Фи Феницис - Phi Phoenicis

Фи Феницис
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0       Равноденствие J2000.0 (ICRS )
СозвездиеФеникс
Прямое восхождение01час 54м 22.03347s[1]
Склонение−42° 29′ 49.0183″[1]
Видимая величина  (V)5.115[2]
Характеристики
Спектральный типB9pHgMn[3]
B9V[4]
U − B индекс цвета−0.125[2]
B − V индекс цвета−0.06[2]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)10.44±0.04[5] км / с
Правильное движение (μ) РА: −34.77[6] мас /год
Декабрь: −30.06[6] мас /год
Параллакс (π)10.4831 ± 0.2468[6] мас
Расстояние311 ± 7 лы
(95 ± 2 ПК )
Абсолютная величина  (MV)0.243±0.076[7]
Орбита[5]
Период (П)1,126.11±0,16 дн
Большая полуось (а)36,3 мас.[3]
Эксцентриситет (е)0.589±0.004
Наклон (я)93±4.7[3]°
Периастр эпоха (Т)2453766.2 ± 2.2
Аргумент периастра (ω)
(вторичный)		3.52±0,01 [рад]°
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		9.21±0.09 км / с
Подробности
φ Phe A
Масса3.0±0.12[3] M☉
Радиус2.817±0.157[7] р☉
Яркость87±7[7] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)3.8±0.1[7] cgs
Температура10,500±200[7] K
Металличность [Fe / H]0.15[3] dex
Вращение9.53077±0,00011 дн[5]
Скорость вращения (v грехя)13.62±0.22[7] км / с
Возраст260[3] Myr
φ Phe B
Масса0.91 ± 0.025[3] M☉
Прочие обозначения
φ Phe, CPD −43° 583, FK5  1053, GC  2315, HD  11753, БЕДРО  8882, HR  558, SAO  215697[8]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Фи Феницис, Латинизированный из φ Phoenicis, является двойная звезда[3] система на юге созвездие из Феникс. Он слабо виден невооруженным глазом с видимая визуальная величина из 5.1.[2] На основе годового сдвиг параллакса из 10,48мас как видно с Земли,[6] он расположен около 310световых лет от солнце. Он удаляется от Солнца с радиальная скорость 10,4 км / с.[5]

Основная звезда

Первичный компонент - это Звезда главной последовательности B-типа с звездная классификация В9 В.[4] Это тип химически пекулярная звезда известный как HgMn звезда, что означает, что он показывает поверхностный избыток определенных элементов, включая ртуть и марганец, и недостаток других, включая гелий, кобальт и т. д.[9] У звезды около трех[3] раз масса Солнца и излучает 87[7] раз Светимость Солнца из его фотосфера загар эффективная температура около 10500 К.[7]

Реконструкция поверхности Phi Phoenicis по Допплеровская визуализация показали, что он неоднороден 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 меняются в месячных или годовых временных масштабах.[9][5] Спектральные линии нерегулярно распределенных элементов показывают вариации, которые позволили точно определить период вращения 9,53 дня, а также свидетельствуют о долгосрочных изменениях численности. Анализ пятен показывает, что ось вращения наклонена к лучу зрения на угол около 53 °, и показывает признаки очень слабого дифференциальное вращение.[5] Звездные пятна, вероятно, вызывают незначительные изменения яркости Phi Phoenicis, хотя точных наблюдений, подтверждающих это, нет.[10]

Происхождение звездных пятен и химических аномалий в звездах HgMn неясно и вызывает споры. Обычно, например, для Ар и Вр звезды, неоднородно распределенные элементы относят к крупномасштабно организованным магнитные поля, но окончательного обнаружения магнитных полей у звезд HgMn нет. В 2012 году в исследовании утверждалось, что у Phi Phoenicis было обнаружено слабое магнитное поле, коррелированное с пятнами,[4] но это оспаривается.[7][11] Считается, что диффузионные процессы в атмосфере могут быть связаны с химическими аномалиями, но это не объясняет количественно наблюдаемые изменения.[7]

Вторичная звезда

Phi Phoenicis - однострочный спектроскопическая двойная с период 1126 дней и эксцентриситет 0,59. Нет никаких доказательств наличия дополнительных звезд в системе, но в прошлом это считалось тройной системой из-за обнаружения неправильного спектроскопического периода.[3]

Изменчивость радиальная скорость Фи Феницис был открыт в первых спектроскопических наблюдениях звезды в 1911 году,[12] и был подтвержден в 1982 году, но данные все еще были исчерпывающими, и орбита не была определена.[13] Первое орбитальное решение было наконец опубликовано в 1999 году, и оно дало период 41,4 дня.[14] В то же время в 1997 г. Каталог Hipparcos было опубликовано, что Фи Феницис был астрометрическая двойная система с расчетным периодом 878 дней (решение по круговой орбите). Таким образом, Фи Феницис стал тройной звездной системой с видимой звездой, спектроскопическим спутником и астрометрическим спутником.[15] Исследование 2013 года с новыми данными о лучевой скорости с высоким разрешением, полученными с помощью FEROS, HARPS и КОРАЛИЯ спектрографы показали, что период спектроскопической орбиты действительно ближе к 1126 суткам, а не к 41,4 суткам;[5] это указывает на то, что спектроскопический спутник совпадает с обнаруженным астрометрическими данными. В том же году другое исследование приспособило астрометрические данные к спектроскопической орбите, обнаружив орбитальную склонность системы и позволяющий оценить свойства вторичной звезды.[3]

Орбита системы имеет большой эксцентриситет и видна почти сбоку с наклоном 93 ± 4,7 °. Высокая неопределенность означает, что возникновение затмения возможно, хотя и маловероятно. Исходя из этого наклона и принимая массу 3,0M☉ для первичной бинарная функция масс можно использовать для расчета массы 0,91M☉ для вторичного. Предполагается, что вторичная звезда является желтый карлик с эффективной температурой около 5 500 К и на 5,7 визуальной величины слабее, чем первичная. Среднее расстояние между двумя звездами оценивается примерно в 3,4 а.е.[3]

Рекомендации

  1. ^ а б ван Леувен, Ф. (2007), «Подтверждение нового сокращения Hipparcos», Астрономия и астрофизика, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007 A&A ... 474..653V, Дои:10.1051/0004-6361:20078357.
  2. ^ а б c d Казинс, А. В. Дж. (1972), "UBV-фотометрия некоторых очень ярких звезд", Ежемесячные заметки Астрономического общества юга Африки, 31: 69, Bibcode:1972МНССА..31 ... 69С.
  3. ^ а б c d е ж грамм час я j k л Pourbaix, D .; и другие. (Август 2013 г.), «Повторный визит к множественности φ Phe», Астрономия и астрофизика, 556: 4, arXiv:1304.7756, Bibcode:2013A & A ... 556A..45P, Дои:10.1051/0004-6361/201321699, A45
  4. ^ а б c Hubrig, S .; и другие. (Ноябрь 2012 г.), «Магнитные поля звезд HgMn», Астрономия и астрофизика, 547: 24, arXiv:1208.2910, Bibcode:2012A & A ... 547A..90H, Дои:10.1051/0004-6361/201219778, А90.
  5. ^ а б c d е ж грамм Korhonen, H .; и другие. (Май 2013 г.), "Химические неоднородности поверхности звезд позднего B-типа с пекулярностью Hg и Mn. I. Эволюция пятен в HD 11753 на коротких и длинных временах", Астрономия и астрофизика, 553: 16, arXiv:1302.5119, Bibcode:2013A & A ... 553A..27K, Дои:10.1051/0004-6361/201220951, А27.
  6. ^ а б c d Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. А1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051.
  7. ^ а б c d е ж грамм час я j Макаганюк, В .; Кочухов, О .; Пискунов, Н .; Джефферс, С. В .; Johns-Krull, C.M .; Keller, C.U .; Rodenhuis, M .; Snik, F .; Stempels, H.C .; Валенти, Дж. А. (2012). «Магнетизм, химические пятна и стратификация в звезде HgMn ϕ Phoenicis». Астрономия и астрофизика. 539: A142. arXiv:1111.6065. Bibcode:2012A & A ... 539A.142M. Дои:10.1051/0004-6361/201118167.
  8. ^ "пхи Пхе". SIMBAD. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 2017-09-21.
  9. ^ а б Briquet, M .; и другие. (Февраль 2010 г.), «Динамическая эволюция пятен титана, стронция и иттрия на поверхности звезды HgMn HD 11753», Астрономия и астрофизика, 511: 6, arXiv:1003.1902, Bibcode:2010A и A ... 511A..71B, Дои:10.1051/0004-6361/200913775, А71.
  10. ^ Prvák, M .; Krtička, J .; Корхонен, Х. (2018). "Переменность звезды HgMn φ Phe в миллиметрах". Вклад астрономической обсерватории Скалнате Плесо. 48 (1): 93. Bibcode:2018CoSka..48 ... 93P.
  11. ^ Кочухов, О .; и другие. (Июнь 2013 г.), «Есть ли запутанные магнитные поля на звездах HgMn?», Астрономия и астрофизика, 554: 12, arXiv:1304.6717, Bibcode:2013A & A ... 554A..61K, Дои:10.1051/0004-6361/201321467, А61.
  12. ^ Мур, Дж. Х. (1911). «Двадцать три звезды, лучевые скорости которых меняются». Бюллетень обсерватории Лик. 6: 150–152. Bibcode:1911LicOB ... 6..150M. Дои:10.5479 / ADS / bib / 1911LicOB.6.150M.
  13. ^ Дворецкий, М. М .; Stickland, D. J .; Preston, G.W .; Воан, А. Х. (1982). «О переменной лучевой скорости phi Phoenicis». Обсерватория. 102: 145. Bibcode:1982 Обс ... 102..145D.
  14. ^ Leone, F .; Катандзаро, Г. (1999). «Орбитальные элементы двойных систем с химически пекулярной звездой». Астрономия и астрофизика. 343: 273. Bibcode:1999A & A ... 343..273L.
  15. ^ Eggleton, P.P .; Токовинин, А.А. (сентябрь 2008 г.), "Каталог множественности ярких звездных систем", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 389 (2): 869–879, arXiv:0806.2878, Bibcode:2008МНРАС.389..869Э, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.13596.x.