Phoenix phi

Phi Phoenix ( eng.  φ Phoenicis ) er en dobbeltstjerne [6] i det sydlige stjernebillede Phoenix . Svagt synlig for det blotte øje, tilsyneladende størrelsesorden er 5,1. [2] Baseret på en parallaksemåling på 10,48 mas  observeret fra Jorden [4] blev afstanden til stjernen estimeret til 310  lysår . Stjernen bevæger sig væk fra Solen med en radial hastighed på 10,4 km/s [3] .

Hovedkomponent

Hovedkomponenten er en hovedsekvensstjerne af spektraltype B9 V. [7] Det er en kemisk ejendommelig stjerne  - kviksølv-mangan . På stjernens overflade er der en øget overflod af nogle grundstoffer, herunder kviksølv og mangan, samt en reduceret overflod af helium, kobolt og andre grundstoffer [12] . Stjernens masse er tre gange Solens masse, [6] lysstyrken er 87 gange Solens [5] ved en effektiv temperatur på 10500 K [5] .

Rekonstruktion af Phi Phoenix-overfladen ved hjælp af Doppler-metoden viste, at stjernen er inhomogen og har områder med forskellige mængder af kemiske grundstoffer. Der er især pletter med højt eller lavt indhold af yttrium, strontium, titanium og krom. Sammenligning af grundstofoverflodskort i forskellige epoker viste, at solpletkonfigurationen kan ændre sig på tidsskalaer af størrelsesordenen måneder og år [12] [3] . Spektrallinjerne af inhomogent fordelte elementer udviser variationer, der muliggør en nøjagtig bestemmelse af rotationsperioden på 9,53 dage, og en langsigtet ændring i kemisk overflod er også bemærket. En analyse af pletterne viste, at rotationsaksen var skråtstillet i forhold til sigtelinjen i en vinkel på ca. 53°, og der blev også afsløret en svag differentialrotation [3] . Stjernepletter producerer sandsynligvis små størrelsesvariationer, men der er ingen præcise observationer, der bekræfter dette [13] .

Årsagen til forekomsten af ​​stjernepletter og kemiske anomalier i indholdet af kviksølv og mangan er uklar. Ofte, som i tilfældene med Ap- og Bp-stjerner , er den ujævne fordeling af grundstoffer forbundet med et magnetfelt i stor skala , men indtil videre er der ikke fundet noget magnetfelt i sådanne stjerner. I 2012 blev resultaterne af en undersøgelse offentliggjort, hvor Phi Phoenix viste sig at have et svagt magnetfelt, der korrelerer med placeringen af ​​pletterne, [7] , men der sættes spørgsmålstegn ved disse resultater [5] [14] . Det menes, at diffusionsprocesser i atmosfæren kan være ansvarlige for anomalierne i den kemiske sammensætning, men dette forklarer ikke kvantitativt de observerede variationer [5] .

Anden stjerne

Phi Phoenix er en spektral dobbeltstjerne med en omløbsperiode på 1126 dage og en orbital excentricitet på 0,59. Der er ingen tegn på andre stjerner i systemet, men tidligere blev systemet betragtet som et tredobbelt på grund af en forkert bestemt periode [6] .

Phi Phoenix' radiale hastighedsvariabilitet blev opdaget under de første spektrale observationer i 1911, [15] bekræftelse blev opnået i 1982, men data om den nøjagtige bane kunne ikke opnås [16]. De første beregninger af kredsløbet blev offentliggjort i 1999, en omløbsperiode på 41, 4 dage [17] . På samme tid, i 1997, listede Hipparcos-kataloget Phi Phoenix som en astrometrisk binær med en periode på 878 dage (løsning for en cirkulær bane). Så Phi Phoenix begyndte at blive betragtet som et tredobbelt system med synlige, spektroskopiske og astrometriske komponenter [18] . I 2013 producerede en undersøgelse baseret på højopløselige radialhastighedsdata fra FEROS-, HARPS- og CORALIE-spektrograferne et estimat for omløbsperioden tæt på 1126 dage, men ikke 41,4; [3] , måske indikerer dette sammenfaldet af de spektroskopiske og astrometriske komponenter. Samme år blev astrometriske data i et andet studie sammenlignet med kredsløbet i henhold til spektrale data, mens kredsløbshældningen blev estimeret og egenskaberne af den anden stjerne blev bestemt [6] .

Stjernesystemets kredsløb har en stor excentricitet og ser ud til at blive observeret kant-på med en hældning på 93 ± 4,7°. Tilstedeværelsen af ​​usikkerhed betyder, at formørkelser af en komponent af en anden er mulige, selvom det er usandsynligt. Med en kendt hældning og en estimeret masse af den primære komponent på 3,0  M ⊙ kan man bruge den binære massefunktion til at opnå et estimat af den anden komponents masse på 0,91  M ⊙ . Den anden stjerne menes at være en gul dværg med en effektiv temperatur på omkring 5500 K og en tilsyneladende størrelsesorden 5,7 større end den primære komponents. Den gennemsnitlige afstand mellem komponenterne er estimeret til at være omkring 3,4 AU. [6] .

Noter

1. ↑ 1 2 van Leeuwen, F. (2007), Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics bind 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:20078357 
2. ↑ 1 2 3 4 Cousins, AWJ (1972), UBV Photometry of Some Very Bright Stars, Monthly Notes of the Astronomical Society of Southern Africa Vol . 31: 69 
3. ↑ 1 2 3 4 5 Korhonen, H.; Gonzalez, JF; Briquet, M. & Flores Soriano, M. (maj 2013), Kemiske overfladeinhomogeniteter i sen B-type stjerner med Hg- og Mn-ejendommelighed. I. Spot evolution i HD 11753 på kort og lang tidsskala , Astronomy & Astrophysics T. 553: 16, A27 , DOI 10.1051/0004-6361/201220951 
4. ↑ 1 2 3 4 Brown, AGA et al. Gaia Data Release 2: Resumé af indholdet og undersøgelsens egenskaber  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2018. - August ( vol. 616 ). — P.A1 . - doi : 10.1051/0004-6361/201833051 . — . - arXiv : 1804.09365 .
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Makaganiuk, V.; Kochukhov, O.; Piskunov, N.; Jeffers, SV; Johns-Krull, C.M.; Keller, CU; Rodenhuis, M.; Snik, F.; Stempels, H.C.; Valenti, JA Magnetisme, kemiske pletter og lagdeling i HgMn-stjernen ϕ Phenicis  //  Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 2012. - Vol. 539 . — P. A142 . - doi : 10.1051/0004-6361/201118167 . - . - arXiv : 1111.6065 .
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Pourbaix, D.; Boffin, HMJ; Chini, R. & Dembsky, T. (august 2013), The multiplicity of φ Phe revisited , Astronomy & Astrophysics T. 556: 4, A45 , DOI 10.1051/0004-6361/201321699 
7. ↑ 1 2 3 Hubrig, S.; Gonzalez, JF; Ilyin, I. & Korhonen, H. (november 2012), Magnetic fields of HgMn stars , Astronomy & Astrophysics T. 547: 24, A90 , DOI 10.1051/0004-6361/201219778 
8. ↑ phi Phe  . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Strasbourg . Dato for adgang: 21. september 2017.
9. ↑ Zorec J., Royer F. Rotationshastigheder for stjerner af A-typen. IV. Udvikling af rotationshastigheder  (engelsk) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2012. - Vol. 537. - S. 120-120. - 22 kl. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201117691 - arXiv:1201.2052
10. ↑ Smith KC, Dworetsky MM Grundstofoverflod i normale sent-B- og HgMn-stjerner fra samtidig tilføjede IUE-spektre. I. Iron-peak elementer  (engelsk) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1993. - Vol. 274.—S. 335–355. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
11. ↑ Díaz C. G., González J. F., Levato H., Grosso M. Nøjagtige stjernerotationshastigheder ved hjælp af Fourier-transformationen af ​​krydskorrelationsmaksimum  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2011. - Vol. 531.-P. A143. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201016386 - arXiv:1012.4858
12. ↑ 1 2 Briket, M.; Korhonen, H.; González, JF & Hubrig, S. (februar 2010), Dynamisk udvikling af titanium-, strontium- og yttriumpletter på overfladen af ​​HgMn-stjernen HD 11753 , Astronomy and Astrophysics T. 511: 6, A71 , DOI 1061004 1061041060100. /200913775 
13. ↑ Prvak, M.; Krticka, J.; Korhonen, H. HgMn-stjernens millimagnitudevariabilitet φ Phe  //  Bidrag fra Astronomisk Observatorium Skalnate Pleso : tidsskrift. - 2018. - Bd. 48 , nr. 1 . — S. 93 . — .
14. ↑ Kochukhov, O.; Makaganiuk, V.; Piskunov, N. & Jeffers, SV (juni 2013), Er der sammenfiltrede magnetfelter på HgMn-stjerner? , Astronomi & Astrofysik V. 554: 12, A61 , DOI 10.1051/0004-6361/201321467 
15. ↑ Moore, JH Treogtyve stjerner, hvis radiale hastigheder varierer // Lick Observatory Bulletin. - 1911. - T. 6 . - S. 150 . - .
16. ↑ Dworetsky, MM; Stickland, DJ; Preston, GW; Vaughan, AH Om den variable radiale hastighed af phi  Phoenicis //  Observatoriet. - 1982. - Bd. 102 . - S. 145 . - .
17. ↑ Leone, F.; Catanzaro, G. Orbitale elementer i binære systemer med en kemisk ejendommelig stjerne  (engelsk)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 1999. - Vol. 343 . — S. 273 . - .
18. ↑ Eggleton, PP & Tokovinin, AA (september 2008), Et katalog over mangfoldighed blandt lysstærke stjernesystemer , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society bind 389 (2): 869–879 , doi 10.1111/j.1365.50066. .x