AD Phoenicis

AD Phoenicis

En ljuskurva för AD Phoenicis, plottad från TESS -data
Observationsdata Epoch J2000 Equinox J2000
Konstellation	Fågel Fenix
Rätt uppstigning	01 h 16 m 38,07 s
Deklination	−39° 42′ 31,33″
Skenbar magnitud (V)	10.27 – 10.80
Egenskaper
Evolutionsstadiet	F9/G0V
B−V färgindex	0,56
Variabel typ	W UMa
Astrometri
Radiell hastighet (R v )	28,87 ± 1,47 km/s
Korrekt rörelse (μ)	RA: −3,24 mas / år Dec.: +23,04 mas / år
Parallax (π)	4,9818 ± 0,0311 mas
Distans	655 ± 4 ly (201 ± 1 st )
Bana
Period (P)	0,37992361 dagar
Halvstor axel (a)	2,46 R ☉
Lutning (i)	76,92 ± 0,06°
Semi-amplitud (K 1 ) (primär)	89,04 ± 3,10 km/s
Halvamplitud (K 2 ) (sekundär)	242,41 ± 1,42 km/s
Detaljer
Primär
Massa	1 004 M ☉
Radie	1,17 R ☉
Ljusstyrka	1,476 L ☉
Temperatur	6 155 K
Sekundär
Massa	0,378 M ☉
Radie	0,76 R ☉
Ljusstyrka	0,706 L ☉
Temperatur	5 835 K
Andra beteckningar
AD Phe , CD −40°288 , HIP 5955
Databasreferenser
SIMBAD	data

AD Phoenicis är en variabel stjärna i stjärnbilden Phoenix . En förmörkande binär , dess skenbara magnitud har ett maximum av 10,27, dämpande till 10,80 under primära och sekundära förmörkelser, som är ungefär lika. Från parallaxmätningar från rymdfarkosten Gaia är systemet beläget på ett avstånd av 655 ljusår (201 parsecs ) från jorden.

AD Phoenicis är en kontaktbinär av typen W Ursae Majoris , sammansatt av två stjärnor så nära att deras ytor vidrör varandra. De är åtskilda av 2,46 solradier och kretsar kring varandra med en period på 0,3799 dagar. Den primära stjärnan har en massa på 1,00 solmassa och en radie på 1,17 solradier, medan den sekundära har 0,38 solmassor och 0,76 solradier. Deras yttemperaturer är mycket lika, 6 155 och 5 835 K , vilket är anledningen till att förmörkelserna är lika djupa.

I synligt ljus bidrar primärstjärnan med 71,2 % av systemets ljusstyrka, medan den sekundära bidrar med resten (28,8 %). Tidigare analyser av systemet antydde att den sekundära stjärnan förmörkades under det primära minimumet och därför var varmare än den primära. Den bolometriska ljusstyrkan för de två stjärnorna tillsammans är 2.298 L _☉ . Förmörkelsens ljuskurva visar ett asymmetriskt särdrag som bäst förklaras av en stor stjärnfläck i primärytan, cirka 700 K kallare än resten av fotosfären. Asymmetri i ljuskurvan kan också orsakas av stjärnfläckar på en eller båda komponenterna, vilket skulle resultera i något resultat för de två stjärnornas fysiska egenskaper.

Variationer i systemets omloppsperiod har upptäckts, vilka modellerades som en kontinuerlig minskning i perioden plus en cyklisk svängning. Periodminskningen på cirka 1,5 × 10 ⁻⁷ dagar per år orsakas sannolikt av massöverföring från sekundär- till primärstjärnan, medan svängningen kan förklaras av en tredje stjärna i systemet eller av en magnetisk aktivitetscykel. I den tredje stjärnhypotesen skulle dess omloppsbana ha en period på 56,2 ± 0,9 år och en excentricitet på 0,36 ± 0,01. En minimimassa på 0,257 solmassor beräknas, vilket motsvarar en röd dvärg av spektraltyp M4–M5, i överensstämmelse med bristen på fotometriska och spektroskopiska bevis för denna stjärna.