Z Андромеды

Z Андромеды
Звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 23ч 33м 39,96с[1]
Склонение +48° 49′ 5,97″[1]
Расстояние 2055,076 ± 92,9134 пк[1]
Видимая звёздная величина (V) 8[2]
Созвездие Андромеда
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 3,47004 ± 0,004453 км/с[3]
Собственное движение
 • прямое восхождение −1,729 ± 0,018 mas/год[1]
 • склонение −3,041 ± 0,018 mas/год[1]
Параллакс (π) 0,4866 ± 0,022 mas[1]
Абсолютная звёздная величина (V) 11,88
Спектральные характеристики
Спектральный класс M2III+B1eq[4]
Показатель цвета
 • B−V 1,35
 • U−B −0,49
Переменность Z Андромеды[5][6] и долгопериодическая[7]
Физические характеристики
Температура 3468 К[7]
Металличность −0,266[7]
Коды в каталогах

2MASS J23333994+4849059, GSC 03645-02066, HD 221650, HIP 116287, SAO 53146, IRAS 23312+4832, TYC 3645-2066-1, PLX 5697, BD+48 4093, GCRV 14773, HIC 116287, JP11 3636, PPM 64386, Z And, PLX 5697.00, SDSS J233339.94+484905.7, SBC9 1797, Gaia DR1 1941894318139231872, WEB 20551, Gaia DR2 1941894322438077312, TIC 26011110, AAVSO 2328+48, AG+48 2087 и Gaia DR3 1941894322438077312

Информация в базах данных
SIMBAD V* Z And
Информация в Викиданных ?

Z Андромеды (лат. Z Andromedae), HD 221650 — двойная катаклизмическая симбиотическая переменная звезда типа Z Андромеды (ZAND) в созвездии Андромеды на расстоянии приблизительно 6367 световых лет (около 1952 парсеков) от Солнца. Видимая звёздная величина звезды — от +11,3m до +7,7m[8]. Орбитальный период — около 759 суток.

Характеристики

Первый компонент (HD 221650A) — красный гигант спектрального класса M2III+B1eq[8][4]. Масса — около 2 солнечных, радиус — около 85 солнечных, светимость — около 880 солнечных[9]. Эффективная температура — около 3400 K[4].

Второй компонент (HD 221650B) — аккрецирующий белый карлик. Масса — около 0,75 солнечной, радиус — в среднем около 0,27 солнечного, светимость — в среднем около 5650 солнечных. Эффективная температура — в среднем около 120000 K[10].

История открытия

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 года (GK Персея) и Новую в Змееносце 1898 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 её 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 звёзды 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[11].

Особенности симбиотических звезд

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[11].

История наблюдений

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[11].

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-м 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[12]. 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[11].

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[11].

Наблюдения Z Андромеды

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[11].

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Collaboration G. Gaia Early Data Release 3 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — VizieR, 2020. — Vol. 1350. — P. I/350.
  2. ↑ Ducati J. R. Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system (англ.) — VizieR, 2002. — Vol. 2237.
  3. ↑ Jönsson H., Holtzman J. A., Allende Prieto C., Cunha K., García-Hernández D. A., Hasselquist S., Masseron T., Osorio Y., Shetrone M., Smith V. et al. APOGEE Data and Spectral Analysis from SDSS Data Release 16: Seven Years of Observations Including First Results from APOGEE-South (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2020. — Vol. 160, Iss. 3. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.3847/1538-3881/ABA592 — arXiv:2007.05537
  4. ↑ 1 2 3 Shenavrin V. I., Taranova O. G., Nadzhip A. E. Search for and study of hot circumstellar dust envelopes (англ.) // Astronomy Reports / D. Bisikalo — MAIK Nauka/Interperiodica, Springer Science+Business Media, 2011. — Vol. 55, Iss. 1. — P. 31–81. — ISSN 1063-7729; 1562-6881; 0004-6299 — doi:10.1134/S1063772911010070
  5. ↑ Dimitrov D., Popov V. Variable stars in NSVS database I. 86 new variables in Andromeda // Переменные звёзды — 2007. — Т. 27. — С. 2. — ISSN 2221-0474
  6. ↑ Kukarkin B. V., Kholopov P. N., Pskovsky Y. P., Efremov Y. N., Kukarkina N. P., Kurochkin N. E., Medvedeva G. I. General Catalogue of Variable Stars, 3rd ed. — 1971.
  7. ↑ 1 2 3 SIMBAD Astronomical Database
  8. ↑ 1 2 Z And, database entry, Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS5.1, 2017 Ed.), N. N. Samus, O. V. Durlevich, et al., CDS ID II/250 Архивная копия от 1 июля 2015 на Wayback Machine Accessed online 2020-12-11.
  9. ↑ Skopal A. Discovery of the eclipse in the symbiotic binary Z Andromedae (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2003. — Vol. 401, Iss. 3. — P. 17–20. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20030332 — arXiv:astro-ph/0304046
  10. ↑ Sokoloski J. L., Kenyon S. J., Espey B. R., Keyes C. D., McCandliss S. R., Aufdenberg J. P., Filippenko A. V., Li W., Brocksopp C., Kaiser C. R. et al. A “Combination Nova” Outburst in Z Andromedae: Nuclear Shell Burning Triggered by a Disk Instability (англ.) // The astrophysical journal. Letters — United Kingdom: IOP Publishing, 2006. — Vol. 636, Iss. 2. — P. 1002–1019. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/498206 — arXiv:astro-ph/0509638
  11. ↑ 1 2 3 4 5 6 Z Andromedae (англ.). AAVSO. Архивировано 8 июля 2012 года.
  12. ↑ The long-term light curve of Z And (англ.). AAVSO. Архивировано из оригинала 8 июля 2012 года.
Эта статья взята у (из) Википедия. Текст лицензируется по Creative Commons Attribution-Share Alike 4.0. К медиа файлам могут применятся дополнительные условия.