WikiSort.ru - Космос

ПОИСК ПО САЙТУ | о проекте
Фи Феникса
Двойная звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 01ч 54м 22.03347с[1]
Склонение −42° 29′ 49.0183″[1]
Расстояние 311 ± 7 св. лет (95 ± 2 пк)
Видимая звёздная величина (V) 5,115[2]
Созвездие Феникс
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 10,44 ± 0,04[3] км/c
Собственное движение (μ) RA: −34,77[4] mas в год
Dec: −30,06[4] mas в год
Параллакс (π) 10,4831 ± 0,2468[4] mas
Абсолютная звёздная величина (V) 0,243 ± 0,076[5]
Характеристики
Спектральный класс B9pHgMn[6]
B9V[7]
Показатель цвета (B − V) −0,06[2]
Показатель цвета (U − B) −0,125[2]
Элементы орбиты
Период (P) 3,08 лет
Большая полуось (a) 36.3·10-3[6]"
Эксцентриситет (e) 0,589 ± 0,004
Наклонение (i) 93 ± 4,7[6]°v
Эпоха периастра (T) 2453766.2 ± 2.2
Другие обозначения
FK5 1053, HD 11753, HIP 8882, HR 558, SAO 215697, GC 2315[8]
Информация в базах данных
SIMBAD данные
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Информация в Викиданных ?

Фи Феникса (англ. φ Phoenicis) — двойная звезда[6] в южном созвездии Феникса. Слабо видна невооружённым глазом, видимая звёздная величина равна 5,1.[2] На основе измерения параллакса, равного 10,48 мсд при наблюдении с Земли,[4] была получена оценка расстояния до звезды 310 световых лет. Звезда удаляется от Солнца с лучевой скоростью 10,4 км/с.[3]

Главный компонент

Главный компонент является звездой главной последовательности спектрального класса B9 V.[7] Является химически-пекулярной звездой — ртутно-марганцевой. На поверхности звезды наблюдается повышенное содержание некоторых элементов, включая ртуть и марганец, а также пониженное содержание гелия, кобальта и других элементов.[9] Масса звезды втрое превышает массу Солнца,[6] светимость в 87 раз превышает солнечную[5] при эффективной температуре 10500 K.[5]

Реконструкция поверхности Фи Феникса при помощи метода Доплера показала, что звезда неоднородна и обладает областями с разным содержанием химических элементов. В частности, присутствуют пятна с высоким или низким содержанием иттрия, стронция, титана и хрома. Сравнение карт содержания элементов в разные эпохи показало, что конфигурация пятен может меняться на временных масштабах порядка месяцев и лет.[9][3] Спектральные линии неоднородно распределённых элементов проявляют вариации, позволяющие точно определить период вращения 9,53 дней, также замечено длительное изменение химического содержания. Анализ пятен показал, что ось вращения наклонена к лучу зрения на угол примерно 53°, также выявлено слабое дифференциальное вращение.[3] Звёздные пятна, вероятно, производят малые вариации звёздной величины, однако точных наблюдений, подтверждающих это, нет.[10]

Причина возникновения звёздных пятен и химических аномалий содержания ртути и марганца неясна. Зачастую, как в случаях Ap- и Bp-звёзд, неравномерность распределения элементов связана с крупномасштабным магнитным полем, но пока магнитное поле у таких звёзд не обнаружено. В 2012 году опубликованы результаты исследования, в ходе которого у Фи Феникса было обнаружено слабое магнитное поле, коррелирующее с расположением пятен,[7] но эти результаты подвергают сомнению.[5][11] Считается, что процессы диффузии в атмосфере могут быть ответственными за аномалии химического состава, но это не объясняет количественно наблюдаемые вариации.[5]

Вторая звезда

Фи Феникса является спектральной двойной звездой с орбитальным периодом 1126 дней и эксцентриситетом орбиты 0,59. Нет свидетельств наличия других звёзд в системе, но в прошлом система считалась тройной из-за неправильно определённого периода.[6]

Переменность лучевой скорости Фи Феникса открыта при первых спектральных наблюдениях в 1911 году,[12] подтверждение получено в 1982 году, но данные о точной орбите получить не удалось.[13] Первые расчёты орбиты были опубликованы в 1999 году, был получен орбитальный период 41,4 дней.[14] В то же время в 1997 году в каталоге Hipparcos Фи Феникса значилась как астрометрическая двойная с периодом 878 дней (решение для круговой орбиты). Так Фи Феникса стала считаться тройной системой с видимым, спектроскопическим и астрометрическим компонентами.[15] В 2013 году в исследовании на основе данных о лучевых скоростях с высоким разрешением, полученных спектрографами FEROS, HARPS и CORALIE, была получена оценка орбитального периода, близкая к 1126 дням, но не к 41,4;[3] возможно, это свидетельствует о совпадении спектроскопического и астрометрического компонентов. В том же году в другом исследовании астрометрические данные сопоставляли с орбитой по спектральным данным, при этом получили оценку наклонения орбиты и определили свойства второй звезды.[6]

Орбита звёздной системы обладает большим эксцентриситетом и, как кажется, наблюдается с ребра, при наклоне 93 ± 4.7°. Наличие неопределённости означает, что затмения одним компонентом другого возможны, хотя и маловероятны. При известном наклонении и предположительной массе главного компонента 3,0 M☉ можно использовать функцию масс двойных звёзд для получения оценки массы второго компонента 0,91 M☉. Вторая звезда, предположительно, является жёлтым карликом с эффективной температурой около 5500 K и видимой звёздной величиной на 5,7 больше, чем у главного компонента. Среднее расстояние между компонентами составляет, по оценкам, около 3,4 а.е.[6]

Примечания

  1. 1 2 van Leeuwen, F. (2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics Т. 474 (2): 653–664, DOI 10.1051/0004-6361:20078357
  2. 1 2 3 4 Cousins, A. W. J. (1972), "UBV Photometry of Some Very Bright Stars", Monthly Notes of the Astronomical Society of Southern Africa Т. 31: 69
  3. 1 2 3 4 5 Korhonen, H.; González, J. F.; Briquet, M. & Flores Soriano, M. (May 2013), "Chemical surface inhomogeneities in late B-type stars with Hg and Mn peculiarity. I. Spot evolution in HD 11753 on short and long time scales", Astronomy & Astrophysics Т. 553: 16, A27, DOI 10.1051/0004-6361/201220951
  4. 1 2 3 4 Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). “Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties”. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. DOI:10.1051/0004-6361/201833051.
  5. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 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). “Magnetism, chemical spots, and stratification in the HgMn star ϕ Phoenicis”. Astronomy and Astrophysics. 539: A142. arXiv:1111.6065. Bibcode:2012A&A...539A.142M. DOI:10.1051/0004-6361/201118167.
  6. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Pourbaix, D.; Boffin, H. M. J.; Chini, R. & Dembsky, T. (August 2013), "The multiplicity of φ Phe revisited", Astronomy & Astrophysics Т. 556: 4, A45, DOI 10.1051/0004-6361/201321699
  7. 1 2 3 Hubrig, S.; González, J. F.; Ilyin, I. & Korhonen, H. (November 2012), "Magnetic fields of HgMn stars", Astronomy & Astrophysics Т. 547: 24, A90, DOI 10.1051/0004-6361/201219778
  8. ↑ phi Phe. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  9. 1 2 Briquet, M.; Korhonen, H.; González, J. F. & Hubrig, S. (February 2010), "Dynamical evolution of titanium, strontium, and yttrium spots on the surface of the HgMn star HD 11753", Astronomy and Astrophysics Т. 511: 6, A71, DOI 10.1051/0004-6361/200913775
  10. ↑ Prvák, M.; Krtička, J.; Korhonen, H. (2018). “The millimagnitude variability of the HgMn star φ Phe”. Contributions of the Astronomical Observatory Skalnate Pleso. 48 (1): 93. Bibcode:2018CoSka..48...93P.
  11. ↑ Kochukhov, O.; Makaganiuk, V.; Piskunov, N. & Jeffers, S. V. (June 2013), "Are there tangled magnetic fields on HgMn stars?", Astronomy & Astrophysics Т. 554: 12, A61, DOI 10.1051/0004-6361/201321467
  12. ↑ Moore, J. H. (1911). “Twenty-three stars whose radial velocities vary”. Lick Observatory Bulletin. 6: 150. Bibcode:1911LicOB...6..150M.
  13. ↑ Dworetsky, M. M.; Stickland, D. J.; Preston, G. W.; Vaughan, A. H. (1982). “On the variable radial velocity of phi Phoenicis”. The Observatory. 102: 145. Bibcode:1982Obs...102..145D.
  14. ↑ Leone, F.; Catanzaro, G. (1999). “Orbital elements of binary systems with a chemically peculiar star”. Astronomy and Astrophysics. 343: 273. Bibcode:1999A&A...343..273L.
  15. ↑ Eggleton, P. P. & Tokovinin, A. A. (September 2008), "A catalogue of multiplicity among bright stellar systems", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Т. 389 (2): 869–879, DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x

Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".

Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.

Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .



Текст в блоке "Читать" взят с сайта "Википедия" и доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия.

Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.ru внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.

2019-2025
WikiSort.ru - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии