Фи Финикийский
| Данные наблюдений Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 ( ICRS ) | |
|---|---|
| Созвездие | Финикс |
| Прямое восхождение | 01 час 54 м 22.032 с [ 1 ] |
| Склонение | −42° 29′ 48.94″ [ 1 ] |
| Apparent magnitude (V) | 5.115 [ 2 ] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | B9pHgMn [ 3 ] Б9В [ 4 ] |
| U-B Индекс цвета | −0.125 [ 2 ] |
| B-V Индекс цвета | −0.06 [ 2 ] |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | 10.44 ± 0.04 [ 5 ] км/с |
| Собственное движение (μ) | RA: −33,476 мс / год [ 1 ] Декабрь: −30,113 мс / год [ 1 ] |
| Параллакс (р) | 10,185 ± 0,1886 но [ 1 ] |
| Расстояние | 320 ± 6 св. лет (98 ± 2 шт .) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | 0.243 ± 0.076 [ 6 ] |
| Орбита [ 5 ] | |
| Период (П) | 1126,11 ± 0,16 д. |
| Большая полуось (а) | 36,3 но [ 3 ] |
| Эксцентриситет (е) | 0.589 ± 0.004 |
| Наклон (я) | 93 ± 4.7 [ 3 ] ° |
| Периастровая эпоха (Т) | 2453766.2 ± 2.2 |
| Аргумент периастра (ω) (вторичный) | 3,52 ± 0,01 [рад] ° |
| Полуамплитуда (К 1 ) (начальный) | 9,21 ± 0,09 км/с |
| Подробности | |
| φ Фе А | |
| Масса | 3.0 ± 0.12 [ 3 ] M ☉ |
| Радиус | 2.817 ± 0.157 [ 6 ] R ☉ |
| Яркость | 87 ± 7 [ 6 ] L ☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g ) | 3.8 ± 0.1 [ 6 ] cgs |
| Температура | 10,500 ± 200 [ 6 ] К |
| Металличность [Fe/H] | 0.15 [ 3 ] ловкость |
| Вращение | 9,53077 ± 0,00011 д [ 5 ] |
| Скорость вращения ( v sin i ) | 13.62 ± 0.22 [ 6 ] км/с |
| Возраст | 260 [ 3 ] Мир |
| φ Фе Б | |
| Масса | 0.91 ± 0.025 [ 3 ] M ☉ |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
Phi Phoenicis , латинизированное от φ Phoenicis, — двойная звезда. [ 3 ] в южном созвездии Феникса . система Он слабо виден невооруженным глазом с видимой визуальной величиной 5,1. [ 2 ] Основываясь на годовом сдвиге параллакса на 10,185 мсек , если смотреть с Земли, [ 1 ] она расположена примерно в 320 световых годах от Солнца . Он удаляется с гелиоцентрической лучевой скоростью 10,4 км/с . [ 5 ]
Первичная звезда
[ редактировать ]Главный компонент — звезда главной последовательности B-типа со звездной классификацией B9 V. [ 4 ] Это тип химически пекулярной звезды , известной как звезда HgMn , что означает, что на ее поверхности наблюдается избыток одних элементов, включая ртуть и марганец, и недостаток других, включая гелий и кобальт. [ 8 ] У звезды их около трех [ 3 ] раз больше массы Солнца и излучает 87 [ 6 ] раз светимость Солнца из его фотосферы при эффективной температуре около К. 10 500 [ 6 ]
Реконструкция поверхности Phi Phoenicis с помощью допплеровской визуализации показала, что она неоднородна с областями с различным содержанием элементов. В частности, звезда образует пятна с высоким или низким содержанием иттрия, стронция, титана и хрома. Сравнение карт численности в разные эпохи показало, что конфигурации пятен различаются в месячном или годовом масштабе. [ 8 ] [ 5 ] Спектральные линии неравномерно распределенных элементов демонстрируют вариации, которые позволили определить точный период вращения в 9,53 дня, а также свидетельствуют о долгосрочных изменениях численности. Анализ пятен показывает, что ось вращения наклонена к лучу зрения под углом около 53° и свидетельствует об очень слабом дифференциальном вращении . [ 5 ] Звездные пятна, вероятно, вызывают изменения блеска Фи Финикиды на миллизвездные величины, хотя точных наблюдений, подтверждающих это, нет. [ 9 ]
Происхождение звездных пятен и химических аномалий в HgMn-звездах неясно и вызвало споры. Обычно, как, например, для звезд Ap и Bp , неоднородно распределенные элементы относят к крупномасштабным организованным магнитным полям , но убедительных данных об обнаружении магнитных полей в звездах HgMn не существует. В 2012 году исследование показало, что на Фи-Феникисе обнаружено слабое магнитное поле, коррелирующее с пятнами. [ 4 ] но это было оспорено. [ 6 ] [ 10 ] Считается, что диффузионные процессы в атмосфере могут быть связаны с химическими аномалиями, но это не объясняет количественно наблюдаемые вариации. [ 6 ]
Вторичная звезда
[ редактировать ]Phi Phoenicis — однолинейная спектроскопическая двойная система с периодом 1126 дней и эксцентриситетом 0,59. Нет никаких доказательств наличия дополнительных звезд в системе, но в прошлом ее считали тройной системой из-за обнаружения неправильного спектроскопического периода. [ 3 ]
Переменность лучевой скорости Фи Феникиды была обнаружена в ходе первых спектроскопических наблюдений звезды в 1911 году. [ 11 ] и был подтвержден в 1982 году, но данные все еще были полными, и орбита не была определена. [ 12 ] Первое орбитальное решение было наконец опубликовано в 1999 году и дало период 41,4 дня. [ 13 ] В то же время, в 1997 году, был опубликован Каталог Hipparcos , в котором выяснилось, что Фи Феницид является астрометрической двойной системой с расчетным периодом 878 дней (решение по круговой орбите). Таким образом, Фи Финикида стала тройной звездной системой с видимой звездой, спектроскопическим компаньоном и астрометрическим компаньоном. [ 14 ] Исследование 2013 года с использованием новых данных лучевой скорости высокого разрешения, полученных со спектрографов FEROS, HARPS и CORALIE , показало, что период спектроскопической орбиты на самом деле ближе к 1126 дням, а не к 41,4 дням; [ 5 ] это указывает на то, что спектроскопический компаньон тот же, который был обнаружен по астрометрическим данным. В том же году другое исследование адаптировало астрометрические данные к спектроскопической орбите, выявив наклонение орбиты системы и позволив оценить свойства вторичной звезды. [ 3 ]
Орбита системы имеет большой эксцентриситет, видна почти сбоку, с наклонением 93 ± 4,7°. Высокая неопределенность означает, что возникновение затмений возможно, хотя и маловероятно. Исходя из этого наклона и принимая массу 3,0 M ☉ первичной обмотки , можно использовать бинарную функцию массы для расчета массы 0,91 M ☉ вторичной обмотки . Предполагается, что вторичная звезда представляет собой желтый карлик с эффективной температурой около 5500 К и на 5,7 визуальных звездных величин тусклее главной. Среднее расстояние между двумя звездами оценивается примерно в 3,4 а.е. [ 3 ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с д и Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (2021). « Ранние данные Gaia , выпуск 3: Краткое изложение содержания и свойств исследования» . Астрономия и астрофизика . 649 : А1. arXiv : 2012.01533 . Бибкод : 2021A&A...649A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID 227254300 . (Ошибка: дои : 10.1051/0004-6361/202039657e ) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
- ^ Jump up to: а б с д Казинс, AWJ (1972), «UBV-фотометрия некоторых очень ярких звезд», Ежемесячные заметки Астрономического общества Южной Африки , 31 : 69, Бибкод : 1972MNSSA..31...69C .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к л Пурбе, Д.; и др. (Август 2013 г.), «Возвращение к множественности φ Phe», Astronomy & Astrophysicals , 556 : 4, arXiv : 1304.7756 , Bibcode : 2013A&A...556A..45P , doi : 10.1051/0004-6361/201321699 , С2КИД 118440502 , А45
- ^ Jump up to: а б с Хубриг, С.; и др. (Ноябрь 2012 г.), «Магнитные поля звезд HgMn», Astronomy & Astrophysicals , 547 : 24, arXiv : 1208.2910 , Bibcode : 2012A&A...547A..90H , doi : 10.1051/0004-6361/201219778 , S2CID 85520917 , A90.
- ^ Jump up to: а б с д и ж г Корхонен, Х.; и др. (Май 2013 г.), «Химические неоднородности поверхности в поздних звездах B-типа с особенностью Hg и Mn. I. Эволюция пятна в HD 11753 на коротких и длинных временных масштабах», Astronomy & Astrophysicals , 553 : 16, arXiv : 1302.5119 , Bibcode : 2013А&А...553А..27К , doi : 10.1051/0004-6361/201220951 , S2CID 118793808 , A27.
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж Макаганюк В.; Кочухов О.; Пискунов Н.; Джефферс, СВ; Джонс-Крулл, CM; Келлер, CU; Роденхейс, М.; Сник, Ф.; Стемпелс, ХК; Валенти, Дж. А. (2012). «Магнетизм, химические пятна и стратификация в HgMn-звезде φ Феницид». Астрономия и астрофизика . 539 : А142. arXiv : 1111.6065 . Бибкод : 2012A&A...539A.142M . дои : 10.1051/0004-6361/201118167 . S2CID 73554340 .
- ^ «фи Пхе» . СИМБАД . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 21 сентября 2017 г.
{{cite web}}: CS1 maint: постскриптум ( ссылка ) - ^ Jump up to: а б Брике, М.; и др. (Февраль 2010 г.), «Динамическая эволюция пятен титана, стронция и иттрия на поверхности звезды HgMn HD 11753», Astronomy and Astrophysicals , 511 :6, arXiv : 1003.1902 , Bibcode : 2010A&A...511A..71B , дои : 10.1051/0004-6361/200913775 , S2CID 53516702 , А71.
- ^ Првак, М.; Кртичка, Ю.; Корхонен, Х. (2018). «Миллиметрическая переменность звезды HgMn φ Phe». Вклад астрономической обсерватории Скалнате Плесо . 48 (1): 93. Бибкод : 2018CoSka..48...93P .
- ^ Кочухов О.; и др. (Июнь 2013 г.), «Существуют ли запутанные магнитные поля на звездах HgMn?», Astronomy & Astrophysicals , 554 : 12, arXiv : 1304.6717 , Bibcode : 2013A&A...554A..61K , doi : 10.1051/0004-6361/201321467 , S2CID 5928607 , А61.
- ^ Мур, Дж. Х. (1911). «Двадцать три звезды, лучевые скорости которых различаются» . Бюллетень Ликской обсерватории . 6 : 150–152. Бибкод : 1911LicOB...6..150M . doi : 10.5479/ADS/bib/1911LicOB.6.150M .
- ^ Дворецкий, М.М.; Стикленд, диджей; Престон, Джорджия; Воган, AH (1982). «О переменной лучевой скорости фи Финикиды». Обсерватория . 102 : 145. Бибкод : 1982Obs...102..145D .
- ^ Леоне, Ф.; Катандзаро, Г. (1999). «Орбитальные элементы двойных систем с химически пекулярной звездой». Астрономия и астрофизика . 343 : 273. Бибкод : 1999A&A...343..273L .
- ^ Эгглтон, ПП; Токовинин А.А. (сентябрь 2008 г.), «Каталог множественности ярких звездных систем», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 389 (2): 869–879, arXiv : 0806.2878 , Bibcode : 2008MNRAS.389..869E , doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x , S2CID 14878976 .
