Fi Phoenicis
| Fi Phoenicis (φ) | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Fenix |
| Rektascension | 01t 54m 22,03347s[1] |
| Deklination | -42° 29′ 49,0183″[1] |
| Skenbar magnitud () | +5,115[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | B9 V[3] |
| U–B | -0,125[2] |
| B–V | -0,06[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | 5,5 ± 0,5[4] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -33,91[1] mas/år Dek.: -28,17[1] mas/år |
| Parallax () | 10,63 ± 0,37[1] |
| Avstånd | 310 ± 10 lå (94 ± 3 pc) |
| Absolut magnitud () | 0,26 ± 0,13[5] |
| Detaljer | |
| Massa | 2,85 ± 0,04[6] M☉ |
| Radie | 9,5[7] R☉ |
| Luminositet | 95[6] L☉ |
| Temperatur | 10 611[8] K |
| Metallicitet | +0,15[5] dex |
| Vinkelhastighet | 13,5[9] km/s |
| Andra beteckningar | |
| φ Phe, CPD-43° 583, FK5 1053, GC 2315, HD 11753, HIP 8882, HR 558, SAO 215697 [10] | |
Fi Phoenicis (φ Phoenicis, förkortat Fi Phe, φ Phe) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en dubbelstjärna[5] belägen i den nordöstra delen av stjärnbilden Fenix. Den har en skenbar magnitud på 5,12[2] och är svagt synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 10,6[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 310 ljusår (ca 94 parsek) från solen.
Egenskaper[redigera | redigera wikitext]
Primärstjärnan Fi Phoenicis A är en blå till vit stjärna i huvudserien av spektralklass B9 V[3]. Den har en massa som är ca 2,9[6] gånger större än solens massa, en radie som är ca 9,5[7] gånger större än solens och utsänder från dess fotosfär ca 95[6] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur på ca 10 600[8] K. Den är kemiskt sett en ovanlig stjärna känd som en HgMn-stjärna, vilket innebär att den visar överskott av vissa element, såsom kvicksilver och mangan, och underskott av andra såsom helium, kobolt med flera.[9]
Elementens överskott fördelas inhomogent över primärstjärnans yta. I synnerhet bildar stjärnan fläckar med större eller mindre överskott av yttrium, strontium, titan och krom.[11] Stjärnan kan visa magnetfältsvariationer som är korrelerade med dessa fläckar,[11][3] även om detta är omtvistat.[12] Fördelningen varierar på månads- eller årsbasis. Genom att observera fläckarna har det beräknats en rotationsperiod på 9,5 dygn, tillsammans med bevis för "väldigt svag" skillnad i rotation. Rotationspolen är lutad mot siktlinjen med en vinkel på ca 53°.[11]
Fi Phoenicis är en enkelsidig spektroskopisk dubbelstjärna med en omloppsperiod på tre år och en stor excentricitet på 0,6.[11][5] Systemets radiella hastighetsvariation observerades av Campbell & Moore (1928), även om komponenterna inte identifierades förrän av Leone & Catanzard (1999). Data från Hipparcossatelliten verkade visa att den var en trippelstjärna, men efterföljande observationer har inte bekräftat detta. Rotationsplanet lutar 93° mot siktlinjen, vilket kan betyda att den är en förmörkelsevariabel.
Källor[redigera | redigera wikitext]
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.
Referenser[redigera | redigera wikitext]
- ^ [a b c d e f] 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.
- ^ [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.
- ^ [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, A90.
- ^ de Bruijne, J. H. J.; Eilers, A.-C. (October 2012), "Radial velocities for the HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion project", Astronomy & Astrophysics, 546: 14, arXiv:1208.3048 , Bibcode:2012A&A...546A..61D, doi:10.1051/0004-6361/201219219, A61.
- ^ [a b c d] 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, A45
- ^ [a b c d] Zorec, J.; Royer, F. (January 2012), "Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities", Astronomy & Astrophysics, 537: A120, arXiv:1201.2052 , Bibcode:2012A&A...537A.120Z, doi:10.1051/0004-6361/201117691.
- ^ [a b] Shulyak, D.; et al. (2014), "Interferometry of chemically peculiar stars: Theoretical predictions versus modern observing facilities", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 443 (2): 1629, arXiv:1406.6093 , Bibcode:2014MNRAS.443.1629S, doi:10.1093/mnras/stu1259.
- ^ [a b] https://www.universeguide.com/star/phiphoenicis. Hämtad 2018-02-10.
- ^ [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, A71.
- ^ "phi Phe". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2017-09-21.
- ^ [a b c d] 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, A27.
- ^ 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, A61.
