AE Fenicjanie

AE Fenicjanie

Krzywa jasności dla AE Phoenicis, wykreślona z danych TESS
Dane obserwacyjne Epoch J2000 Equinox J2000
Konstelacja	Feniks
Rektascensja	01 godz. 32 min 32,93 sek
Deklinacja	−49° 31′ 41,29″
Pozorna wielkość (V)	7.56 – 8.25
Charakterystyka
Etap ewolucyjny	G0V + G0V
Typ zmiennej	W UM
Astrometria
Prędkość radialna (R v )	21,2 km/s
Ruch własny (μ)	RA: +151,48 mas / rok Grudzień: -53,94 mas / rok
Paralaksa (π)	19,4490 ± 0,0260 mas
Dystans	167,7 ± 0,2 ly (51,42 ± 0,07 szt .)
Wielkość bezwzględna (M V )	4.104
Detale
Wiek	3,20 ± 1,62 żyr
Podstawowy
Masa	1,38 ± 0,06 M ☉
Promień	1,29 ± 0,03 R ☉
Jasność	1,74 +0,30 −0,26 L ☉
Temperatura	6083 tys
Wtórny
Masa	0,63 ± 0,02 M ☉
Promień	0,81 ± 0,02 R ☉
Jasność	0,83 +0,15 −0,12 L ☉
Temperatura	6310 tys
Inne oznaczenia
AE Phe , CD -50°410 , HD 9528, HIP 7183, SAO 215545
Odniesienia do bazy danych
SIMBAD	dane

AE Phoenicis to gwiazda zmienna w gwiazdozbiorze Feniksa . Zaćmieniowy układ podwójny , którego pozorna jasność ma maksymalnie 7,56, przyciemniając się do 8,25 podczas zaćmienia pierwotnego i 8,19 podczas zaćmienia wtórnego. Z pomiarów paralaksy wykonanych przez sondę Gaia wynika, że ​​system znajduje się w odległości 168 lat świetlnych (51,4 parseków ) od Ziemi.

AE Phoenicis to układ podwójny kontaktowy typu W Ursae Majoris , składający się z dwóch gwiazd tak blisko siebie, że ich powierzchnie stykają się. Są one oddalone od siebie o 2,70 promienia słonecznego i krążą wokół siebie w okresie 0,3624 dnia. Obie są klasyfikowane jako gwiazdy ciągu głównego typu G typu widmowego G0V. Przy efektywnych temperaturach 6083 i 6310 K system jest klasyfikowany jako zmienna W Ursae Majoris podtypu W, gdzie gwiazda drugorzędna jest gorętsza niż główna; z tego powodu zaćmienia pierwotne są spowodowane zakryciem gwiazdy drugorzędnej. Orbita jest kołowa i nachylona pod kątem 86,5° do płaszczyzny nieba.

Połączenie danych fotometrycznych i spektroskopowych pozwoliło na bezpośrednie określenie parametrów gwiazd. Główny składnik ma masę 1,38 masy Słońca i promień 1,29 razy większy od promienia Słońca, podczas gdy wtórny ma masę 0,63 razy większą od masy Słońca i 0,81 razy większy od promienia Słońca. W świetle widzialnym główna gwiazda odpowiada za 66,5% jasności układu, podczas gdy druga odpowiada za resztę (33,5%). Krzywa blasku pokazuje asymetrie i zmiany, które wskazują na plamy gwiazdowe na powierzchni gwiazd. Rekonstrukcja powierzchni układu za pomocą obrazowania dopplerowskiego ujawniła znaczne pokrycie plam na całej powierzchni obu gwiazd, a plamy wydają się ewoluować w skali czasu kilku dni.

Ponieważ gwiazdy są w kontakcie, następuje znaczny transfer masy z drugorzędnego do pierwotnego. Szacuje się, że gwiazda drugorzędna była początkowo gwiazdą masywniejszą, o masie 1,69 razy większej od Słońca, podczas gdy główna miała masę początkową 1,02 masy Słońca. Obserwacje pokazują, że okres orbitalny układu rośnie w tempie 6,17 × 10-8 dni rocznie, co jest bezpośrednim dowodem na ten transfer masy ^. System narodził się jako oddzielny układ podwójny z szacowaną separacją na 12,39 promieni słonecznych i okresem 3,07 dnia, który w wyniku utraty momentu pędu ewoluował do obecnej konfiguracji kontaktu. W przyszłości obie gwiazdy prawdopodobnie połączą się w jedną, szybko obracającą się gwiazdę.

Gaia Data Release 2 skatalogowała gwiazdę o jasności 16,0 magnitudo (pasmo G) z bardzo podobną paralaksą i ruchami własnymi do AE Phoenicis. Jest oddzielony od AE Phoenicis o 6,0 sekund łukowych i ma temperaturę 4640 K.