Фи Феникса
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] | ||||||||||||||||||
Переменность | вращающаяся переменная[вд][9] | ||||||||||||||||||
Физические характеристики | |||||||||||||||||||
Радиус | 9,5 R☉ | ||||||||||||||||||
Возраст | 260 млн лет | ||||||||||||||||||
Температура | 10 399 К[10] | ||||||||||||||||||
Светимость | 95 L☉ | ||||||||||||||||||
Металличность | 0,15[11] | ||||||||||||||||||
Вращение | 14,7 ± 0,9 км/с[12] | ||||||||||||||||||
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[8] | |||||||||||||||||||
Информация в базах данных | |||||||||||||||||||
SIMBAD | данные | ||||||||||||||||||
Звёздная система | |||||||||||||||||||
У звезды существует 2 компонента Их параметры представлены ниже: |
|||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||
![]() |
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
[править | править код]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[13]. 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[13][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[14].
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][15]. Считается, что процессы диффузии в атмосфере могут быть ответственными за аномалии химического состава, но это не объясняет количественно наблюдаемые вариации[5].
Вторая звезда
[править | править код]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,[16] подтверждение получено в 1982 году, но данные о точной орбите получить не удалось[17].Первые расчёты орбиты были опубликованы в 1999 году, был получен орбитальный период 41,4 дней[18]. 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[19]. 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
[править | править код]- ↑ 1 2 van Leeuwen, F. (2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ↑ 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, 31: 69, Bibcode:1972MNSSA..31...69C.
- ↑ 1 2 3 4 5 Korhonen, H.; et al. (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, 553: 16, arXiv:1302.5119, Bibcode:2013A&A...553A..27K, doi:10.1051/0004-6361/201220951, A27.
- ↑ 1 2 3 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. — . — arXiv:1804.09365.
- ↑ 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. 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. — . — arXiv:1111.6065.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Pourbaix, D.; et al. (August 2013), "The multiplicity of φ Phe revisited", Astronomy & Astrophysics, 556: 4, arXiv:1304.7756, Bibcode:2013A&A...556A..45P, doi:10.1051/0004-6361/201321699, A45
- ↑ 1 2 3 Hubrig, S.; et al. (November 2012), "Magnetic fields of HgMn stars", Astronomy & Astrophysics, 547: 24, arXiv:1208.2910, Bibcode:2012A&A...547A..90H, doi:10.1051/0004-6361/201219778, A90.
- ↑ phi Phe (англ.). SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. — [База астрономических данных SIMBAD. Центр астрономических данных в Страсбурге]. Дата обращения: 21 сентября 2017.
- ↑ Kochukhov O., Khalack V., Kobzar O., Neiner C., Paunzen E., Labadie-Bartz J., David-Uraz A. TESS survey of rotational and pulsational variability of mercury-manganese stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2021. — Vol. 506, Iss. 4. — P. 5328—5344. — 17 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STAB2107 — arXiv:2107.09096
- ↑ Zorec J., Royer F. Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 537. — 22 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201117691 — arXiv:1201.2052
- ↑ 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.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 1993. — Vol. 274. — P. 335–355. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
- ↑ Díaz C. G., González J. F., Levato H., Grosso M. Accurate stellar rotational velocities using the Fourier transform of the cross correlation maximum (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2011. — Vol. 531. — 11 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201016386 — arXiv:1012.4858
- ↑ 1 2 Briquet, M.; et al. (February 2010), "Dynamical evolution of titanium, strontium, and yttrium spots on the surface of the HgMn star HD 11753", Astronomy and Astrophysics, 511: 6, arXiv:1003.1902, Bibcode:2010A&A...511A..71B, doi:10.1051/0004-6361/200913775, A71.
- ↑ 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. — .
- ↑ Kochukhov, O.; et al. (June 2013), "Are there tangled magnetic fields on HgMn stars?", Astronomy & Astrophysics, 554: 12, arXiv:1304.6717, Bibcode:2013A&A...554A..61K, doi:10.1051/0004-6361/201321467, A61.
- ↑ Moore, J. H. Twenty-three stars whose radial velocities vary // Lick Observatory Bulletin. — 1911. — Т. 6. — С. 150. — .
- ↑ Dworetsky, M. M.; Stickland, D. J.; Preston, G. W.; Vaughan, A. H. On the variable radial velocity of phi Phoenicis (англ.) // The Observatory[англ.]. — 1982. — Vol. 102. — P. 145. — .
- ↑ 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. — .
- ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (September 2008), "A catalogue of multiplicity among bright stellar systems", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389 (2): 869—879, arXiv:0806.2878, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x.
{{citation}}
: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)