天囷增廿一

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。

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。
观测数据
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
徑向速度 (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
徑向速度 (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]
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)
倾斜角 (i)38[9]°
近心点 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
金属量 [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
金属量 [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资料
金牛座V771

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分量的角距離為5.4″。（2016年測量的角距離為6.7″。）[16]。拉爾夫·埃爾默·威爾遜在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核[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]。沒有觀測到食，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·歐文探測到了該聯星的電波發射[22]。1978年使用HEAO1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為磁發電機供電[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]。

减去星斑的影響後，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 年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的進動[26]。

相關條目

參考資料
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  2. Freund, S.; Robrade, J.; Schneider, P. C.; Schmitt, J. H. M. M., , 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. Vallenari, A.; et al. . 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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  6. Samus, N. N.; et al, , Astronomy Reports, 5.1, 2017, 61 (1): 80–88, Bibcode:2017ARep...61...80S, S2CID 125853869, doi:10.1134/S1063772917010085.
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