Фи Феникса

Перейти к навигацииПерейти к поиску
Фи Феникса
Двойная звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение01ч 54м 22,03с[1]
Склонение−42° 29′ 49,02″[1]
Расстояние311 ± 7 св. лет (95 ± 2 пк)
Видимая звёздная величина (V)5,115[2]
СозвездиеФеникс
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 классB9pHgMn[6]
B9V[7]
Показатель цвета
 • B−V−0,06[2]
 • U−B−0,125[2]
Переменностьвращающаяся переменная[вд][9]
Физические характеристики
Радиус9,5 R☉
Возраст260 млн лет
Температура10 399 К[10]
Светимость95 L☉
Металличность0,15[11]
Вращение14,7 ± 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
SIMBADданные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных 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[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

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

  1. ↑ 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.
  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, 31: 69, Bibcode:1972MNSSA..31...69C.
  3. ↑ 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.
  4. ↑ 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. — Bibcode: 2018A&A...616A...1G. — arXiv:1804.09365.
  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. 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. ↑ 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
  7. ↑ 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.
  8. ↑ phi Phe (англ.). SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. — [База астрономических данных SIMBAD. Центр астрономических данных в Страсбурге]. Дата обращения: 21 сентября 2017.
  9. ↑ 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
  10. ↑ 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
  11. ↑ 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
  12. ↑ 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
  13. ↑ 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.
  14. ↑ 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.
  15. ↑ 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.
  16. ↑ Moore, J. H. Twenty-three stars whose radial velocities vary // Lick Observatory Bulletin. — 1911. — Т. 6. — С. 150. — Bibcode: 1911LicOB...6..150M.
  17. ↑ 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. — Bibcode: 1982Obs...102..145D.
  18. ↑ 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.
  19. ↑ 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)