Альфа звезда созвездия андромеда

Альферац – ртутная звезда

Альферац (Альфа Андромеды или α And) – двойная звезда, расположенной в созвездии Андромеды. В совокупной видимой величиной 2,06, она одна из двух самых ярких звезд в созвездии вместе с красным гигантом Мирой (Бета Андромеды). Альферац находится на расстоянии 97 световых лет от Земли. Альфа Андромеды является одной из четырех ярких звезд, образующих астеризм Большой Квадрат Пегаса.

Звездная система Альферац

Альфа Андромеды видна как одна звезда, как для невооруженного глаза, так и в телескопы. На самом деле представляет собой двоичную систему (SB1) (близкую двоичную систему, в которой можно наблюдать только один звездный спектр). Эти две звезды совершают полный оборот по орбите каждые 96.7 дня. Более яркий компонент имеет видимую величину 2,22, а второй – 4,21.

Основной компонент, формально названный Альферац, является бело-голубой субгигантской звездой спектрального типа B8IVpMnHg. Суффикс “р” указывает на химическую особенность звезды, в то время как ”MnHg” указывает на избыток марганца (Mn) и ртути (Hg) в спектре звезды.

Звезда имеет массу в 3,8 раза, а радиус в 2,7 раза больше, чем у Солнца. При температуре поверхности 13 000º С, она в 240 раз ярче Солнца. Имеет прогнозируемую скорость вращения 52 км/с. Предполагаемый возраст составляет 60 млн лет.

Альферац – самая яркая ртутно-марганцевая звезда на небе. Её атмосфера содержит избыток ртути, марганца, галлия, ксенона и других элементов. Ртутно-марганцевые звезды, как правило, медленно вращаются и имеют звездную классификацию B8, B9 или A0.

Второй компонент – Альфа Андромеды B имеет звездную классификацию A3V, указывающую на белую звезду главной последовательности. Спектральный тип оценивается на основе яркости звезды относительно первичного компонента. Звезда имеет 1,85 солнечных масс и радиус в 1,65 раза больше, чем у Солнца. Температура поверхности составляет 8 230º С. Она в 13 раз ярче нашей звезды. Альфа Андромеды В быстро вращается вокруг своей оси со скоростью вращения около 110 км/с. Считается, что ей 70 млн лет.

У бинарной системы есть визуальный компаньон – звезда класса G5, обозначенная как ADS 94 B в каталоге двойных звезд Aitken и как WDS 00084+2905B в каталоге двойных звезд Вашингтона. Компаньон был обнаружен Уильямом Гершелем 21 июля 1781 года. Он имеет визуальную величину 10,8. Однако он физически не связан с системой Альфа- Андромеды. Он лежит на гораздо большем расстоянии – 1 360 световых лет от нас.

Интересные факты о звезде Альферац

Альферац и Мира имеют почти одинаковую видимую величину и, поскольку, различные источники дают немного разные значения, обе звезды были названы самыми яркими звездами в Андромеде. Мира – это красный гигант, яркость которого варьируется от величины 2,01 до 2,10, поэтому в среднем она немного ярче, но не постоянно. Она находится на гораздо большем расстоянии 197 световых лет (на 100 световых лет дальше, чем Альферац). Она ярче Солнца в 1,995 раза, в то время как Альферац ярче в 240 раз.

Альферац является одной из 58 звезд, которые имеют особый статус в области небесной навигации. Навигационные звезды – одни из самых ярких и известных звезд на небе. Они охватывают 38 созвездий и были выбраны так потому, что они исключительно яркие и их легко идентифицировать. Альферац узнаваем, потому что он является частью Великой Квадрата Пегаса. Это единственная навигационная звезда в Андромеде. Маркаб, который лежит на противоположной стороне Большой Квадрата, также включен в список.

Источник

Альфа Андромеды — Alpha Andromedae

Данные наблюдений
Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS ) Созвездие Андромеда Прямое восхождение 00 ч 08 м 23,25988 с Склонение + 29 ° 05 ′ 25,5520 ″ Видимая звездная величина (V) 2,06 (2,22 + 4,21) Характеристики Индекс цвета U − B -0,46 Индекс цвета B − V -0,11 Индекс цвета R − I -0,10 Начальный Спектральный тип B8IVpMnHg Вторичный Спектральный тип A3V Астрометрия Начальный Радиальная скорость (R _v ) −10,6 ± 0,3 км / с Собственное движение (μ) RA: 135.68 Рождество / год
декабрь .: -162.95 Рождество / год Параллакс (π) 33,62 ± 0,35 мсек. Расстояние 97 ± 1 св. Лет
(29,7 ± 0,3 шт. ) Абсолютная звездная величина (M _V ) -0,19 ± 0,30 Вторичный Абсолютная звездная величина (M _V ) 2,00 ± 0,30 Орбита Период (P) 96,7015 ± 0,0044 сут. Большая полуось (а) 24,0 ± 0,13 мсек. Эксцентриситет (e) 0,535 ± 0,0046 Наклон (i) 105,6 ± 0,23 ° Долгота узла (Ω) 284,4 ± 0,21 ° Эпоха периастра (T) MJD 47374,563 ± 0,095 Аргумент периастра (ω)
(вторичный) 257,4 ± 0,31 ° Подробности Начальный Масса 3,8 ± 0,2 М _☉ Радиус 2,7 ± 0,4 R _☉ Светимость (болометрическая) 240 л _☉ Поверхностная сила тяжести (log g ) 3,75 кгс Температура 13 800 К Металличность [M / H] = 0,2 Вращение 2,38195 г Скорость вращения ( v sin i ) 52 км / с Возраст 60 млн лет Вторичный Масса 1,85 ± 0,13 M _☉ Радиус 1,65 ± 0,3 R _☉ Светимость (болометрическая) 13 л _☉ Поверхностная сила тяжести (log g ) 4,0 куб. Температура 8 500 К Металличность [M / H] = 0,2 Скорость вращения ( v sin i ) 110 ± 5 км / с Возраст 70 млн лет Прочие обозначения

Альферац ( α Андромеды , сокращенно альфа и или α А ), официально называется Alpheratz / æ л е ɪər æ т ы / , расположено 97 световых лет от Солнца и является яркой звездой в созвездии из Андромеды . Расположенная непосредственно к северо-востоку от созвездия Пегаса , это верхняя левая звезда Великой площади Пегаса.

Хотя невооруженным глазом она выглядит как одиночная звезда с общей видимой визуальной величиной +2,06, на самом деле это двойная система, состоящая из двух звезд, находящихся на близкой орбите . Химический состав ярче двух звезд является необычным , так как это ртуть марганец звезда которой атмосфера содержит аномально высокие уровни ртути , марганца и других элементов, в том числе галлия и ксенона . Это самая яркая из известных ртутно-марганцевых звезд.

СОДЕРЖАНИЕ

Номенклатура

α Андромеды ( латинские к альфа Андромеде ) является звездой Bayer обозначения . Птолемей считал, что Альфа Андромеды принадлежит Пегасу , и Иоганн Байер присвоил ей обозначение в обоих созвездиях: Альфа Андромеды (α And) и Дельта Пегасов (δ Peg). Когда в 1930 году были установлены границы современных созвездий, последнее обозначение перестало использоваться.

Звезда носили традиционные имена Alpheratz ( / æ л е я г æ т с / ) или Alpherat и Sirrah / с ɪr ə / вывода от арабского имени, سرة الفرس surrat аль-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, писавшими на арабском языке, был راس المراة المسلسلة rās al-mar’a al-musalsala «голова женщины в цепях», где скованной женщиной была Андромеда . Другие арабские имена включают аль-кафф аль-хатиб и кафф ан-натир .

В индуистском лунном зодиаке, эта звезда, вместе с другими звездами в Великом Квадрате Пегаса ( α , β и γ Пегаса ), составляет накшатр от Purva Бхадрапады и Уттар Бхадрапады .

В китайском , 壁宿 ( Б.И. sú ), то есть стенка , относится к астеризму , состоящему из α Андромеды и γ Пегаса . Следовательно, китайское название α Andromedae — 壁 宿 二 ( Bì Sù èr , англ .: вторая звезда стены ).

Он также известен как один из «Трех Путеводителей», отмечающих начальный меридиан небес, два других — Бета Кассиопеи и Гамма Пегасы . Считалось, что он благословляет тех, кто родился под его влиянием, честью и богатством.

Система

Радиальная скорость звездного вдали от или к наблюдателю может быть определена путем измерения красного смещения или синего сдвига его спектра . Американский астроном Весто Слайфер провел серию таких измерений с 1902 по 1904 год и обнаружил, что лучевая скорость α Андромеды периодически меняется. 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 Хорасом Бейкером .

Более слабая звезда в системе была впервые определена интерферометрическим методом Сяопэя Пэна и его сотрудников в 1988 и 1989 годах с помощью звездного интерферометра 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, проведенных Джоселин Томкин, Сяопей Пан и Джеймс К. Маккарти в период с 1991 по 1994 год и опубликованных. в 1995 г.

Теперь известно, что две звезды вращаются вокруг друг друга с периодом 96,7 дня. Больше, ярче звезда, называется первичным , имеет спектральный тип из B8IVpMnHg, а масса около 3,6 масс Солнца , а температура поверхности около 13800 К , и, измеренного по всем длинам волн , а светимость примерно в 200 раз Sun «S . Его меньше, тусклее спутником, то вторичный , имеет массу около 1,8 масс Солнца и температуру поверхности около 8500 К, и, опять же, измеренной по всем длинам волн, светимость примерно в 10 раз ВС «с. Это звезда раннего класса A, спектральный класс которой был оценен как A3V.

Химические особенности

В 1906 году Норман Локьер и Ф. Э. Баксандалл сообщили, что α Andromedae имеет ряд необычных линий в своем спектре . В 1914 году Баксандалл указал, что большинство необычных линий произошло от марганца и что аналогичные линии присутствовали в спектре μ Leporis . В 1931 году WW Morgan 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 , в атмосфере которых содержится избыток таких элементов , как ртуть , марганец , фосфор и галлий . , §3.4. В случае α Andromedae более яркой первичной звездой является ртутно-марганцевая звезда, которая, помимо уже упомянутых элементов, имеет избыток ксенона .

В 1970 году Жорж Мишо предположил, что такие химически пекулярные звезды возникли в результате радиационной диффузии. Согласно этой теории, в звездах с необычно спокойной атмосферой одни элементы тонут под действием силы тяжести , а другие выталкиваются на поверхность под действием радиационного давления . , §4. Эта теория успешно объяснила многие наблюдаемые химические особенности, в том числе особенности ртутно-марганцевых звезд. , §4.

Вариативность первичных

Сообщается, что α Andromedae слегка изменчив , но наблюдения с 1990 по 1994 год показали, что его яркость остается постоянной с точностью менее 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 длине волны 398,4 нм изменяется при вращении первичной обмотки. Это связано с тем, что ртуть в 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 по поверхности звезды.

Наблюдение

Слева показано расположение α Andromedae на небе. 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 находиться высоко в небе, если смотреть из средних северных широт.

Оптический спутник