Fénix phi

Phi Phoenix ( angl.  φ Phoenicis ) je dvojhvězda [6] v jižním souhvězdí Fénixe . Slabě viditelné pouhým okem, zdánlivá magnituda je 5,1. [2] Na základě měření paralaxy 10,48 mas  pozorované ze Země [4] byla vzdálenost ke hvězdě odhadnuta na 310  světelných let . Hvězda se vzdaluje od Slunce radiální rychlostí 10,4 km/s [3] .

Hlavní součást

Hlavní složkou je hvězda hlavní posloupnosti spektrálního typu B9 V. [7] Jedná se o chemicky zvláštní hvězdu  - rtuť-mangan . Na povrchu hvězdy je zvýšený výskyt některých prvků včetně rtuti a manganu a také snížený výskyt helia, kobaltu a dalších prvků [12] . Hmotnost hvězdy je třikrát větší než hmotnost Slunce, [6] svítivost je 87krát větší než Slunce [5] při efektivní teplotě 10500 K [5] .

Rekonstrukce povrchu Phi Phoenix pomocí Dopplerovy metody ukázala, že hvězda je nehomogenní a má oblasti s různým množstvím chemických prvků. Zejména jsou přítomny skvrny s vysokým nebo nízkým obsahem yttria, stroncia, titanu a chrómu. Porovnání map abundance prvků v různých epochách ukázalo, že konfigurace slunečních skvrn se může měnit na časových škálách v řádu měsíců a let [12] [3] . Spektrální čáry nehomogenně rozmístěných prvků vykazují variace umožňující přesné stanovení doby rotace 9,53 dne a je také zaznamenána dlouhodobá změna chemické abundance. Analýza skvrn ukázala, že osa rotace byla skloněna k zorné linii pod úhlem přibližně 53° a také byla odhalena slabá diferenciální rotace [3] . Hvězdné skvrny pravděpodobně produkují malé odchylky velikosti, ale neexistují žádná přesná pozorování, která by to potvrdila [13] .

Důvod výskytu hvězdných skvrn a chemických anomálií v obsahu rtuti a manganu je nejasný. Často, jako v případě Ap- a Bp-hvězd , je nerovnoměrné rozložení prvků spojeno s velkým magnetickým polem , ale dosud nebylo u takových hvězd nalezeno žádné magnetické pole. V roce 2012 byly zveřejněny výsledky studie, během které bylo zjištěno, že Phi Phoenix má slabé magnetické pole, které koreluje s umístěním skvrn, [7] ale tyto výsledky jsou zpochybňovány [5] [14] . Předpokládá se, že difúzní procesy v atmosféře mohou být zodpovědné za anomálie v chemickém složení, ale to kvantitativně nevysvětluje pozorované variace [5] .

Druhá hvězda

Phi Phoenix je spektrální dvojhvězda s oběžnou dobou 1126 dní a excentricitou oběžné dráhy 0,59. Neexistují žádné důkazy o dalších hvězdách v systému, ale v minulosti byl systém považován za trojitý kvůli nesprávně určené periodě [6] .

Variabilita radiální rychlosti Phi Phoenix byla objevena během prvních spektrálních pozorování v roce 1911, [15] potvrzení bylo získáno v roce 1982, ale údaje o přesné dráze se nepodařilo získat [16] .První výpočty dráhy byly zveřejněny v roce 1999. oběžná doba 41, 4 dny [17] . V roce 1997 přitom katalog Hipparcos uvedl Phi Phoenix jako astrometrickou dvojhvězdu s periodou 878 dní (řešení pro kruhovou dráhu). Phi Phoenix tedy začal být považován za trojitý systém s viditelnými, spektroskopickými a astrometrickými složkami [18] . V roce 2013 studie založená na datech radiální rychlosti s vysokým rozlišením ze spektrografů FEROS, HARPS a CORALIE poskytla odhad orbitální periody blízký 1126 dnům, ale ne 41,4; [3] , možná to ukazuje na shodu spektroskopické a astrometrické složky. V témže roce byla v jiné studii porovnána astrometrická data s dráhou podle spektrálních dat, přičemž byl odhadnut sklon dráhy a určeny vlastnosti druhé hvězdy [6] .

Dráha hvězdného systému má velkou excentricitu a zdá se, že je pozorována z boku, ve sklonu 93 ± 4,7°. Přítomnost nejistoty znamená, že zatmění jednou složkou jiné je možné, i když nepravděpodobné. Se známým sklonem a odhadovanou hmotností primární složky 3,0  M ⊙ lze použít binární hmotnostní funkci k získání odhadu hmotnosti druhé složky 0,91  M ⊙ . Předpokládá se, že druhá hvězda je žlutý trpaslík s efektivní teplotou asi 5500 K a zdánlivou magnitudou o 5,7 větší než má primární složka. Průměrná vzdálenost mezi komponenty se odhaduje na asi 3,4 AU. [6] .

Poznámky

1. ↑ 1 2 van Leeuwen, F. (2007), Validation of the new Hipparcos reduction , Astronomy and Astrophysics vol. 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. (květen 2013), Chemické povrchové nehomogenity v pozdních hvězdách typu B se zvláštností Hg a Mn. I. Spot evolution in HD 11753 on short and long time scales , Astronomy & Astrophysics T. 553: 16, A27 , DOI 10.1051/0004-6361/201220951 
4. ↑ 1 2 3 4 Brown, AGA a kol. Gaia Data Release 2: Souhrn obsahu a vlastností průzkumu  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2018. - Srpen ( 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.; Sník, F.; Stempels, H.C.; Valenti, JA Magnetismus, chemické skvrny a stratifikace ve hvězdě HgMn ϕ Phenicis  //  Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 2012. - Sv. 539 . — S. 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. (srpen 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. (listopad 2012), Magnetická pole hvězd HgMn , Astronomy & Astrophysics T. 547: 24, A90 , DOI 10.1051/0004-6361/201219778 
8. ↑ phi Phe  . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Strasbourg . Datum přístupu: 21. září 2017.
9. ↑ Zorec J., Royer F. Rotační rychlosti hvězd typu A. IV. Vývoj rotačních rychlostí  (anglicky) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2012. - Vol. 537. - S. 120-120. - 22 hodin — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 – doi:10.1051/0004-6361/201117691 – arXiv:1201.2052
10. ↑ Smith KC, Dworetsky MM Elementární abundance v normálních pozdních B a HgMn hvězdách ze společně přidaných IUE spekter. I. Iron-peak elements  (anglicky) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1993. - Sv. 274.—S. 335–355. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
11. ↑ Díaz C. G., González J. F., Levato H., Grosso M. Přesné hvězdné rotační rychlosti pomocí Fourierovy transformace maxima křížové korelace  // Astron . Astrophys. / 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 Briquet, M.; Korhonen, H.; González, JF & Hubrig, S. (únor 2010), Dynamická evoluce skvrn titanu, stroncia a yttria na povrchu hvězdy HgMn HD 11753 , Astronomy and Astrophysics T. 511: 6, A71 , DOI 10004631/0106351/ /200913775 
13. ↑ Prvak, M.; Krtička, J.; Korhonen, H. Milimagnitudová variabilita hvězdy HgMn φ Phe  //  Contributions of the Astronomical Observatory Skalnate Pleso : journal. - 2018. - Sv. 48 , č. 1 . — S. 93 . — .
14. ↑ Kočukhov, O.; Makaganiuk, V.; Piskunov, N. & Jeffers, SV (červen 2013), Existují na hvězdách HgMn spletitá magnetická pole? , Astronomy & Astrophysics V. 554: 12, A61 , DOI 10.1051/0004-6361/201321467 
15. ↑ Moore, JH Dvacet tři hvězd, jejichž radiální rychlosti se mění // Bulletin Lickovy observatoře. - 1911. - T. 6 . - S. 150 . - .
16. ↑ Dworetsky, MM; Stickland, DJ; Preston, GW; Vaughan, AH O proměnné radiální rychlosti phi  Phoenicis //  Observatoř. - 1982. - Sv. 102 . - str. 145 . - .
17. ↑ Leone, F.; Catanzaro, G. Orbitální prvky binárních systémů s chemicky zvláštní hvězdou  (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 1999. - Sv. 343 . — S. 273 . - .
18. ↑ Eggleton, PP & Tokovinin, AA (září 2008), Katalog mnohosti mezi jasnými hvězdnými systémy , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vol. 389 (2): 869–879 , doi 10.1111/j.1362.008166 .X