Фи Феникса

Эта статья находится на начальном уровне проработки, в одной из её версий выборочно используется текст из источника, распространяемого под свободной лицензией
Материал из энциклопедии Руниверсалис
Фи Феникса
Двойная звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 01ч 54м 22.03347с[1] −42° 29′ 49.0183″[1]
Склонение 01ч 54м 22.03347с[1] −42° 29′ 49.0183″[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]
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:
Компонент A
φ Феникса A
Масса 3,0 ± 0,12[6] M⊙
Радиус 2,817 ± 0,157[5] R⊙
Возраст 260[6] млн лет
Температура 10 500 ± 200[5] K
Светимость 87 ± 7[5] L⊙
Металличность 0,15[6]
Вращение 13,62 ± 0,22 км/с[5]
Компонент B
φ Феникса B
Масса 0,91 ± 0,025[6] M⊙

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[9]. 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[9][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[10].

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][11]. 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,[12] подтверждение получено в 1982 году, но данные о точной орбите получить не удалось[13].Первые расчёты орбиты были опубликованы в 1999 году, был получен орбитальный период 41,4 дней[14]. 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[15]. 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. ↑ 1,0 1,1 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. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 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. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 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. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 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. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 5,6 5,7 5,8 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. ↑ 6,00 6,01 6,02 6,03 6,04 6,05 6,06 6,07 6,08 6,09 6,10 6,11 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. ↑ 7,0 7,1 7,2 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. ↑ phi Phe (англ.). SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Дата обращения: 21 сентября 2017.
  9. ↑ 9,0 9,1 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 
  10. ↑ 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.
  11. ↑ 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 
  12. ↑ Moore, J. H. Twenty-three stars whose radial velocities vary // Lick Observatory Bulletin. — 1911. — Т. 6. — С. 150. — Bibcode: 1911LicOB...6..150M.
  13. ↑ 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.
  14. ↑ 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.
  15. ↑ 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 
Источник — https://xn--h1ajim.xn--p1ai/index.php?title=Фи_Феникса&oldid=18468436