天囷增廿一

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6997319977029532294♠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。

天囷增廿一（HR 1099）

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)	2998846600000000000♠−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)	7001103000000000000♠10.3 R☉[8]
偏心率 (e)	0.00 (assumed)
倾斜角 (i)	38[9]°
近心点 历元 (T)	7006244276740000000♠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]
参考资料库
SIMBAD	资料

金牛座V771

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分量的角距离为6995261799387799150♠5.4″。（2016年测量的角距离为6995324825166343389♠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核^[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]。没有观测到食，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为磁发电机供电^[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]。都卜勒成像（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都卜勒成像的低温恒星^[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7008167255280000000♠5.3±0.1 年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的进动^[26]。

相关条目

• 白羊座UX^[21]