Phi Phoenicis
|
Observationsdata Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS ) |
|
|---|---|
| Konstellation | Fågel Fenix |
| Rätt uppstigning | 01 h 54 m 22.032 s |
| Deklination | −42° 29′ 48,94 tum |
| Skenbar magnitud (V) | 5,115 |
| Egenskaper | |
| Spektral typ |
B9pHgMn B9V |
| U−B färgindex | -0,125 |
| B−V färgindex | -0,06 |
| Astrometri | |
| Radiell hastighet (R v ) | 10,44 ± 0,04 km/s |
| Korrekt rörelse (μ) | RA: −33,476 mas / år Dec.: −30,113 mas / år |
| Parallax (π) | 10,185 ± 0,1886 mas |
| Distans | 320 ± 6 ly (98 ± 2 st ) |
| Absolut magnitud ( MV ) | 0,243 ± 0,076 |
| Bana | |
| Period (P) | 1 126,11 ± 0,16 d |
| Halvstor axel (a) | 36,3 mas |
| Excentricitet (e) | 0,589 ± 0,004 |
| Lutning (i) | 93 ± 4,7 ° |
| Periastron -epok (T) | 2453766,2 ± 2,2 |
|
Argument för periastron (ω) (sekundär) |
3,52 ± 0,01 [rad] ° |
|
Semi-amplitud (K 1 ) (primär) |
9,21 ± 0,09 km/s |
| Detaljer | |
| φ Phe A | |
| Massa | 3,0 ± 0,12 M ☉ |
| Radie | 2,817 ± 0,157 R ☉ |
| Ljusstyrka | 87 ± 7 L ☉ |
| Ytgravitation (log g ) | 3,8 ± 0,1 cgs |
| Temperatur | 10 500 ± 200 K |
| Metallicitet [Fe/H] | 0,15 dex |
| Rotation | 9,53077 ± 0,00011 d |
| Rotationshastighet ( v sin i ) | 13,62 ± 0,22 km/s |
| Ålder | 260 Myr |
| φ Phe B | |
| Massa | 0,91 ± 0,025 M ☉ |
| Andra beteckningar | |
| Databasreferenser | |
| SIMBAD | data |
Phi Phoenicis , latiniserad från φ Phoenicis , är ett binärt stjärnsystem i den södra stjärnbilden Phoenix . Det är svagt synligt för blotta ögat med en skenbar visuell magnitud på 5,1. Baserat på en årlig parallaxförskjutning på 10.185 mas sett från jorden, ligger den cirka 320 ljusår från solen . Den rör sig bort med en heliocentrisk radiell hastighet på 10,4 km/s .
Primär stjärna
Den primära komponenten är en huvudsekvensstjärna av B-typ med en stjärnklassificering av B9 V. Det är en typ av kemiskt märklig stjärna känd som en HgMn-stjärna , vilket betyder att den visar ytöverflöd av vissa grundämnen inklusive kvicksilver och mangan, och brister i andra inklusive helium, kobolt. Stjärnan har ungefär tre gånger solens massa och strålar ut 87 gånger solens ljusstyrka från sin fotosfär vid en effektiv temperatur på ungefär 10 500 K .
Rekonstruktionen av ytan av Phi Phoenicis genom doppleravbildning visade att den var heterogen med regioner med olika elementära överflöd. I synnerhet bildar stjärnan fläckar med höga eller låga förekomster av yttrium, strontium, titan och krom. Jämförelsen av överflödskartorna i olika epoker visade att fläckkonfigurationerna varierar på månatliga eller årliga tidsskalor. Spektrallinjerna för de oregelbundet fördelade elementen visar variationer som gjorde att en exakt rotationsperiod på 9,53 dagar kunde bestämmas, och visar också tecken på långvariga förändringar i överflöd. Analysen av fläckarna tyder på att rotationsaxeln lutar mot siktlinjen med en vinkel på cirka 53° och visar tecken på mycket svag differentialrotation . Stjärnfläckarna orsakar troligen milimagnitudvariationer i Phi Phoenicis ljusstyrka, även om det inte finns några exakta observationer som bekräftar detta.
Ursprunget till stjärnfläckarna och kemiska anomalier i HgMn-stjärnor är osäkert och har skapat kontroverser. Typiskt, som för Ap- och Bp-stjärnor , tillskrivs inhomogent fördelade element att vara organiserade magnetfält i stor skala , men det finns ingen avgörande upptäckt av magnetfält i HgMn-stjärnor. 2012 hävdade en studie att ha upptäckt ett svagt magnetfält i Phi Phoenicis korrelerat med fläckarna, men detta har bestridits. Man tror att diffusionsprocesser i atmosfären kan vara relaterade till de kemiska anomalierna, men detta förklarar inte kvantitativt de observerade variationerna.
Sekundär stjärna
Phi Phoenicis är en enkelradad spektroskopisk binär med en period på 1126 dagar och en excentricitet på 0,59. Det finns inga bevis för ytterligare stjärnor i systemet, men tidigare har detta ansetts vara ett trippelsystem, på grund av upptäckten av fel spektroskopisk period.
Variabiliteten av den radiella hastigheten hos Phi Phoenicis upptäcktes i de första spektroskopiska observationerna av stjärnan 1911 och bekräftades 1982, men uppgifterna var fortfarande inkluderande och ingen omloppsbana bestämdes. Den första orbitallösningen publicerades slutligen 1999, vilket gav en period på 41,4 dagar. Samtidigt, 1997, Hipparcos-katalogen som avslöjade att Phi Phoenicis var en astrometrisk binär med en beräknad period på 878 dagar (cirkulär omloppsbana). Således blev Phi Phoenicis ett trippelstjärnsystem, med en synlig stjärna, en spektroskopisk följeslagare och en astrometrisk följeslagare. En studie från 2013, med nya högupplösta radiella hastighetsdata från FEROS-, HARPS- och CORALIE -spektrograferna, visade att perioden för den spektroskopiska omloppsbanan faktiskt är närmare 1126 dagar, och inte 41,4 dagar; detta indikerar att den spektroskopiska följeslagaren är densamma som de astrometriska data detekterade. systemets orbitala lutning och gjorde det möjligt att uppskatta den sekundära stjärnans egenskaper.
Systemets omloppsbana är mycket excentric och ses nästan från sidan, med en lutning på 93 ± 4,7°. Den höga osäkerheten gör att förekomsten av förmörkelser är möjlig, trots att det är osannolikt. Utifrån denna lutning och om man antar en massa på 3,0 M ☉ för den primära, kan den binära massfunktionen användas för att beräkna en massa på 0,91 M ☉ för den sekundära. Den sekundära stjärnan antas vara en gul dvärg med en effektiv temperatur runt 5 500 K , och är 5,7 visuella magnituder svagare än den primära. Den genomsnittliga separationen mellan de två stjärnorna uppskattas till cirka 3,4 AU .
| Stjärnor |
|
||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| |||||||||||
| Galaxer |
|
||||||||||
| |||||||||||
