Войти
| Данные наблюдений. Epoch J2000 Equinox J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Андромеда |
| Прямое восхождение | 23 33 39.9551 |
| Склонение | + 48 ° 49 ′ 05.974 ″ |
| Видимая звездная величина (V) | 7,7 - 11,3 |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | M2III + B1eq |
| U − B показатель цвета | −0,49 |
| B − V показатель цвета | +1,35 |
| Тип переменной | Z И |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (Rv) | -0,59 км / с |
| Собственное движение (μ) | RA: -1,606 ± 0,049 mas /yr. Dec.: -2,971 ± 0,040 mas /yr |
| Parallax (π) | 0,5123 ± 0,0300 mas |
| Distance | 6400 ± 400 ly. (2,000 ± 100 pc ) |
| Орбит | |
| Период (P) | 759,0 ± 1,9 дня |
| Эксцентриситет (e) | 0,0 |
| Наклон (i) | 47 ± 12 ° |
| Полу- амплитуда (K1). (первичный) | 6,73 ± 0,2 2 км / с |
| Подробности | |
| Красный гигант | |
| Масса | 2M☉ |
| Радиус | 85R☉ |
| Светимость | 880 L☉ |
| Температура | 3400 K |
| Белый карлик | |
| Масса | 0,75 M☉ |
| Радиус | 0,17 - 0,36 R☉ |
| Светимость | 1,500 - 9,800 L☉ |
| Температура | 90,000 - 150,000 K |
| Вращение | 1682,6 ± 0,6 s |
| Другие обозначения | |
| 416, HIP 116287, SAO 53146, AG + 48 ° 2087, GCRV 14773, IRAS 23312 + 4832, 193, AN 41.1901, JP11 3636, TYC 3645-2066-1, BD + 48 ° 4093, GSC 03645-02066, 2MASS J23333994 + 4849059, AAVSO 2328 + 48, 2E 2331.6 + 4834, HD 221650, PLX 5697, 2E 4735, PPM 64386. | |
| Ссылки на базы данных | |
| SIMBAD | данные |
| Источники данных: | |
| Каталог Hipparcos,. CCDM (2002),. Каталог ярких звезд (5-е изд. Изд.) | |
Z Андромеды - это двойная звезда система, состоящая из красного гиганта и белого карлика. Это прототип типа катаклизмической переменной звезды, известной как симбиотические переменные звезды или просто Z переменных Андромеды. Яркость этих звезд меняется со временем, показывая спокойную, более стабильную фазу и, чем активная фаза, с более выраженной изменчивостью и более сильным повышением яркости и / или затемнения.
Z Андромеды - двойная звезда. Два компонента имеют круговую орбиту, для завершения которой требуется 759 дней. Красный гигант примерно в два раза больше массы Солнца и в 880 раз превышает его светимость, но его эффективная температура составляет всего 2800 К. Белый карлик примерно в тысячу раз больше светимости солнце в спокойной фазе, но до 10 раз ярче во время активной фазы. Его температура достигает 150 000 K в состоянии покоя, но опускается ниже 100 000 K в активном состоянии. Он также вращается вокруг своей оси вращения каждые 1682 секунды и демонстрирует сильное магнитное поле.
Образовавшаяся красная гигантская звезда теряет массу, поскольку радиационное давление преодолевает низкую гравитацию на поверхности. Истечение вещества захватывается гравитационным полем белого карлика и в конце концов падает на его поверхность. По крайней мере, во время активной фазы вокруг белого карлика формируется аккреционный диск.
Кривая блеска Z Andromedae, показывающая типичную вспышку в 1986 году и аномально длинный активный период от 2000 г. и далее Во время фазы покоя большая часть светимости белого карлика происходит от стабильного горения водорода на его поверхности, и испускаемые таким образом фотоны ионизируют ветер красного гиганта, который вызывает эмиссию туманности. Гигантская звезда, однако, следует квазипериодическому циклу активности (подобному солнечному циклу ) примерно каждые 7550 дней; когда активность звезды усиливается, звездный ветер усиливается, и в ответ белый карлик увеличивается в размерах и охлаждается, вызывая активную фазу.
В фазе покоя яркость Z Andromedae модулируется. орбитальным периодом системы и может достигать звездной величины как минимум m v = 11,3. Во время активной фазы Z Andromedae производит вспышки яркости и может увеличивать свою яркость до величины m v = 7,7. Затмения от красного гиганта все еще видны в этой фазе. Во время этой фазы наблюдается более короткая периодичность - 685 дней; это может быть период биений между неизвестным периодом вращения гигантской звезды и орбитальным периодом, который возникает из-за несферического истечения вещества из атмосферы гигантской звезды.
Z Andromedae начала необычно долгую активную фазу в сентябре 2000 года, яркость которой увеличилась в несколько раз, по крайней мере, за десятилетие. Во время вспышек наблюдались нерегулярные изменения блеска (до 0,065 звездной величины) на временах меньше суток, что интерпретировалось как искривление аккреционного диска. Если модели для этого источника верны, он должен снова войти в фазу покоя в 2020 году.
Спектр Z Andromedae был признан чрезвычайно необычным с тех пор. начало 20 века. Ранние спектры в течение яркого периода, показывающие только эмиссионные линии на фоне красного континуума, были интерпретированы как звезда, погруженная в плотную туманность. По мере того, как яркость звезды уменьшалась, в спектре исчезли "туманные" линии с высоким возбуждением и появилось линии поглощения с профилями P Лебедя. Эти спектры были легко идентифицированы как принадлежащие горячей новой звезде с холодным компаньоном. Идентифицированные эмиссионные линии включали состояния с низкой ионизацией водорода и гелия с состояниями высокой ионизации кислорода и железа.
Спектральная классификация MK типично для крутого гиганта, например M4.5. Было показано, что точный спектральный тип варьируется, например, между M5 в 1987 году и M3.5 в 1989 году. Инфракрасные наблюдения дали комбинацию спектрального типа M2III + B1eq. Здесь класс светимости III соответствует нормальной гигантской звезде, а коды пекулярности eq обозначают эмиссионные линии с профилями P Cygni.
Z Andromedae также демонстрирует сильное ультрафиолетовое излучение, которое соответствует оптическим характеристикам; линии поглощения, идентифицированные во время фазы покоя, становятся линиями излучения во время вспышек. Элементами, идентифицированными в этой области спектра, являются углерод, азот, фосфор и кремний в их ионизированных состояниях.
Радиопоток от Z Andromedae в начале вспышек ниже обычного уровня покоя и имеет максимум после оптического. После вспышек можно увидеть, как радиоструи выходят из этой системы в направлении, перпендикулярном плоскости орбиты.
Z Andromedae намного слабее в рентгеновских лучах, и не обнаружен в фазе покоя. Во время вспышек рентгеновское излучение исходит из нагретой ударом плазмы, где кинетическая энергия истекающего материала преобразуется в рентгеновское излучение. Это излучение "имитирует" излучение черного тела с температурой, отличной от температуры белого карлика, но его реальную природу можно определить, поскольку оно показывает края поглощения (что также показывает наличие неона ) и избыток на высоких частотах.
После вспышки 2006 г. эмиссионные линии водорода Balmer включала слабые крылья на скорости ± 1150 км / с. Поскольку длительные радиоизлучения ранее наблюдались во время длительных вспышек 2000–2002 годов, коллимированные струи вдоль оси системы были наиболее вероятным объяснением этого явления. Считается, что струи присутствуют только во время ярких вспышек. Струи снова наблюдались во время последующих вспышек; их скорость очень изменчива вначале, но стабилизируется примерно через 1 месяц. Также может возникнуть одиночная струя. Струи могут быть образованы материалом, который не может срастаться с белым карликом, который достигает предела Эддингтона.
