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 +11,3 ^m до +7,7 ^m . Орбитальный период — около 759 суток.

Характеристики

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

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 .

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 , RW Гидры , и 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 .

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 . 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 .

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 .

Спектральные и фотометрические характеристики Z Андромеды во время покоя показывают полурегулярные изменения яркости малой амплитуды красной звезды спектрального типа М около средней величины 11 ^m . На характерном периоде 10-20 лет звезда испытывает внезапное увеличение активности, при которой яркость возрастает на 3 ^m . 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 . 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 7,9 ^m .

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 .

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 .

Примечания

1. ↑ (англ.) / , European Space Agency — 2020.
2. Ducati J. R. (англ.) — 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. (англ.) // The Astronomical Journal / , — New York City: IOP Publishing , AAS , University of Chicago Press , AIP , 2020. — Vol. 160, Iss. 3. — ISSN ; — —
4. ↑ Shenavrin V. I., Taranova O. G., Nadzhip A. E. (англ.) // / D. Bisikalo — , Springer Science+Business Media , 2011. — Vol. 55, Iss. 1. — P. 31–81. — ISSN ; ; —
5. Dimitrov D., Popov V. — 2007. — Т. 27. — С. 2.
6. Kukarkin B. V., Kholopov P. N., Pskovsky Y. P., Efremov Y. N., Kukarkina N. P., Kurochkin N. E., Medvedeva G. I. — 1971.
7. ↑
8. ↑ , database entry, Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS5.1, 2017 Ed.), N. N. Samus, O. V. Durlevich, et al., CDS ID от 1 июля 2015 на Wayback Machine Accessed online 2020-12-11.
9. Skopal A. (англ.) // Astronomy and Astrophysics / — EDP Sciences , 2003. — Vol. 401, Iss. 3. — P. 17–20. — ISSN ; ; ; — —
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. et al. (англ.) // — IOP Publishing , 2006. — Vol. 636, Iss. 2. — P. 1002–1019. — ISSN ; — —
11. ↑ (англ.) . AAVSO . 8 июля 2012 года.
12. (англ.) . AAVSO . Архивировано из 8 июля 2012 года.