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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
以红圈标示天囷增廿一(HR 1099)的位置。
观测数据
历元 J2000      分点 J2000
星座 金牛座
A
赤经 03h 36m 47.291s[1]
赤纬 00° 35′ 15.94″[1]
视星等 (V) 5.91[2]
B
赤经 03h 36m 46.844s[3]
赤纬 00° 35′ 15.93″[3]
视星等 (V) 8.79[2]
特性
光谱分类K2:Vnk[4] (K1 IV + G5 V + K3 V)[5]
变星类型RS CVn[6]
天体测定
A
径向速度 (Rv)−21.24+6.62
[1] km/s
自行 (μ) 赤经:−32.894 mas/yr
赤纬:−161.772 mas/yr
视差 (π)33.7528 ± 0.0866[1] mas
距离96.6 ± 0.2 ly
(29.63 ± 0.08 pc)
绝对星等 (MV)3.6[2]
B
径向速度 (Rv)−15.34±0.18[3] km/s
自行 (μ) 赤经:−34.359 mas/yr
赤纬:−138.137 mas/yr
视差 (π)33.8664 ± 0.0226[3] mas
距离96.3 ± 0.2 ly
(29.53 ± 0.02 pc)
绝对星等 (MV)6.5[2]
轨道[7]
绕行周期 (P)2.83774 d
半长轴 (a)10.3 R[8]
偏心率 (e)0.00 (assumed)
倾斜角 (i)38[9]°
近心点 历元 (T)2,442,767.4 HJD
近心点幅角 (ω)
(secondary)
0.00 (assumed)°
半振幅 (K1)
(primary)
52.6 km/s
半振幅 (K2)
(secondary)
64.1 km/s
详细资料
成员 Aa
质量1.0[8] M
半径3.7[8] R
表面重力 (log g)3.30[5]
温度4,750[5] K
金属量 [Fe/H]−0.16[10] dex
自转速度 (v sin i)39[9] km/s
成员 Ab
质量0.8[8] M
半径1.1[8] R
表面重力 (log g)4.26[5]
温度5,500[5] K
成员 B
质量0.78[11] M
半径0.78[11] R
表面重力 (log g)4.55[11]
亮度0.30[11] L
温度4,829[11] K
金属量 [Fe/H]+0.10[10] dex
自转速度 (v sin i)4.1[12] km/s
年龄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]
参考数据库
SIMBAD资料
金牛座V771

天囷增廿一HR 1099)是位于黄道星座金牛座的一个三合星系统,位置在恒星天囷增十五(金牛座10)以北11[15]。该系统有变星名称金牛座V711,而HR 1099是“亮星星表”中的恒星识别字。它的视星等亮度组合范围从5.71到5.94[6],其亮度用肉眼隐约可见。基于视差量测,到该系统的距离为96.6光年[1],但它正在以大约−15 km/s的径向速度向接近太阳系的方向漂移。

1822年,弗里德里希·冯·斯特鲁维发现该系统是一颗双星,其中A和B分量的角距离5.4。(2016年测量的角距离为6.7″。)[16]拉尔夫·埃尔默·威尔逊英语Ralph Elmer Wilson在1953年确定,这对中较亮的成员A,具有可变的径向速度。1963年,奥林·查多克·威尔逊英语Olin Chaddock Wilson指出,相同的成员在钙H和K吸收线中显示出非常高的发射[17]。奥林·查多克·威尔逊在1964年的后续观察表明,成员A的氢-α线完全处于发射状态,并且由于旋转而显示出适度的加宽。他发现成员B的恒星光谱分类为K3V,与一颗普通的K型主序星相匹配[18]

根据“TESS”数据绘制的天囷增廿一(金牛座V711)的光变曲线[19]

1974年至1975年的观测表明,成员A是猎犬座RS型变星类的光谱联星恒星系统。考虑到它的平均星等约为5.9,它是这类已知较亮的变星之一[20]。没有观测到,但确定了2.838天的轨道周期。大部分发射被发现来自这对中质量较大的成员[21]。1976年,弗雷泽·纳尔逊·欧文英语Frazer Nelson Owen探测到了该联星的电波发射[22]。1978年使用HEAO1英语High Energy Astronomy Observatory 1卫星证明它是软X射线源[23]

这个双线光谱联星系统由一颗演化中的K型次巨星和一颗普通的G型主序星组成。这两颗恒星的轨道距离如此之近,以至于它们的潮汐效应使它们呈椭圆形。该次巨星正在填充其洛希瓣的大约80%[5]。次巨星的色球层是已知的最活跃的磁活动之一,有一个很深的对流区磁发电机供电[24][4]。G型伴星不太活跃,有一个浅对流区[5]

1980年,在一些与表面温度有关的光谱特征中发现了显著的变化,表明存在星斑[25]多普勒成像英语Doppler imaging证实这些多少与K型次巨星有关(它是第一颗对其表面进行多普勒成像的低温恒星[26]。)。证据表明,这些斑点首先出现在低纬度地区,然后向两极迁移[20]。这些斑点比太阳上的要大得多[5],大约70%的斑点是在纬度高于50°的地方观测到的,尤其是在极地地区[9][24]。一个极地斑点已经存在了至少二十年[5]

减去星斑的影响后,这两颗恒星的基线视星等分别为5.80和7.20[5]。长期监测表明,次巨星有两个活动周期,类似于11年的太阳周期。一个5.3±0.1 周期与半球之间斑点区域的对称翻转有关。较长的15-16年周期是总斑点面积的周期性变化。恒星的整体磁场可能是相对于自转轴进动[26]

相关条目

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参考资料

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  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可免费查阅, 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可免费查阅. doi:10.1051/0004-6361/202243940可免费查阅.  已忽略未知参数|collaboration= (帮助) Gaia DR3 record for this source at VizieR.
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