnodennost J2000 | |
---|---|
Souhvězdí | Phoenix |
Správný vzestup | 01h 53m 38.74103s[1] |
Deklinace | −46° 18′ 09.6048″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 4.41[2] (4.3 - 4.5[3]) |
Vlastnosti | |
Evoluční fáze | asymptotická obří větev[4] |
Spektrální typ | M4III[5] |
U-B barevný index | +1.71[2] |
B-V barevný index | +1.59[2] |
Variabilní typ | SR[3] |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R.proti) | +2.90[6] km / s |
Správný pohyb (μ) | RA: -93.16[1] mas /rok Prosinec: -91.17[1] mas /rok |
Paralaxa (π) | 9.54 ± 0.19[1] mas |
Vzdálenost | 342 ± 7 ly (105 ± 2 ks ) |
Absolutní velikost (M.PROTI) | -0.71[5] |
Detaily | |
Hmotnost | 1.3 ± 0.2[7] M☉ |
Poloměr | 86 ± 3[7] R☉ |
Zářivost | 1050+150 −140[7] L☉ |
Povrchová gravitace (logG) | 0.68+0.10 −0.11[7] cgs |
Teplota | 3,586[8] K. |
Kovovost [Fe / H] | −1.24 ± 0.39[9] dex |
Rychlost otáčení (proti hříchi) | 3.9 ± 0.9[10] km / s |
Stáří | 4.9[8] Gyr |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
Psi Phoenicis (ψ Phoenicis) je a hvězda v souhvězdí Phoenix. Jeho zdánlivá velikost se pohybuje od 4,3 do 4,5 s obdobím asi 30 dnů[3] a na základě paralaxy je vzdálený přibližně 342 světelných let.[1]
Psi Phoenicis je červený obr v asymptotická větev s spektrální typ M4III,[4] což naznačuje, že se jedná o vyvinutou hvězdu v poslední evoluční fázi, než se stal bílý trpaslík. V roce 1973 astronom Olin J. Eggen zjistil, že jde o proměnná hvězda, s velikostí mezi 4,3 a 4,5 s přibližným obdobím 30 dnů.[11] Novější studie identifikovala dvě možná období 43,7 a 48,1 dne s amplitudami 0,038 a 0,023 magnitud.[12] Hvězda je klasifikována jako a semiregulární proměnná, bez konkrétního podtypu.[3]
V roce 2001 byla Psi Phoenicis pozorována VLT interferometr s testovacím přístrojem VINCI. Pozorování v kombinaci s hvězdnými atmosférickými modely detekovala ztmavnutí končetin vliv na disk hvězdy a našel úhlový průměr z 8.13±0.2 mas, což odpovídá hvězdnému poloměru 86±3 sluneční poloměry. Z poloměru a odhadu efektivní teplota z 3550 K., a zářivost 1 000násobek sluneční svítivost byl vypočítán.[7] Studie z roku 2008 znovu analyzovala interferometrická data pomocí nového atmosférického modelu a našla úhlový průměr 10.15±0,15 mas a poloměr 85±1.6 R☉.[13]
Tím, že měla přímo měřenou vzdálenost, poloměr a svítivost, byla Psi Phoenicis zahrnuta do seznamu 34 dobře charakterizovaných hvězd, které mají být použity jako reference. Tento program provedl první měření metalicita Psi Phoenicis, což ukazuje, že je to kov chudá hvězda s pouze 5% množstvím železa Slunce ([Fe / H] = −1.24±0.39). Tato hodnota má velkou nejistotu kvůli obtížím při modelování spekter chladných hvězd, které mají silnou molekulární absorpci. Evoluční stav a špatně omezená metalicita vedou k nejisté hmotnosti 1.0±0.4 M☉.[9][14] Za předpokladu, že je metalíza blíže slunečnímu, množství 1.3±0.2 M☉ je odvozeno.[7]
Psi Phoenicis je považována za jednu hvězdu a nemá žádné známé společníky.[7][15] Bylo to považováno za možné spektroskopická binárka, včetně v Katalog Hipparcos, který vychází ze spektroskopických pozorování z roku 1919, která vykazovala možná proměnnou radiální rychlost. Novější data však ukazují, že rychlost je konstantní.[7]
Reference
- ^ A b C d E F Van Leeuwen, F. (2007). Msgstr "Ověření nové redukce Hipparcos". Astronomie a astrofyzika. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A & A ... 474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600. Položka katalogu vezíra
- ^ A b C Ducati, J. R. (2002). „Online katalog dat VizieR: Katalog hvězdné fotometrie v Johnsonově 11barevném systému“. Sbírka elektronických katalogů CDS / ADC. 2237. Bibcode:2002yCat.2237 ... 0D.
- ^ A b C d Samus, N. N .; Durlevich, O. V .; et al. (2009). „Online katalog dat VizieR: Obecný katalog proměnných hvězd (Samus + 2007–2013)“. Online katalog VizieR: B / GCVS. Původně publikováno v: 2009yCat .... 102025S. 1. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
- ^ A b Eggen, Olin J. (červenec 1992), „Asymptotické obří větve hvězd poblíž slunce“, Astronomický deník, 104 (1): 275–313, Bibcode:1992AJ .... 104..275E, doi:10.1086/116239.
- ^ A b Anderson, E .; Francis, Ch. (2012). "XHIP: Rozšířená hipparkosová kompilace". Dopisy o astronomii. 38 (5): 331. arXiv:1108.4971. Bibcode:2012AstL ... 38..331A. doi:10.1134 / S1063773712050015. S2CID 119257644. Položka katalogu vezíra
- ^ Gontcharov, G. A. (2006). "Pulkovo kompilace radiálních rychlostí pro 35 495 hvězd Hipparcos v běžném systému". Dopisy o astronomii. 32 (11): 759–771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL ... 32..759G. doi:10.1134 / S1063773706110065. S2CID 119231169.
- ^ A b C d E F G h Wittkowski, M .; Aufdenberg, J. P .; Kervella, P. (2004). „Testy hvězdných modelových atmosfér optickou interferometrií. VLTI / VINCI měření zatemnění končetin M4 obra ψ Phe“. Astronomie a astrofyzika. 413 (2): 711–723. arXiv:astro-ph / 0310128. Bibcode:2004 A & A ... 413..711W. doi:10.1051/0004-6361:20034149. S2CID 18340833.
- ^ A b Schonrich, R .; Bergemann, M. (2014). „Základní hvězdné parametry a metalicity z Bayesovské spektroskopie: Aplikace na spektra s nízkým a vysokým rozlišením“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 443 (1): 698. arXiv:1311.5558. Bibcode:2014MNRAS.443..698S. doi:10.1093 / mnras / stu1072. S2CID 118335709.
- ^ A b Jofré, P .; Heiter, U .; Soubiran, C .; Blanco-Cuaresma, S .; Worley, C. C .; Pancino, E .; Cantat-Gaudin, T .; Magrini, L .; Bergemann, M .; González Hernández, J. I .; Hill, V .; Lardo, C .; De Laverny, P .; Lind, K .; Masseron, T .; Montes, D .; Mucciarelli, A .; Nordlander, T .; Recio Blanco, A .; Sobeck, J .; Sordo, R .; Sousa, S. G .; Tabernero, H .; Vallenari, A .; Van Eck, S. (2014). „Gaia FGK benchmark stars: Metallicity“. Astronomie a astrofyzika. 564: A133. arXiv:1309.1099. Bibcode:2014A & A ... 564A.133J. doi:10.1051/0004-6361/201322440. S2CID 119241541.
- ^ Zamanov, R. K .; et al. (Říjen 2008), "Rotační rychlosti obrů v symbiotických hvězdách - III. Důkazy o rychlé rotaci v symbiotice typu S", Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 390 (1): 377–382, arXiv:0807.3817, Bibcode:2008MNRAS.390..377Z, doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.13751.x, S2CID 118697261.
- ^ Eggen, O. J. (1973), "Klasifikace vnitřních proměnných. IV. Červené proměnné s velmi malou amplitudou a velmi krátkou periodou", Astrofyzikální deník, 184: 793, Bibcode:1973ApJ ... 184..793E, doi:10.1086/152371.
- ^ Tabur, V .; et al. (Prosinec 2009), „Dlouhodobá fotometrie a periody pro 261 blízkých pulzujících M gigantů“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 400 (4): 1945–1961, arXiv:0908.3228, Bibcode:2009MNRAS.400.1945T, doi:10.1111 / j.1365-2966.2009.15588.x, S2CID 15358380.
- ^ Neilson, Hilding R .; Lester, John B. (2008). "Stanovení parametrů chladných obřích hvězd modelováním spektrofotometrických a interferometrických pozorování pomocí programu SAtlas". Astronomie a astrofyzika. 490 (2): 807–10. arXiv:0809.1875. Bibcode:2008A & A ... 490..807N. doi:10.1051/0004-6361:200810627. S2CID 1586125.
- ^ Heiter, U .; Jofré, P .; Gustafsson, B .; Korn, A. J .; Soubiran, C .; Thévenin, F. (2015), „Gaia FGK benchmark stars: Efektivní teploty a povrchové gravitace“, Astronomie a astrofyzika, 582: A49, arXiv:1506.06095, Bibcode:2015A & A ... 582A..49H, doi:10.1051/0004-6361/201526319, S2CID 53391939.
- ^ 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, S2CID 14878976.