| Z Andromedae | |
|---|---|
| Stjerne | |
| Observationsdata ( Epoke J2000.0 ) |
|
| højre opstigning | 23 t 33 m 39,96 s [1] |
| deklination | +48° 49′ 5,97″ [1] |
| Afstand | 1951.9813 ± 114.3069 pc [1] |
| Tilsyneladende størrelse ( V ) | 8 [2] |
| Konstellation | Andromeda |
| Astrometri | |
| Radial hastighed ( Rv ) | −0,59 ± 0,17 km/s [3] |
| Korrekt bevægelse | |
| • højre ascension | −1,606 ± 0,049 mas/år [1] |
| • deklination | −2,971 ± 0,04 mas/år [1] |
| parallakse (π) | 0,5123 ± 0,03 mas [1] |
| Absolut størrelse (V) | 11,88 |
| Spektral karakteristika | |
| Spektral klasse | M2III+B1eq [4] |
| Farveindeks | |
| • B−V | 1,35 |
| • U−B | -0,49 |
| variabilitet | Z Andromeda [5] [6] |
| Koder i kataloger
2MASS J23333994+4849059, GSC 03645-02066, HD 221650, HIP 116287 , SAO 53146 , IRAS 23312+4832, TYC 3645-2066-1, PLX 5697 , AAVSO 2328+48 , AG+48 2087 , 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 , 2E 4735 , AN 41.1901 , EM* MWC 416 , GEN# +1.00221650 , SV* HV 193 , 2E 2331.6+4834 , 2XMM J233339.9+484906 и TIC 26011110 | |
| Information i databaser | |
| SIMBAD | V* Z And |
| Oplysninger i Wikidata ? | |
Z Andromedae ( lat. Z Andromedae ), HD 221650 er en dobbelt kataklysmisk symbiotisk variabel stjerne af Z Andromeda-typen (ZAND) i stjernebilledet Andromeda i en afstand af cirka 6367 lysår (ca. 1952 parsecs ) fra Solen . Stjernens tilsyneladende størrelse er fra +11,3 m til +7,7 m [7] . Omløbsperioden er omkring 759 dage.
Den første komponent ( HD 221650A ) er en rød kæmpe af spektral type M2III+B1eq [7] [4] . Masse - omkring 2 solar , radius - omkring 85 solar , lysstyrke - omkring 880 solar [8] . Den effektive temperatur er omkring 3400 K [4] .
Den anden komponent ( HD 221650B ) er en hvid dværg . Massen er omkring 0,75 solar, radius er i gennemsnit omkring 0,27 solar, lysstyrken er i gennemsnit omkring 5650 solar. Den effektive temperatur er i gennemsnit omkring 120.000 K [9] .
Z Andromedae er en af de mest observerede og velundersøgte stjerner i sin klasse. Det blev opdaget i 1901 af Williamina Fleming ved Harvard University Observatory , mens hun studerede spektrum fotografiske plader lavet ved observatoriet. Det træk, der fangede fru Flemings opmærksomhed, var, at Andromedas Z havde et mærkeligt spektrum, der lignede 1901 Perseus nova ( GK Persei ) og 1898 Ophiuchus nova ( RS Ophiuchi ) i sine funktioner. Yderligere spektralanalyse blev udført af Annie Cannon , hvor hun identificerede en gruppe røde stjerner med HI- og He II -emissionslinjer under sit arbejde med Henry Draper-kataloget , som hun skrev ind under nummeret 221650. Disse resultater var dog praktisk talt ikke bemærket indtil 1932 , hvor Paul Merrill og Milton Humason genopdagede stjernerne CI Cygnus , RW Hydra og AX Persei som en type ejendommelig M-type stjerne med stærke He II4686 emissionslinjer. Disse stjerners spektre viste deres lave temperaturer. I 1941 foreslog Merrill udtrykket " symbiotisk " for at beskrive stjerner med en lignende kombination af spektrum og Z Andromeda som prototypen for denne klasse af stjerner [10] .
I øjeblikket er omkring 150 variable kendt for at blive klassificeret som symbiotiske. Denne klasse består dog af meget heterogene stjerner: blandt de bedst kendte er Z Andromeda, R Aquarius og CH Cygni . Det eneste, der virkelig forener denne slags variabler, er, at de alle er binære stjerner . Spektrene af symbiotiske stjerner antyder tilstedeværelsen af tre områder, der udsender stråling. Den første komponent er et koldt område - formentlig en rød kæmpe eller supergigant af spektral type K eller M, (i nogle tilfælde kan det være en Mira , for eksempel R Aquarius). Den anden region producerer lyse emissionslinjer , der ligner dem, der udsendes af små, varme stjerner. Denne sekundære komponent kunne være: en hvid dværg - centralstjerne i en planetarisk tåge eller en hovedsekvensstjerne med en tilvækstskive eller endda en neutronstjerne med en tilvækstskive. Den tredje komponent er tågen, som omgiver stjerneparret, og hovedsageligt består af materialet fra en kold kæmpestjerne [10] .
Selvom Andromeda Z først blev opdaget i 1901, gjorde arkivet af fotografiske plader astronomer i stand til at studere data, der var blevet opnået selv før dets officielle opdagelse. Således blev Z Andromedas aktivitet sporet fra 1887 til 1922. AAVSO- observatører har overvåget denne stjerne med kaotisk og svær at forudsige adfærd i den synlige del af det elektromagnetiske spektrum siden 1917 [10] .
De spektrale og fotometriske karakteristika af Z Andromeda under dens hvile viser semi-regulære variationer i lysstyrken af en lille amplitude rød stjerne af spektral type M omkring en gennemsnitsværdi på 11 m . På en karakteristisk periode på 10-20 år oplever stjernen en pludselig stigning i aktiviteten, hvor lysstyrken stiger med 3m . I det 20. århundrede var der flere sådanne udbrud i 1900, 1915, 1939, 1959 og 1967/1968. Store udbrud efterfølges af mindre og mindre udbrud, som så forsvinder, og stjernen vender tilbage til en hviletilstand. En stjernes lyskurve kan sammenlignes med kurven for en dæmpet oscillator [11] . Overgangen til den aktive tilstand sker enten brat eller forud for små blink. Baseret på AAVSO-registreringer skete det klareste udbrud i 1939 , da stjernen nåede sin maksimale gennemsnitlige størrelse på 7,9 m [10] .
Under udbruddet falder BV -farveindekset (stjernen bliver blåere), spektret begynder at dominere de linjer, der er karakteristiske for varme, kompakte stjerner af spektraltype B. Den såkaldte P Cygnus-profil skifter til den blå side, hvilket indikerer en udvidende kuvert. Det dominerende spektrum af skallen falmer derefter langsomt, BV-farveindekset stiger (stjernen bliver rødere), P Cygnus-profilen forsvinder, skallen forsvinder, og systemet vender tilbage til langsomme semi-regulære lysstyrkevariationer. Intervallerne mellem lysstyrkemaksima spænder fra 310 til 790 dage [10] .
Da stjernen er i stjernebilledet Andromeda, ses den bedst om efteråret. Det ligger omkring 5 grader sydvest for R Cassiopeia , langs en linje, der forbinder kappa og Andromedas lambda . Observatører med et teleskop af moderat størrelse kan gøre denne stjerne til genstand for deres observationer både under resten af stjernen og under udbrud. Den anbefalede observationshyppighed er cirka en gang om ugen. For observatører med CCD-arrays anbefales det at udføre flerfarve-observationer (B og V) gennem hele tiden, eller i det mindste under den aktive fase, da farveindekset BV ændres under flashen [10] .
