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天囷增廿一

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天囷增廿一(HR 1099)
Chart showing the position of the stars in the constellation Taurus
以紅圈標示天囷增廿一(HR 1099)的位置。
觀測數據
曆元 J2000      分點 J2000
星座 金牛座
A
赤經 03h 36m 47.291s[1]
赤緯 00° 35′ 15.94″[1]
視星等 (V) 5.91[2]
B
赤經 03h 36m 46.844s[3]
赤緯 00° 35′ 15.93″[3]
視星等 (V) 8.79[2]
特性
光譜分類K2:Vnk[4] (K1 IV + G5 V + K3 V)[5]
變星類型RS CVn[6]
天體測定
A
徑向速度 (Rv)−21.24+6.62
[1] km/s
自行 (μ) 赤經:−32.894 mas/yr
赤緯:−161.772 mas/yr
視差 (π)33.7528 ± 0.0866[1] mas
距離96.6 ± 0.2 ly
(29.63 ± 0.08 pc)
絕對星等 (MV)3.6[2]
B
徑向速度 (Rv)−15.34±0.18[3] km/s
自行 (μ) 赤經:−34.359 mas/yr
赤緯:−138.137 mas/yr
視差 (π)33.8664 ± 0.0226[3] mas
距離96.3 ± 0.2 ly
(29.53 ± 0.02 pc)
絕對星等 (MV)6.5[2]
軌道[7]
繞行週期 (P)2.83774 d
半長軸 (a)10.3 R[8]
偏心率 (e)0.00 (assumed)
傾斜角 (i)38[9]°
近心點 曆元 (T)2,442,767.4 HJD
近心點幅角 (ω)
(secondary)
0.00 (assumed)°
半振幅 (K1)
(primary)
52.6 km/s
半振幅 (K2)
(secondary)
64.1 km/s
詳細資料
成員 Aa
質量1.0[8] M
半徑3.7[8] R
表面重力 (log g)3.30[5]
溫度4,750[5] K
金屬量 [Fe/H]−0.16[10] dex
自轉速度 (v sin i)39[9] km/s
成員 Ab
質量0.8[8] M
半徑1.1[8] R
表面重力 (log g)4.26[5]
溫度5,500[5] K
成員 B
質量0.78[11] M
半徑0.78[11] R
表面重力 (log g)4.55[11]
亮度0.30[11] L
溫度4,829[11] K
金屬量 [Fe/H]+0.10[10] dex
自轉速度 (v sin i)4.1[12] km/s
年齡2.2[3] Gyr
其他命名
STF 422、​V711 Tau、​BD+00°616、​GC 4311、​HD 22468、​HIP 16846、​HR 1099、​SAO 111291、​PPM 146726、​ADS 2644、​WDS J03368+0035[13][14]
參考資料庫
SIMBAD資料
金牛座V771

天囷增廿一HR 1099)是位於黃道星座金牛座的一個三合星系統,位置在恆星天囷增十五(金牛座10)以北11[15]。該系統有變星名稱金牛座V711,而HR 1099是「亮星星表」中的恆星識別字。它的視星等亮度組合範圍從5.71到5.94[6],其亮度用肉眼隱約可見。基於視差量測,到該系統的距離為96.6光年[1],但它正在以大約−15 km/s的徑向速度向接近太陽系的方向漂移。

1822年,弗里德里希·馮·斯特魯維發現該系統是一顆雙星,其中A和B分量的角距離5.4。(2016年測量的角距離為6.7″。)[16]拉爾夫·埃爾默·威爾遜英語Ralph Elmer Wilson在1953年確定,這對中較亮的成員A,具有可變的徑向速度。1963年,奧林·查多克·威爾遜英語Olin Chaddock Wilson指出,相同的成員在鈣H和K吸收線中顯示出非常高的發射[17]。奧林·查多克·威爾遜在1964年的後續觀察表明,成員A的氫-α線完全處於發射狀態,並且由於旋轉而顯示出適度的加寬。他發現成員B的恆星光譜分類為K3V,與一顆普通的K型主序星相匹配[18]

根據「TESS」數據繪製的天囷增廿一(金牛座V711)的光變曲線[19]

1974年至1975年的觀測表明,成員A是獵犬座RS型變星類的光譜聯星恆星系統。考慮到它的平均星等約為5.9,它是這類已知較亮的變星之一[20]。沒有觀測到,但確定了2.838天的軌道週期。大部分發射被發現來自這對中質量較大的成員[21]。1976年,弗雷澤·納爾遜·歐文英語Frazer Nelson Owen探測到了該聯星的電波發射[22]。1978年使用HEAO1英語High Energy Astronomy Observatory 1衛星證明它是軟X射線源[23]

這個雙線光譜聯星系統由一顆演化中的K型次巨星和一顆普通的G型主序星組成。這兩顆恆星的軌道距離如此之近,以至於它們的潮汐效應使它們呈橢圓形。該次巨星正在填充其洛希瓣的大約80%[5]。次巨星的色球層是已知的最活躍的磁活動之一,有一個很深的對流區磁發電機供電[24][4]。G型伴星不太活躍,有一個淺對流區[5]

1980年,在一些與表面溫度有關的光譜特徵中發現了顯著的變化,表明存在星斑[25]都卜勒成像英語Doppler imaging證實這些多少與K型次巨星有關(它是第一顆對其表面進行都卜勒成像的低溫恆星[26]。)。證據表明,這些斑點首先出現在低緯度地區,然後向兩極遷移[20]。這些斑點比太陽上的要大得多[5],大約70%的斑點是在緯度高於50°的地方觀測到的,尤其是在極地地區[9][24]。一個極地斑點已經存在了至少二十年[5]

減去星斑的影響後,這兩顆恆星的基線視星等分別為5.80和7.20[5]。長期監測表明,次巨星有兩個活動週期,類似於11年的太陽週期。一個5.3±0.1 週期與半球之間斑點區域的對稱翻轉有關。較長的15-16年週期是總斑點面積的週期性變化。恆星的整體磁場可能是相對於自轉軸進動[26]

相關條目

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參考資料

[編輯]
  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 Vallenari, A.; et al. Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties. Astronomy & Astrophysics. 2022. arXiv:2208.00211可免費查閱. doi:10.1051/0004-6361/202243940可免費查閱.  已忽略未知參數|collaboration= (幫助) Gaia DR3 record for this source at VizieR.
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 Freund, S.; Robrade, J.; Schneider, P. C.; Schmitt, J. H. M. M., The stellar content of the XMM-Newton slew survey, Astronomy and Astrophysics, 2018, 614: A125, Bibcode:2018A&A...614A.125F, S2CID 59396964, arXiv:1712.07410可免費查閱, doi:10.1051/0004-6361/201732009. 
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 3.3 3.4 Vallenari, A.; et al. Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties. Astronomy & Astrophysics. 2022. arXiv:2208.00211可免費查閱. doi:10.1051/0004-6361/202243940可免費查閱.  已忽略未知參數|collaboration= (幫助) Gaia DR3 record for this source at VizieR.
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  5. ^ 5.00 5.01 5.02 5.03 5.04 5.05 5.06 5.07 5.08 5.09 Lanza, A. F.; et al, Long-term starspot evolution, activity cycle, and orbital period variation of V711 Tauri (HR 1099), Astronomy and Astrophysics, August 2006, 455 (2): 595–606, Bibcode:2006A&A...455..595L, doi:10.1051/0004-6361:20064847. 
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