Xi Fenicjanie

Xi Fenicjanie

Krzywa jasności dla Xi Phoenicis wykreślona z danych TESS
Dane obserwacyjne Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS )
Konstelacja	Feniks
Rektascensja	00 godz. 41 m 46,30191 sek
Deklinacja	−56° 30′ 05,2370″
Pozorna wielkość (V)	5,70 + 9,98
Charakterystyka
Typ widmowy	A3 Vp(SrCr v st; K sn)
Indeks koloru B-V	+0,19
Typ zmiennej	α 2 CVn
Astrometria
ξ Phe A
Prędkość radialna (R v )	+9,8 ± 2,9 km/s
Ruch własny (μ)	RA: +90,35 mas / rok Grudzień: +56,79 mas / rok
Paralaksa (π)	14,6127 ± 0,0903 mas
Dystans	223 ± 1 ly (68,4 ± 0,4 szt .)
Absolutna wielkość bolometryczna (M bol )	1,64 ± 0,079
ξ Phe B
Prędkość radialna (R v )	+9,19 ± 0,28 km/s
Ruch własny (μ)	RA : +92,61 mas./rok Grudzień : +54,69 mas./rok _ _
Paralaksa (π)	14,7541 ± 0,0357 mas
Dystans	221,1 ± 0,5 ly (67,8 ± 0,2 szt .)
Szczegóły
ξ Phe A
Masa	1,91 ± 0,03 M ☉
Promień	2,04 ± 0,26 R ☉
Jasność	17,4 +1,7 -1,6 L ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	4,0 ± 0,2 cgs
Temperatura	8300 ± 250 K
Obrót	3,9516 ± 0,0003 d
Prędkość obrotowa ( v sin i )	22,5 ± 2 km/s
Wiek	680 +100 −120 mln
ξ Phe B
Masa	0,81 M ☉
Promień	0,76 +0,04 −0,03 R ☉
Jasność	0,328 ± 0,001 litra ☉
Temperatura	4999 + 116-100 K
Inne oznaczenia
ξ Phe , CD −57° 137 , HD 3980, HIP 3277, HR 183, SAO 232152, WDS J00418-5630A
Odnośniki do baz danych
SIMBAD	dane

Xi Phoenicis , zlatynizowany od ξ Phoenicis , to wizualny układ podwójny gwiazd w południowej konstelacji Feniksa . Jest słabo widoczny gołym okiem, mając pozorną jasność wizualną 5,70. Opierając się na rocznym przesunięciu paralaksy wynoszącym 14,61 mas , mierzonym od Ziemi, znajduje się około 223 lat świetlnych od Słońca . Układ oddala się od Słońca z prędkością radialną około +10 km/s.

Główna gwiazda

Pierwszorzędną jest chemicznie specyficzna gwiazda Ap z gwiazdową klasyfikacją A3 Vp(SrCr v. st; K sn) , gdzie notacja sufiksu wskazująca widmo pokazuje bardzo silne linie strontu i chromu. Gwiazda ma około dwukrotnie większy promień Słońca i promieniuje 17 razy jaśniej niż Słońce ze swojej fotosfery w efektywnej temperaturze 8300 K. Ewolucja gwiazd modele wskazują, że jego właściwości są zgodne z masą 1,91 masy Słońca i wiekiem 680 milionów lat.

Xi Phoenicis ma silne pole magnetyczne , które zmienia się wraz z okresem obrotu gwiazdy. Można go zamodelować jako pole dipolarne o sile biegunowej 7 kG , nachylone pod kątem 88° w stosunku do osi obrotu gwiazdy. Rekonstrukcja powierzchni gwiazdy za pomocą obrazowania dopplerowskiego wykazała, że ​​jest ona heterogeniczna z obszarami o różnej obfitości chemicznej, które wydają się być związane z geometrią pola magnetycznego. Na przykład litu i tlenu występują duże ilości na biegunach magnetycznych i małe na równiku magnetycznym, podczas gdy pierwiastki takie jak krzem i lantan są skoncentrowane w obszarze między równikiem magnetycznym a biegunami. Jednak wyniki te zostały zakwestionowane i możliwe, że mapy obfitości są fałszywe z powodu silnego pola magnetycznego.

zmienna wizualna Alpha ² Canum Venaticorum , waha się między 5,68 a 5,78 z okresem 3,9516 dni, co jest okresem rotacji gwiazdy i jest również związane ze zmianami widma i pola magnetycznego. Wahania jasności są maksymalne w paśmie v , z amplitudą 0,13 magnitudo. Krzywa światła w tym paśmie jest symetryczny i ma dwa wyraźne minima oddzielone pół okresu rotacji, podczas gdy dwa maksima są równe. W innych pasmach zmienność jest mniejsza lub nawet nieobecna i nie wykazuje regularnego wzoru, jak w v. Gwiazda jest pod wieloma względami podobna do szybko oscylujących gwiazd Ap , ale nie wykazuje szybkich pulsacji typowych dla tych gwiazd.

Gwiazda drugoplanowa

Xi Phoenicis jest znana jako gwiazda podwójna od 1834 roku, daty pierwszej zarejestrowanej obserwacji w Waszyngtońskim Katalogu Podwójnych Gwiazd . Względne położenie tych dwóch elementów pozostało niezmienne do dziś, co potwierdza, że ​​mają wspólny ruch własny i tworzą fizyczny układ podwójny . Gwiazda drugorzędna ma wizualną pozorną wielkość 9,95, aw 2007 roku znajdowała się w odległości kątowej 13,06 sekundy kątowej i kącie położenia 252,5° w stosunku do pierwotnego. Biorąc pod uwagę odległość do układu, odpowiada to przewidywanej odległości 875 jednostek astronomicznych między gwiazdami. Masę części wtórnej szacuje się na 0,81 masy Słońca.

Ta gwiazda znajduje się w drugim katalogu statku kosmicznego Gaia , który niezależnie zmierzył odległość równą odległości głównej i oszacował promień 0,76 R _☉ , jasność 0,33 L _☉ i efektywną temperaturę 5000 K.