Z Андромеды

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Z Андромеды
Двойная звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип

Симбиотическая звезда типа Z Андромеды

Прямое восхождение

23ч 33м 39.95с

Склонение

+48° 49′ 05.9″

Расстояние

1 393 161±772 196 св. года (427,35±236,87 пк)[1]

Видимая звёздная величина (V)

Vmax = +8.00m, Vmin = +12.4m[2]

Созвездие

Андромеда

Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)

3[2] км/c

Собственное движение (μ)

RA: -6.72[2] mas в год
Dec: -6.21[2] mas в год

Параллакс (π)

2.34±2.91[2] mas

Абсолютная звёздная величина (V)

Vmax = -0.15m, Vmin = 4.2m[3]

Характеристики
Спектральный класс

M2III+B1eq[4]

Показатель цвета (B − V)

от +1.35 до +1.12[2]

Показатель цвета (U − B)

от -0.49 до -0.23[2]

Переменность

ZAND

Информация в базах данных
SIMBAD

данные

У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:

КоординатыSky map 23ч 33м 39.95с_+48° 49′ 05.9″

Z Андромеды — переменная звезда, являющаяся прототипом симбиотических звезд типа Z Андромеды. Её видимая звездная величина колеблется около среднего значения 10,59m, и она находится на расстоянии 1 420 световых лет от Земли в созвездии Андромеды.

История открытия[править | править вики-текст]

Z Андромеды является одной из самых наблюдаемых и хорошо изученных звёзд в своем классе. Она была обнаружена в 1901 году Вильяминой Флеминг в обсерватории Гарвардского университета при изучении фотопластинок спектра, сделанных в обсерватории. Особенностью, которая привлекла к себе внимание г-жи Флеминг было то, что Z Андромеды обладала странным спектром, который напоминал своими особенностями Новую в Персее 1901-го года (GK Персея) и Новую в Змееносце 1898-го года (RS Змееносца). Дальнейший спектральный анализ был проведён Энни Кеннон, при котором она выделила группу красных звёзд с линиями излучения HI и HeII во время ее работы над каталогом Генри Дрейпера, в который она вошла под номером 221650. Однако, эти результаты были практически не замечены до 1932 года, когда Пол Меррилл и Милтон Хьюмасон переоткрыли звезды CI Лебедя, RW Гидры, и AX Персея как тип пекулярных звёзд М-типа с сильными линиями излучения He II4686. Спектры этих звезд показали их низкую температуру. В 1941 году Меррилл предложил термин «симбиотические» для описания звёзд с подобной комбинацией спектра и Z Андромеды в качестве прототипа данного класса звёзд[5].

Особенности симбиотических звезд[править | править вики-текст]

В настоящее время известно около 150 переменных классифицируемых как симбиотические. Класс этот, однако, состоит из очень неоднородных звёзд: среди самых известных — Z Андромеды, R Водолея, и СН Лебедя. Единственное, что действительно объединяет этот вид переменных, то, что все они двойные звезды. Спектры симбиотических звезд предполагают наличие трёх областей, которые испускают излучение. Первый компонент является холодной областью — предположительно, красный гигант или сверхгигант спектрального класса К или М, (в некоторых случаях он может быть миридой, например, R Водолея). Вторая область производит яркие эмиссионные линии, аналогичные тем, что испускают малые, горячие звёзды. Этот вторичный компонент может быть: белым карликом — центральной звездой планетарной туманности, или звездой главной последовательности с аккреционным диском, или даже нейтронной звездой с аккреционным диском. Третий компонент — туманность, которая окружает звёздную пару, и в основном состоит из материала холодной звезды-гиганта[5].

История наблюдений[править | править вики-текст]

Положение Z Андромеды на карте созвездия
Locator Dot2.gif

Хотя Z Андромеды и не была обнаружена до 1901 года, архив фотопластинок дал возможность астрономам изучить данные, которые были получены ещё до её официального открытия. Таким образом, активность Z Андромеды была прослежена с 1887 по 1922 год. Наблюдатели AAVSO проводят мониторинг этой звезды с хаотичным и трудно предсказуемым поведением в видимой части электромагнитного спектра с 1917 года[5].

Спектральные и фотометрические характеристики Z Андромеды во время покоя показывают полурегулярные изменения яркости малой амплитуды красной звезды спектрального типа М около средней величины 11m. На характерном периоде 10-20 лет звезда испытывает внезапное увеличение активности, при которой яркость возрастает на 3m. В 20-ом веке наблюдалось несколько таких вспышек в 1900, 1915, 1939, 1959 и 1967/1968 гг. За большими вспышками следуют всё меньшие и меньшие вспышки, которые затем исчезают и звезда возвращается к состоянию покоя. Кривую блеска звезды можно сравнить с кривой затухающего осциллятора[6]. Переход в активное состояние происходит либо резко или ему предшествует небольшие вспышки. На основании данных записей AAVSO, наиболее яркая вспышка произошла в 1939 году, при которой звезда достигла максимальной средней звездной величины 7,9m[5].

Во время вспышки, показатель цвета B-V уменьшается (звезда становится более синей), в спектре начинают доминировать линии, характерные для горячих, компактных звёзд спектрального класса B. Так называемый профиль Р Лебедя сдвигается в синюю сторону, что свидетельствует о расширяющейся оболочке. Затем доминирующий спектр оболочки медленно затухает, показатель цвета B-V увеличивается (звезда становится более красной), профиль Р Лебедя исчезает, оболочка рассеивается, и система возвращается к медленным полурегулярным вариациям яркости. Интервалы между максимумами яркости находятся в диапазоне от 310 до 790 дней[5]..

Наблюдения Z Андромеды[править | править вики-текст]

Находясь в созвездии Андромеды, звезда лучше всего видна осенью. Она находится примерно в 5 градусах к юго-западу от R Кассиопеи, вдоль линии, которая соединяет каппу и лямбду Андромеды. Наблюдатели с телескопом умеренного размера могут сделать эту звезду объектом своих наблюдений как во время покоя звезды, так и во время вспышек. Рекомендуемая частота наблюдения — примерно раз в неделю. Для наблюдателей с ПЗС-матрицами рекомендуется проводить многоцветные (B и V) наблюдения на протяжении всего времени или хотя бы во время активной фазы поскольку во время вспышки показатель цвета B-V изменяется[5].

Примечания[править | править вики-текст]