피페니키스

Phi Phoenicis
피페니키스
관측 데이터
Epoch J2000.0 이쿼녹스 J2000.0(ICRS)
별자리 피닉스
우측 상승 01h 54m 22.03347s[1]
탈위임 −42° 29′ 49.0183″[1]
겉보기 크기 (V) 5.115[2]
특성.
스펙트럼형 B9pHgMn[3]
B9V[4]
U-B색지수 −0.125[2]
B-V색지수 −0.06[2]
아스트로메트리
방사 속도 (Rv)10.44±0.04km[5]/s
고유 운동 (μ) RA: −34.77[6]mas/yr
Dec.: −30.06[6]mas/yr
시차 (π)10.4831 ± 0.2468[6] 마스
거리311 ± 7 리
(95 ± 2 pc)
절대치수 (MV)0.243±0.076[7]
궤도[5]
기간 (P)1,196.11±0.16d
반주축 (a)36.3 마스[3]
편심성 (e)0.589±0.004
기울기 (i)93±4.7[3]°
페리아스트론 신기원을 이루다 (T)2453766.2 ± 2.2
페리아스트론의 인수 (ω)
(2차)		3.52±0.01 [rad]°
반암도 (K1)
(iii)		9.21±0.09km/s
세부 사항
φ Phe A
미사3.0±0.12[3] M☉
반지름2.817±0.157[7] R☉
루미도87±7[7] L☉
표면 중력 (log g)3.8±0.1[7] cgs
온도10,500±200[7] K
금속성 [Fe/H]0.15[3] 덱스
회전9.1677±0.00011 d[5]
회전 속도 (v sin i)13.62±0.22km[7]/s
나이260[3] 마이어
φ Phe B
미사0.91 ± 0.025[3] M☉
기타 지정
φ Phe, CPD−43° 583, FK5 1053, GC 2315, HD 11753, HIP 8882, HR 558, SAO 215697[8]
데이터베이스 참조
심바드자료

피페니키스(Phi Penicis)는 피닉스(Phenixicis)에서 라틴어로 표기된 것으로, 피닉스(Phenix) 남쪽 별자리에 있는 2진 항성계통이다[3]. 외관상 5.1의 시력으로 육안으로 희미하게 보인다.[2] 지구에서 볼 수 있는 연간 시차 변화량 10.48 mas를 바탕으로 태양으로부터 약 310광년 떨어진 곳에 위치한다.[6] 그것은 반경 10.4 km/s의 속도로 태양으로부터 멀어지고 있다.[5]

1차 항성

1차 성분은 B9 V의 별 분류를 가진 B형 주계열성이다.[4] HgMn 항성으로 알려진 화학적으로 특이한 별의 일종으로 수은과 망간을 포함한 특정 원소의 표면 과잉과 헬륨, 코발트 등을 포함한 다른 원소의 결핍을 보여준다.[9] 이 별은 태양의 약 3배의[3] 질량을 가지고 있으며 약 10,500 K의 유효 온도에서 광구에서 태양의 87배의[7] 광도를 방출하고 있다.[7]

도플러 영상에 의한 피페니키스 표면의 재구성은 원소 함량이 다른 지역과 이질적이라는 것을 보여주었다. 특히 이 별은 이티움, 스트론튬, 티타늄, 크롬의 함량이 높거나 낮은 점을 형성한다. 각기 다른 epociety의 풍부지도를 비교한 결과, 월별 또는 연도별 시간 척도에 따라 현물 구성이 다르다는 것을 알 수 있었다.[9][5] 불규칙하게 분포된 원소의 스펙트럼 라인은 9.53일의 정확한 회전 기간을 결정할 수 있는 변이를 보이며, 장기적 풍요 변화의 증거도 보여준다. 점들을 분석해 보면 회전축이 시선에 약 53° 각도로 기울어져 있으며, 매우 약한 미분회전의 증거를 보여주고 있다.[5] 이 별똥별들은 이것을 확인할 정확한 관찰이 없음에도 불구하고 아마도 피페니키스의 밝기에 미세한 변화를 일으킬 것이다.[10]

HgMn 별에 있는 별똥별과 화학적 변칙의 출처가 불확실해 논란이 일고 있다. 전형적으로 Ap, bp별과 같이 불균등하게 분포된 원소는 대규모의 조직화된 자기장으로 귀속되지만 HgMn 별에서 자기장의 결정적인 검출은 없다. 2012년 피페니키스에서 점들과 상관관계가 있는 약한 자기장을 발견했다는 연구결과가 나왔지만,[4] 이에 대한 논란이 일고 있다.[7][11] 대기 중의 확산 과정이 화학적 이상과 관련이 있을 수 있다고 생각되지만, 이는 관측된 변화를 정량적으로 설명하지는 않는다.[7]

이차 항성

피페니키스는 1줄 분광형 2진법으로, 기간은 1126일, 이심률은 0.59이다. 이 시스템에 별들이 추가된다는 증거는 없지만, 과거에 이것은 잘못된 분광기 검출로 인해 삼중으로 여겨져 왔다.[3]

피페니키스의 방사상 속도의 변동성은 1911년 항성의 첫 분광 관측에서 발견되어 1982년에 확인되었으나 데이터는 여전히 포함되었고 궤도는 결정되지 않았다.[12][13] 최초의 궤도 솔루션은 마침내 1999년에 출판되어 41.4일의 기간을 가졌다.[14] 이와 동시에 1997년에는 피 페니키스를 추정 기간이 878일(원형 궤도 솔루션)인 아스트로메트릭 2진이라고 밝힌 히파르코스 카탈로그가 발간되었다. 이리하여 피페니키스는 가시성 있는 별, 분광성 동반자, 그리고 천체 동반자를 가진 삼성계가 되었다.[15] FEROS, HARPS 및 CORALIE 분광기의 새로운 고해상도 방사형 속도 데이터를 사용한 2013년 연구는 분광 궤도의 기간이 41.4일이 아니라 실제로는 1126일에 더 가깝다는 것을 보여주었다.[5] 이는 분광형 동반자가 천문학적 데이터가 탐지한 것과 동일한 것임을 나타낸다. 같은 해에 또 다른 연구는 시스템의 궤도경사를 밝혀내고 2차 항성의 특성을 추정할 수 있도록 분광 궤도에 점성 데이터를 적합시켰다.[3]

이 계통의 궤도는 편심도가 매우 높으며 93 ± 4.7°의 기울기로 거의 측면으로 보인다. 불확실성이 높다는 것은 가능성이 낮음에도 불구하고 일식의 발생이 가능하다는 것을 의미한다. 이 경사로부터 질량이 3.0이라고 가정할 때 M☉ 일차 질량 함수는 0.91의 질량을 계산하는 데 사용될 수 있다. M☉ 부차적인 이차 항성은 유효 온도가 5,500K 전후인 황색 왜성으로 추정되며, 1차 항성보다 시력이 5.7배 더 약하다. 두 별 사이의 평균 분리는 약 3.4 AU로 추정된다.[3]

참조

  1. ^ a b van Leeuwen, F. (2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357, S2CID 18759600.
  2. ^ a b c d Cousins, A. W. J. (1972), "UBV Photometry of Some Very Bright Stars", Monthly Notes of the Astronomical Society of Southern Africa, 31: 69, Bibcode:1972MNSSA..31...69C.
  3. ^ a b c d e f g h i j k l Pourbaix, D.; et al. (August 2013), "The multiplicity of φ Phe revisited", Astronomy & Astrophysics, 556: 4, arXiv:1304.7756, Bibcode:2013A&A...556A..45P, doi:10.1051/0004-6361/201321699, S2CID 118440502, A45
  4. ^ a b c Hubrig, S.; et al. (November 2012), "Magnetic fields of HgMn stars", Astronomy & Astrophysics, 547: 24, arXiv:1208.2910, Bibcode:2012A&A...547A..90H, doi:10.1051/0004-6361/201219778, S2CID 85520917, A90.
  5. ^ a b c d e f g Korhonen, H.; et al. (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, 553: 16, arXiv:1302.5119, Bibcode:2013A&A...553A..27K, doi:10.1051/0004-6361/201220951, S2CID 118793808, A27.
  6. ^ a b c d 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.
  7. ^ a b c d e f g h i j 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. (2012). "Magnetism, chemical spots, and stratification in the HgMn star ϕ Phoenicis". Astronomy and Astrophysics. 539: A142. arXiv:1111.6065. Bibcode:2012A&A...539A.142M. doi:10.1051/0004-6361/201118167. S2CID 73554340.
  8. ^ "phi Phe". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2017-09-21.{{cite web}}: CS1 maint : 포스트스크립트(링크)
  9. ^ a b Briquet, M.; et al. (February 2010), "Dynamical evolution of titanium, strontium, and yttrium spots on the surface of the HgMn star HD 11753", Astronomy and Astrophysics, 511: 6, arXiv:1003.1902, Bibcode:2010A&A...511A..71B, doi:10.1051/0004-6361/200913775, S2CID 53516702, A71.
  10. ^ Prvák, M.; Krtička, J.; Korhonen, H. (2018). "The millimagnitude variability of the HgMn star φ Phe". Contributions of the Astronomical Observatory Skalnate Pleso. 48 (1): 93. Bibcode:2018CoSka..48...93P.
  11. ^ Kochukhov, O.; et al. (June 2013), "Are there tangled magnetic fields on HgMn stars?", Astronomy & Astrophysics, 554: 12, arXiv:1304.6717, Bibcode:2013A&A...554A..61K, doi:10.1051/0004-6361/201321467, S2CID 5928607, A61.
  12. ^ Moore, J. H. (1911). "Twenty-three stars whose radial velocities vary". Lick Observatory Bulletin. 6: 150–152. Bibcode:1911LicOB...6..150M. doi:10.5479/ADS/bib/1911LicOB.6.150M.
  13. ^ Dworetsky, M. M.; Stickland, D. J.; Preston, G. W.; Vaughan, A. H. (1982). "On the variable radial velocity of phi Phoenicis". The Observatory. 102: 145. Bibcode:1982Obs...102..145D.
  14. ^ Leone, F.; Catanzaro, G. (1999). "Orbital elements of binary systems with a chemically peculiar star". Astronomy and Astrophysics. 343: 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, 389 (2): 869–879, arXiv:0806.2878, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, S2CID 14878976.