WikiDer > А. Д. Феницис
| Данные наблюдений Эпоха J2000Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Феникс |
| Прямое восхождение | 01час 16м 38.07s[1] |
| Склонение | −39° 42′ 31.33″[1] |
| Видимая величина (V) | 10.27 – 10.80[2] |
| Характеристики | |
| Эволюционный этап | F9 / G0V[3] |
| B − V индекс цвета | 0.56[3] |
| Тип переменной | W UMa[2] |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (Рv) | 28.87 ± 1.47[3] км / с |
| Правильное движение (μ) | РА: −3.24[1] мас/год Декабрь: +23.04[1] мас/год |
| Параллакс (π) | 4.9818 ± 0.0311[1] мас |
| Расстояние | 655 ± 4 лы (201 ± 1 ПК) |
| Орбита | |
| Период (П) | 0.37992361 день[4] |
| Большая полуось (а) | 2.46 р☉[4] |
| Наклон (я) | 76.92 ± 0.06[4]° |
| Полу-амплитуда (K1) (начальный) | 89.04±3.10[3] км / с |
| Полуамплитуда (K2) (вторичный) | 242.41±1.42[3] км / с |
| Подробности | |
| Начальный | |
| Масса | 1.004[4] M☉ |
| Радиус | 1.17[4] р☉ |
| Яркость | 1.476[5] L☉ |
| Температура | 6,155[4] K |
| Вторичный | |
| Масса | 0.378[4] M☉ |
| Радиус | 0.76[4] р☉ |
| Яркость | 0.706[5] L☉ |
| Температура | 5,835[4] K |
| Прочие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| SIMBAD | данные |
А. Д. Феницис это переменная звезда в созвездие из Феникс. An затмевающий двоичный, это кажущаяся величина имеет максимум 10,27, затемнение до 10,80 во время первичных и вторичных затмений, которые примерно одинаковы.[2] Из параллакс измерения Гайя космического корабля система расположена на удалении 655 световых лет (201 парсек) с Земли.[1]
AD Phoenicis - это контакт двоичный из W Большая Медведица типа, состоящий из двух звезд, расположенных так близко, что их поверхности касаются друг друга. Их разделяет 2,46 солнечные радиусы и орбиты друг друга с период 0,3799 дней. Основная звезда имеет массу 1.00 солнечная масса и радиус 1,17 солнечного радиуса, в то время как вторичный имеет 0,38 солнечной массы и 0,76 солнечного радиуса. Их поверхностные температуры очень похожи: 6,155 и 5,835.K, что является причиной того, что затмения имеют одинаковую глубину.[4]
В видимом свете основная звезда дает 71,2% светимости системы, а вторичная звезда дает остальную часть (28,8%).[4] Предыдущий анализ системы показал, что вторичная звезда была затмена во время первичного минимума и, следовательно, была горячее первичной.[5] В болометрическая светимость из двух звезд вместе составляет 2,298L☉.[1] Затмение кривая блеска показывает асимметричный элемент, который лучше всего объясняется большим звездное пятно на поверхности первичной обмотки примерно на 700 К холоднее, чем остальная часть фотосферы. Асимметрия кривой блеска также может быть вызвана звездными пятнами на одном или обоих компонентах, что может привести к незначительным результатам для физических свойств двух звезд.[4]
Были обнаружены вариации орбитального периода системы, которые моделировались как непрерывное уменьшение периода плюс циклические колебания. Уменьшение периода около 1,5×10−7 дней в году, вероятно, вызвано массопереносом от вторичной звезды к первичной, в то время как колебания могут быть объяснены третьей звездой в системе или циклом магнитной активности. Согласно гипотезе третьей звезды, ее орбита имела бы период 56,2 ± 0,9 года и эксцентриситет 0,36 ± 0,01. А минимальная масса 0,257 солнечных масс, что соответствует красный карлик спектрального класса M4 – M5, что согласуется с отсутствием фотометрических и спектроскопических свидетельств существования этой звезды.[4]
Рекомендации
- ^ а б c d е ж грамм Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
- ^ а б c Самусь, Н. Н; Казаровец, Э. В; Дурлевич, О. В; Киреева, Н. Н; Пастухова, Е. Н. (2017), "Общий каталог переменных звезд: Версия GCVS 5.1", Астрономические отчеты, 61 (1): 80, Bibcode:2017ARep ... 61 ... 80-е годы, Дои:10.1134 / S1063772917010085, S2CID 125853869.
- ^ а б c d е Duerbeck, Hilmar W .; Ручински, Славек М. (2007), "Исследования радиальной скорости южных близких двойных звезд. II. Весенние / летние системы", Астрономический журнал, 133 (1): 169–176, arXiv:astro-ph / 0607308, Bibcode:2007AJ .... 133..169D, Дои:10.1086/509764, S2CID 14454689
- ^ а б c d е ж грамм час я j k л м Пи, Цин-Фэн; Чжан Ли-юнь; Би, Шао-лань; Han, Xianming L .; Ван, Дай-мэй; Лу, Хун-Пэн (2017). "Исследования магнитной активности и изменения периода короткопериодических затменных двойных систем. II. V1101 Her, AD Phe и NSV 455 (J011636.15-394955.7)". Астрономический журнал. 154 (6): 260. Bibcode:2017AJ .... 154..260P. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aa9438.
- ^ а б c Деб, Суканта; Сингх, Хариндер П. (2011). «Физические параметры 62 затменных двойных звезд по данным All Sky Automated Survey-3 - I». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 412 (3): 1787. arXiv:1011.2574. Bibcode:2011МНРАС.412.1787Д. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.18016.x. S2CID 118240946.
- ^ "AD Phe". SIMBAD. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 24 января 2019.
