페니키시스 AI
AI Phoenicis| 관측 데이터 에폭 J2000 이쿼녹스 J2000 | |
|---|---|
| 별자리 | 피닉스 |
| 우측 상승 | 01h 09m 34.19s[1] |
| 탈위임 | −46° 15′ 56.07″[1] |
| 겉보기 크기 (V) | 8.58 – 9.35[2] |
| 특성. | |
| 스펙트럼형 | K0IV + F7V[3] |
| 변수형 | 알골[2] |
| 아스트로메트리 | |
| 방사 속도 (Rv) | −0.750 ± 0.012[4] km/s |
| 고유 운동 (μ) | RA: +56.27[1]mas/yr Dec.: +0.70[1]mas/yr |
| 시차 (π) | 5.8336 ± 0.0262[1] 마스 |
| 거리 | 559 ± 3 리 (1998.4 ± 0.8pc) |
| 절대치수 (MV) | A: 3.29 ± 0.17[3] B: 3.06 ± 0.13[3] |
| 궤도 | |
| 기간 (P) | 24.592483 ± 0.000017일[5] |
| 반주축 (a) | 47.855 ± 0.019 R☉[4] |
| 편심성 (e) | 0.1821 ± 0.0051[5] |
| 기울기 (i) | 88.502 ± 0.039[5]° |
| 페리아스트론의 인수 (ω) (2차) | 110.73 ± 0.78[5]° |
| 반암도 (K1) (iii) | 51.16 ± 0.03km[4]/s |
| 반암도 (K2) (2차) | 49.11 ± 0.02km[4]/s |
| 세부 사항 | |
| 금속성 [Fe/H] | -0.14 ± 0.1[6] 덱스 |
| 나이 | 4.39 ± 0.32[5] Gyr |
| 1차 | |
| 미사 | 1.2473 ± 0.0039[5] M☉ |
| 반지름 | 2.912 ± 0.014[5] R☉ |
| 루미도 | 4.86+0.52 −0.46[3] L☉ |
| 표면 중력 (log g) | 3.595 ± 0.014[3] cgs |
| 온도 | 5,010 ± 120[3] K |
| 회전 속도 (v sin i) | 6 ± 1[6] km/s |
| 이차적 | |
| 미사 | 1.1973 ± 0.0037[5] M☉ |
| 반지름 | 1.835 ± 0.014[5] R☉ |
| 루미도 | 4.70+0.49 −0.44[3] L☉ |
| 표면 중력 (log g) | 3.996 ± 0.011[3] cgs |
| 온도 | 6,310 ± 150[3] K |
| 회전 속도 (v sin i) | 4 ± 1[6] km/s |
| 기타 지정 | |
| 데이터베이스 참조 | |
| 심바드 | 자료 |
AI 페니키스는 피닉스 별자리에 있는 변광성이다. 알골형 에클립싱 이항은 겉보기 크기가 대부분 8.58로 일정하며, 일식 때는 9.35까지, 이차식 때는 8.89까지 급격히 떨어진다.[2] 시스템의 변동성은 1972년 W. 스트로마이어에 의해 발견되었다.[8] 가이아 우주선에 의한 시차 측정으로부터, 시스템은 그것의 발광도(173 ± 11 파섹)에 근거한 초기 추정치와 일치하여 지구로부터 560광년(171 파섹)의 거리에 위치한다.[1][3]
일차 항성은 K0IV 스펙트럼 타입의 K0IV와 유효온도 5,000K의 K형 부기성인 반면, 2차 항성은 F7V의 스펙트럼 타입과 6,300K의 온도를 갖는 F형 주계열성이다. 1차 구성 요소는 시각적으로 희미하지만 적외선 출력이 더 높기 때문에 2차 구성 요소보다 약간 더 빛을 발한다.[3] 1차는 주요 수명의 끝자락에 있으며,[5] 핵 수소 융합이 중단되었지만 아직 껍데기 연소가 시작되지 않은 후크라고 알려진 짧은 수축 단계에 있을 가능성이 있다. 광도 관측과 분광 관측으로 항성의 매개변수를 극도의 정밀도로 직접 결정할 수 있었으며, 이 시스템은 항성 진화 모델을 시험하는 데 자주 사용된다.[6][3][5][9] 별의 질량 1.247 M☉ 1차 및 1차 투표용 M☉ 2차 분포의 경우, 2.91의 반지름과 0.3%의 정밀도로 알려져 있다. R☉ 및 1.84 R☉ 불확실성은 각각 0.8%와 0.5%이다.[5] 별 진화 모델은 별들이 약 44억 년의 공통 연령을 가지고 있다는 것을 보여준다.[5]
AI 페니키시스 궤도는 24.59248일, 중간 기이도는 0.1821±0.0051일이다. 일식의 관찰은 하늘의 평면에 대한 88.5°의 경사로 허용된다. 최소 빛의 시간은 계의 궤도 주기가 일정하지 않음을 보여주는데,[5] 계의 제3의 별에 의해 발생할 수 있다. Rossiter-McLaughlin 효과에 의한 시스템 정렬을 분석하면 2차 항성 회전 축이 궤도 축과 정렬되지 않고, 그 사이에 87 ± 17°의 각이 있음을 알 수 있으며, 이는 또한 제3의 항성과의 상호작용을 나타낸다.[10]
2020년 테스 전망대를 중심으로 조사가 계속되고 있다. Arxiv astro-ph를 참조하십시오.SR/ 2003.09295 [1]
참조
- ^ a b c d e f Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051.이 소스에 대한 가이아 DR2 기록 VizieR.
- ^ a b c Samus', N. N; Kazarovets, E. V; Durlevich, O. V; Kireeva, N. N; Pastukhova, E. N (2017). "General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1". Astronomy Reports. 61 (1): 80. Bibcode:2017ARep...61...80S. doi:10.1134/S1063772917010085. S2CID 125853869.
- ^ a b c d e f g h i j k l Torres, G.; Andersen, J.; Giménez, A. (2010). "Accurate masses and radii of normal stars: Modern results and applications". Astronomy and Astrophysics Review. 18 (1–2): 67–126. arXiv:0908.2624. Bibcode:2010A&ARv..18...67T. doi:10.1007/s00159-009-0025-1. S2CID 14006009.
- ^ a b c d Hełminiak, K. G.; Konacki, M.; Ratajczak, M.; Muterspaugh, M. W. (2009). "Orbital and physical parameters of eclipsing binaries from the All-Sky Automated Survey catalogue - I. A sample of systems with components' masses between 1 and 2 Msolar". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 400 (2): 969. arXiv:0908.3471. Bibcode:2009MNRAS.400..969H. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15513.x. S2CID 16668225.
- ^ a b c d e f g h i j k l m n Kirkby-Kent, J. A.; Maxted, P. F. L.; Serenelli, A. M.; Turner, O. D.; Evans, D. F.; Anderson, D. R.; Hellier, C.; West, R. G. (2016). "Absolute parameters for AI Phoenicis using WASP photometry". Astronomy and Astrophysics. 591: A124. arXiv:1605.07059. Bibcode:2016A&A...591A.124K. doi:10.1051/0004-6361/201628581. S2CID 56113989.
- ^ a b c d Andersen, J.; Clausen, J. V.; Nordstrom, B.; Gustafsson, B.; Vandenberg, D. A. (1988). "Absolute dimensions of eclipsing binaries. XIII. AI Phoenicis : A casestudy in stellar evolution". Astronomy and Astrophysics. 196: 128. Bibcode:1988A&A...196..128A.
- ^ "AI Phe". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 17 February 2019.
- ^ Strohmeier, W. (1972). "Three New Bright Eclipsing Binaries". Information Bulletin on Variable Stars. 665: 1. Bibcode:1972IBVS..665....1S.
- ^ Higl, J.; Weiss, A. (2017). "Testing stellar evolution models with detached eclipsing binaries". Astronomy and Astrophysics. 608: A62. Bibcode:2017A&A...608A..62H. doi:10.1051/0004-6361/201731008.
- ^ Sybilski, P.; Pawłaszek, R. K.; Sybilska, A.; Konacki, M.; Hełminiak, K. G.; Kozłowski, S. K.; Ratajczak, M. (2018). "Tracking spin-axis orbital alignment in selected binary systems: The Torun Rossiter-McLaughlin effect survey". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 478 (2): 1942. arXiv:1805.00520. Bibcode:2018MNRAS.478.1942S. doi:10.1093/mnras/sty1135. S2CID 119008317.
