astro.wikisort.org - Звезда

Search / Calendar

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].

Фи Феникса
Двойная звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 01ч 54м 22,03с[1]
Склонение −42° 29′ 49,02″[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
 • прямое восхождение −34,77[4] mas в год
 • склонение −30,06[4] mas в год
Параллакс (π) 10,4831 ± 0,2468[4] mas
Абсолютная звёздная величина (V) 0,243 ± 0,076[5]
Спектральные характеристики
Спектральный класс B9pHgMn[6]
B9V[7]
Показатель цвета
 • B−V −0,06[2]
 • U−B −0,125[2]
Физические характеристики
Радиус 9,5 R☉
Температура 10 399 К[8]
Светимость 95 L☉
Металличность 0,15[9]
Вращение 14,7 ± 0,9 км/с[10]
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
Коды в каталогах
FK5 1053, HD 11753, HIP 8882, HR 558, SAO 215697, GC 2315[11]
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Информация в Викиданных ?

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[12]. 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[12][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[13].

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][14]. 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,[15] подтверждение получено в 1982 году, но данные о точной орбите получить не удалось[16].Первые расчёты орбиты были опубликованы в 1999 году, был получен орбитальный период 41,4 дней[17]. 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[18]. 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. 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. 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. 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. Brown, A. G. A. et al. Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2018. — August (vol. 616). — P. A1. — doi:10.1051/0004-6361/201833051. — Bibcode: 2018A&A...616A...1G. — arXiv:1804.09365.
  5. 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. Magnetism, chemical spots, and stratification in the HgMn star ϕ Phoenicis (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2012. — Vol. 539. — P. A142. — doi:10.1051/0004-6361/201118167. — Bibcode: 2012A&A...539A.142M. — arXiv:1111.6065.
  6. 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. 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. Zorec J., Royer F. Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 537. — P. 120–120. — 22 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201117691 — arXiv:1201.2052
  9. Smith K. C., Dworetsky M. M. Elemental abundances in normal late-B and HgMn stars from co-added IUE spectra. I. Iron-peak elements (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 1993. — Vol. 274. — P. 335–355. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
  10. Díaz C. G., González J. F., Levato H., Grosso M. Accurate stellar rotational velocities using the Fourier transform of the cross correlation maximum (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2011. — Vol. 531. — P. A143. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201016386 — arXiv:1012.4858
  11. phi Phe. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Дата обращения: 21 сентября 2017.
  12. 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
  13. Prvák, M.; Krtička, J.; Korhonen, H. The millimagnitude variability of the HgMn star φ Phe (англ.) // Contributions of the Astronomical Observatory Skalnate Pleso : journal. — 2018. — Vol. 48, no. 1. — P. 93. — Bibcode: 2018CoSka..48...93P.
  14. 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
  15. Moore, J. H. Twenty-three stars whose radial velocities vary // Lick Observatory Bulletin. — 1911. — Т. 6. — С. 150. — Bibcode: 1911LicOB...6..150M.
  16. Dworetsky, M. M.; Stickland, D. J.; Preston, G. W.; Vaughan, A. H. On the variable radial velocity of phi Phoenicis (англ.) // The Observatory  (англ.) (рус.. — 1982. — Vol. 102. — P. 145. — Bibcode: 1982Obs...102..145D.
  17. Leone, F.; Catanzaro, G. Orbital elements of binary systems with a chemically peculiar star (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 1999. — Vol. 343. — P. 273. — Bibcode: 1999A&A...343..273L.
  18. 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

На других языках

[en] Phi Phoenicis

Phi Phoenicis, Latinized from φ Phoenicis, is a binary star[3] system in the southern constellation of Phoenix. It is faintly visible to the naked eye with an apparent visual magnitude of 5.1.[2] Based upon an annual parallax shift of 10.185 mas as seen from Earth,[1] it is located approximately 320 light years from the Sun. It is moving away with a heliocentric radial velocity of 10.4 km/s.[5]
- [ru] Фи Феникса


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.org внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.

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