Войти
 . Альфа Андромеды | |
| Данные наблюдений. Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 (ICRS ) | |
|---|---|
| Созвездие | Андромеда |
| Прямое восхождение | 00 08 23.25988 |
| Склонение | +29 ° 05 ′ 25,5520 ″ |
| Видимая звездная величина (В) | 2,06 (2,22 + 4,21) |
| Характеристики | |
| U − B индекс цвета | −0,46 |
| B-V индекс цвета | -0,11 |
| R-I индекс цвета | -0,10 |
| Первичный | |
| Спектральный тип | B8IVpMnHg |
| Вторичный | |
| Спектральный тип | A3V |
| Астрометрия | |
| Первичная | |
| Лучевая скорость (Rv) | -10,6 ± 0,3 км / с |
| Собственное движение (μ) | RA: 135,68 mas /yr. Dec.: −162,95 mas /yr |
| Parallax (π) | 33,62 ± 0,35 mas |
| Distance | 97 ± 1 ly. (29,7 ± 0,3 pc ) |
| Абсолютная звездная величина (MV) | -0,19 ± 0,30 |
| Вторичная | |
| Абсолютная звездная величина (MV) | 2,00 ± 0,30 |
| Орбита | |
| Период (P) | 96,7015 ± 0,0044 дня |
| полуглавный топор составляет (a) | 24,0 ± 0,13 mas |
| Эксцентриситет (e) | 0,535 ± 0,0046 |
| Наклон ( i) | 105,6 ± 0,23 ° |
| Долгота узла (Ом) | 284,4 ± 0,21 ° |
| Периастр эпоха ( T) | MJD 47374,563 ± 0,095 |
| Аргумент периастра (ω) . (вторичный) | 257,4 ± 0,31 ° |
| Подробности | |
| Первичный | |
| Масса | 3,8 ± 0,2 M☉ |
| Радиус | 2,7 ± 0,4 R☉ |
| Светимость (болометрическая) | 240 L☉ |
| Плотность на поверхности (log g) | 3,75 cgs |
| Температура | 13,800 K |
| Металличность | [M / H] = 0,2 |
| Вращение | 2,38195 d |
| Скорость вращения (v sin i) | 52 км / с |
| Возраст | 60млн лет |
| Вторичная | |
| Масса | 1,85 ± 0,13 M☉ |
| Радиус | 1,65 ± 0,3 R☉ |
| Светимость (болометрическая) | 13L☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g) | 4,0 cgs |
| Температура | 8,500 K |
| Металличность | [M / H] = 0,2 |
| Скорость вращения (v sin i) | 110 ± 5 км / с |
| Возраст | 70млн лет |
| Другие обозначения | |
| Альферац, Сирра, Сира, α And, Alpha Andromedae, Alpha And, δ Pegasi, δ Peg, Delta Pegasi, Delta Peg, 21 Andromedae, 21 And, H 5 32A, MKT 11, ADS 94 A, BD + 28 ° 4, CCDM J00083 + 2905A, FK5 1, GC 127, HD 358, HIP 677, HR 15, IDS 00032 + 2832 A, LTT 10039, NLTT 346, PPM 89441, SAO 73765, WDS 00084 + 2905A / Aa | |
| Ссылки на базу данных | |
| SIMBAD | данные |
Alpha Andromedae (α Andromedae, сокращенно Alpha And или α And ), официально названные Альферац, находится в 97 световых годах от Солнца и является ярчайшим звезда в созвездии из Андромеды. Расположенная непосредственно к северо-востоку от созвездия Пегаса, это верхняя левая звезда Великого квадрата Пегаса.
Хотя невооруженным глазом она кажется одиночной звездой с общей видимой визуальной величиной +2.06, на самом деле это двойная система, состоящая из двух звезд, расположенных близко друг к другу. орбита. химический состав более яркой из двух звезд необычен, поскольку это ртутно-марганцевая звезда, атмосфера которой содержит аномально высокие уровни ртути, марганец и другие элементы, включая галлий и ксенон. Это самая яркая из известных ртутно-марганцевых звезд.
Альфа Андромеды - самая яркая звезда в созвездии Андромеды (справа). Альфа Андромеды (Латиница к Альфе Андромеды) - это обозначение Байера звезды. Птолемей считал альфа Андромеды общей с Пегасом, а Иоганн Байер присвоил ей обозначение в обоих созвездиях: Альфа Андромеды (α And) и Дельта Пегаса (δ Колышек). Когда в 1930 году были установлены границы современного созвездия, последнее обозначение перестало использоваться.
Звезда носила традиционные названия Альферац () или Альферат и Сирра происходит от арабского имени سرة الفرس surrat al-faras «пуп кобылы». (Только سرة - суррах). Слово лошадь отражает историческое положение звезды в Пегасе. В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по именам звезд (WGSN) для каталогизации и стандартизации имен собственных для звезд. Первый бюллетень WGSN от июля 2016 года включал таблицу первых двух групп имен, утвержденных WGSN; который включал Альферац для этой звезды.
Другой термин для этой звезды, использовавшийся средневековыми астрономами на арабском, был راس المراة المسلسلة rās al-mar'a al-musalsala «голова женщины в цепях», женщина в цепях. здесь Андромеда. Другие арабские имена включают аль-кафф аль-хатиб и кафф ан-натир.
В индуистском лунном зодиаке эта звезда вместе с другими звездами на Большой площади Пегаса (α, β и γ Пегаси ), составляют накшатры из Пурва Бхадрапада и Уттара Бхадрапада.
на китайском, 壁 宿 (Bì Sù), означающее стена, относится к астеризму, состоящему из α Андромеды и γ Пегаса. Следовательно, китайское название самого α Andromedae - 壁 宿 二 (Bì Sù èr, англ.: вторая звезда стены).
Оно также известно как одно из «Трех Направляющие », отмечающие нулевой меридиан небес, два других - Бета Кассиопеи и Гамма Пегаси. Считалось, что он благословляет рожденных под его влиянием славой и богатством.
лучевая скорость звезды от или к наблюдателю может быть определена с помощью измерение красного смещения или синего смещения его спектра. Американский астроном Весто Слайфер провел серию таких измерений с 1902 по 1904 год и обнаружил, что лучевая скорость α Андромеды периодически менялась. Он пришел к выводу, что он находился на орбите в спектроскопической двойной звездной системе с периодом около 100 дней. Предварительная орбита была опубликована Гансом Людендорфом в 1907 году, а более точная орбита была позже опубликована Робертом Горасом Бейкером.
Более тусклая звезда в системе была впервые разрешена интерферометрически Сяопэй Пань и его коллеги в 1988 и 1989 годах, используя звездный интерферометр Mark III в обсерватории Маунт-Вильсон, Калифорния, США. Эта работа была опубликована в 1992 году. Из-за разницы в светимости двух звезд ее спектральные линии не наблюдались до начала 1990-х годов в наблюдениях Джоселин Томкин, Сяопей Пан и Джеймса К. Маккарти. между 1991 и 1994 годами и опубликовано в 1995 году.
Сейчас известно, что две звезды вращаются друг над другом с периодом 96,7 дня. Более крупная и яркая звезда, называемая первичной звездой, имеет спектральный класс B8IVpMnHg, массу примерно 3,6 массы Солнца, температуру поверхности около 13 800 K, и, измеренная по всем длинам волн, светимость примерно в 200 раз больше, чем Солнца. Его меньший и более тусклый компаньон, вторичный, имеет массу примерно 1,8 массы Солнца и температуру поверхности около 8 500 К, а также, опять же, измеренный по всем длинам волн, его светимость примерно в 10 раз превышает светимость Солнца.. Это звезда раннего класса А, спектральный класс которой был оценен как A3V.
В 1906 году Норман Локьер и Ф.Э. Баксандалл сообщили, что у α Андромеды был ряд необычных линий в его спектр. В 1914 году Баксандалл указал, что большинство необычных линий происходит от марганца, и что аналогичные линии присутствуют в спектре μ Leporis. В 1931 году У. В. Морган идентифицировал еще 12 звезд с линиями марганца, появляющимися в их спектрах. Многие из этих звезд впоследствии были идентифицированы как часть группы ртутно-марганцевых звезд, класса химически пекулярных звезд, которые имеют избыток элементов, таких как ртуть, марганец, фосфор и галлий в их атмосферах. В случае α Андромеды более яркая первичная звезда представляет собой ртутно-марганцевую звезду, которая, помимо уже упомянутых элементов, имеет избыток ксенон.
В 1970 году предположили, что такие химически пекулярные звезды возникли из радиационной диффузии. Согласно этой теории, в звездах с необычно спокойной атмосферой одни элементы тонут под действием силы гравитации, а другие выталкиваются на поверхность радиационное давление. Эта теория успешно объяснила многие наблюдаемые химические особенности, в том числе особенности ртутно-марганцевых звезд.
α Андромеды, как сообщается, незначительно переменная, но наблюдения с 1990 по 1994 год показали, что его яркость остается постоянной с точностью до 0,01 звездной величины. Однако Адельман и его коллеги обнаружили в наблюдениях, проведенных между 1993 и 1999 годами и опубликованных в 2002 году, что линия ртути в ее спектре на 398,4 нм изменяется при вращении первичной обмотки.. Это связано с тем, что ртуть в ее атмосфере распределяется неравномерно. Применение Доплеровской визуализации к наблюдениям позволило Adelman et al. чтобы обнаружить, что он был сконцентрирован в облаках около экватора. Последующие исследования доплеровской визуализации, опубликованные в 2007 году, показали, что эти облака медленно дрейфуют над поверхностью звезды.
Созвездие Андромеды. α Andromedae, помеченная как Sirrah, находится в правом нижнем углу созвездия, граничащего с Пегасом. Расположение α Andromedae в небе показано слева. Его можно увидеть невооруженным глазом, и теоретически он виден на всех широтах к северу от 60 ° южной широты. Вечером с августа по октябрь он будет высоко в небе, если смотреть из средних широт на севере.
| Данные наблюдений. Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 (ICRS ) | |
|---|---|
| Созвездие | Андромеда |
| Прямое восхождение | 00 08 16,626 |
| Склонение | + 29 ° 05 ′ 45,49 ″ |
| Видимая звездная величина (В) | 10,8 |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | G5 |
| B − V индекс цвета | 1.0 |
| Астрометрия | |
| Правильное движение (μ) | RA: - 3,9 mas /yr. Dec.: −24.0 mas /yr |
| Parallax (π) | 2,3990 ± 0,0369 mas |
| Distance | 1360 ± 20 ly. (417 ± 6 pc ) |
| Положение (относительно A) | |
| Эпоха наблюдения | 2000 |
| Угловое расстояние | 89,3 ″ |
| Позиционный угол | 284 ° |
| Другие обозначения | |
| H 5 32B, BD + 28 ° 4B, CCDM J00083 + 2905B, IDS 00032 + 2832 B, PPM 89439, WDS 00084 + 2905B. | |
| Ссылки на базу данных | |
| SIMBAD | данные |
У описанной выше двоичной системы есть оптический визуальный компаньон, обнаруженный Автор Уильям Гершель 21 июля 1781 года. Обозначенный как ADS 94 B в Каталоге двойных звезд Эйткена, это звезда G-типа с видимая визуальная величина примерно 10,8. Хотя по совпадению он появляется рядом с двумя другими звездами на небе, он намного дальше от Земли; параллакс, наблюдаемый Гайей, помещает эту звезду на расстояние более 1300 световых лет от нас.
