Rho Phoenicis - Rho Phoenicis

Rho Phoenicis
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíPhoenix
Správný vzestup00h 50m 41.19s[1]
Deklinace−50° 59′ 12.55″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)5.17 – 5.27[2]
Vlastnosti
Spektrální typF3III[3]
U-B barevný index0.13[4]
B-V barevný index0.36[4]
Variabilní typδ Scuti[2][4]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)22.0[5] km / s
Správný pohyb (μ) RA: 62.54[1] mas /rok
Prosinec: 44.42[1] mas /rok
Paralaxa (π)13.6164 ± 0.1220[1] mas
Vzdálenost240 ± 2 ly
(73.4 ± 0.7 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)+0.87[6]
Detaily
Hmotnost2.13[7] M☉
Poloměr4.14[1] R☉
Zářivost35[8] L☉
Povrchová gravitace (logG)3.52[7] cgs
Teplota6,917 ± 124[7] K.
Kovovost[M / H] = 0,10[7]
Kovovost [Fe / H]0.02[7] dex
Stáří1.00[7] Gyr
Jiná označení
CD −51°209, FK5  2056, HD  4919, BOKY  3949, HR  242, SAO  232203[9]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

Rho Phoenicis (ρ Phoenicis) je a proměnná hvězda v souhvězdí z Phoenix. Z paralaxa měření pomocí Gaia kosmická loď, nachází se ve vzdálenosti 240 světelné roky (74 parsecs ) ze Země.[1]

Tato hvězda je klasifikována jako typ F. obří s spektrální typ F3III a v HR diagram zabírá ve spodní části pás nestability. Rho Phoenicis je Proměnná Delta Scuti, měnící svou vizuální zdánlivou velikost mezi 5,17 a 5,27 s periodou kolem 0,1–0,2 dne.[4][2] Zdá se, že doba pulzace se mění v časovém měřítku týdnů, což naznačuje, že hvězda není jednoduchý radiální pulzátor.[10] Tento závěr podporuje také analýza teplotních změn během pulzačních cyklů.[11] Není jasné, zda je doba pulzace skutečně proměnlivá, nebo zda je světelná křivka jednoduše součtem několika stabilních frekvencí pulzace.[12]

Hvězdné evoluční modely naznačují, že Rho Phoenicis má asi 2,1násobek sluneční hmota a věk kolem 1 miliardy let.[7] Tato hvězda září 35krát více sluneční svítivost[8] a má efektivní teplota 6 900K..[7] Své metalicita je vysoká, s celkovým množstvím kovů o 25% vyšším solární hodnotou.[7] Gaia Data Release 2 objevil hvězdu se stejným správný pohyb a paralaxa jako Rho Phoenicis. Má zdánlivou velikost 14,6 (pásmo G) a je v separaci 7,9 obloukové sekundy.[13]

Reference

  1. ^ A b C d E F G 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.
  2. ^ 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.
  3. ^ Houk, N. (1978). "Michiganský atalog dvourozměrných spektrálních typů pro hvězdy HD, sv. 2". Michigan Spectral Survey. 2. Bibcode:1978mcts.book ..... H.
  4. ^ A b C d Garcia, J. R .; Cebral, J. R .; Scoccimarro, E. R .; Wahnon, P .; Arena, R .; Bazterra, V .; Pellizza, L .; Risi, A .; Rodriguez, M. L .; Zimmermann, M. (1995). Msgstr "Katalog proměnných hvězd ve spodním pruhu nestability". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 109: 201. Bibcode:1995A & AS..109..201G.
  5. ^ Gontcharov, G. A. (listopad 2006), „Pulkovo kompilace radiálních rychlostí pro hvězdy 35495 Hipparcos ve společném systému“, Dopisy o astronomii, 32 (11): 759–771, arXiv:1606.08053, Bibcode:2006AstL ... 32..759G, doi:10.1134 / S1063773706110065.
  6. ^ Holmberg, J .; Nordström, B .; Andersen, J. (2009). „Ženevsko-kodaňský průzkum sluneční oblasti. III. Vylepšené vzdálenosti, věk a kinematika“. Astronomie a astrofyzika. 501 (3): 941. arXiv:0811.3982. Bibcode:2009A & A ... 501..941H. doi:10.1051/0004-6361/200811191.
  7. ^ A b C d E F G h i Casagrande, L .; et al. (Červen 2011), „Nová omezení chemického vývoje slunečního okolí a galaktických disků. Vylepšené astrofyzikální parametry pro Ženevsko-kodaňský průzkum“, Astronomie a astrofyzika, 530: A138, arXiv:1103.4651, Bibcode:2011A & A ... 530A.138C, doi:10.1051/0004-6361/201016276.
  8. ^ A b McDonald, I .; Zijlstra, A. A .; Boyer, M. L. (2012), „Základní parametry a infračervené přebytky hvězd Hipparcos“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 427 (1): 343–57, arXiv:1208.2037, Bibcode:2012MNRAS.427..343M, doi:10.1111 / j.1365-2966.2012.21873.x
  9. ^ "Rho Phe". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 4. února 2019.
  10. ^ Smyth, M. J .; Stobie, R. S .; Shobbrook, R. R. (1975). „Frekvenční analýza tří hvězd Delta Scuti BS 3265, 1653 a 242“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 171: 143. Bibcode:1975MNRAS.171..143S. doi:10.1093 / mnras / 171.1.143.
  11. ^ Sullivan, D. J .; Trodahl, H. J. (1978). "Změny teploty v rho Phe". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 183: 201. Bibcode:1978MNRAS.183..201S. doi:10.1093 / mnras / 183.2.201.
  12. ^ Kurtz, D. W. (1980). „O stabilitě pozorovaných frekvencí ve hvězdách del SCT: Opětovná analýza Tucu“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 193: 61. Bibcode:1980MNRAS.193 ... 61K. doi:10.1093 / mnras / 193.1.61.
  13. ^ 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.