AE Андромеды
 Кривая визуальной полосы блеска для AE Andromeda, полученная с помощью Palomar Transient Factory. инструмента [1] | |
| Данные наблюдений Эпоха J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Андромеда |
| Прямое восхождение | 00 час 43 м 02.52 с [2] |
| Склонение | +41° 49′ 12.2″ [2] |
| Apparent magnitude (V) | 17.0-17.9 [3] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | ЛБВ |
| U-B Индекс цвета | ~ −0.9 [3] |
| B-V Индекс цвета | ~ +0.1 [3] |
| Тип переменной | ЛБВ |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | -193 [4] км/с |
| Расстояние | ~2,5 миллиона световых лет (~780 тыс. шт. ) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | от −7,0 до −10,2 [3] |
| Подробности | |
| Масса | 50-120 [5] M ☉ |
| Радиус | 55 [6] R ☉ |
| Яркость | 450,000-700,000 [6] L ☉ |
| Температура | 20,000 [7] К |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
AE Андромеды ( AE And ) — светящаяся синяя переменная (LBV), разновидность переменной звезды . Звезда — одна из самых ярких переменных в M31, галактике Андромеды .
Открытие
[ редактировать ]было обнаружено, что звезда является переменной величиной с диапазоном фотографических величин 14,7–15,6 В 1928 году в обсерватории Гарвардского колледжа и получила обозначение HV 4476. [8] Год спустя ей было присвоено обозначение переменной звезды AE Andromeda. [9] На тот момент это был самый яркий звездный объект в M31 и сохранял подобную яркость около 20 лет. [7]
В начале исследований, приведших к определению LBV, AE And был идентифицирован как аналог пяти переменных Хаббла – Сэндиджа : Var A, Var B, Var C и Var 2 в M33 и Var 19 в M31 (= AF Andromeda). . [10] [11] [12] На основании цвето-цветовых сравнений ему был присвоен спектральный класс B и описан как относящийся к переменным P Cygni . Наблюдения с 1960 по 1970 год показали неравномерные изменения звездной величины B (синяя) от 16,2 до 17,6, с очень похожими звездными величинами V и примерно на 0,4 ярче звездной величины U. [10] Первый подробный спектр был опубликован в 1975 году. [4]
Спектр
[ редактировать ]Видно, что AE And имеет своеобразный спектр эмиссионных линий, очень похожий на Eta Carinae , вероятно, из-за плотного звездного ветра. [4] В спектре 2010 года наблюдались более слабые эмиссионные линии и несколько слабых и переменных линий поглощения. [7]
AE And имеются заметные разрешенные и запрещенные Fe II и водорода линии В спектре излучения , а также более слабые линии He I и N II . Некоторые особенности предполагают спектральный класс B2-B3, но излучение и изменчивость не поддаются нормальной классификации. [4]
250,7 нм Линия Fe II имеет необычно сильное излучение. Ту же особенность в спектре Эта Киля приписывают УФ-лазеру. [7]
Характеристики
[ редактировать ]AE And была самой яркой звездой в M31, когда ее впервые заметили во время вспышки, с видимой звездной величиной около 15, что эквивалентно абсолютной звездной величине -10,2, что примерно в миллион раз ярче Солнца. Это означает, что вспышка могла увеличить светимость звезды, что было бы необычно для LBV. Температура в то время неизвестна из-за отсутствия спектров или многополосной фотометрии, но типичная LBV во время вспышки составляет около 8000 К.
С момента открытия вспышки AE And в основном находился в спокойной или горячей фазе LBV с небольшими нерегулярными колебаниями блеска. Спектр значительно менялся даже за это время, что объясняется изменениями силы ветра. Обычно считается, что температура составляет около 20 000 К, что соответствует положению на полосе нестабильности Южной Дорадус. [7]
Звездные ветры звезды сильные, 3 × 10. −5 M ☉ / год , но медленные и имеют измеренную скорость порядка 100 км/с, что способствует их оптической плотности. [13] Имеется снаряд 6 × 10 −3 Считается, что M ☉ был выброшен во время вспышки в начале 20 века со скоростью не менее 3 × 10. −4 М ☉ / . [6]
Эффективный радиус в состоянии покоя был смоделирован на уровне 55 R ☉ на основе эффективной температуры 21 000 К. Во время вспышки температура упадет, а радиус резко увеличится, поскольку из-за увеличения потери массы образуется псевдофотосфера. [7]
Масса звезды явно не рассчитана, но звезды этого типа массивны, обычно 50–120 M ☉ . [5]
См. также
[ редактировать ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Сорайсам, Моника Д.; Билдстен, Ларс; Драут, Мария Р.; Принс, Томас А.; Купфер, Томас; Маски, Фрэнк; Лахер, Расс Р.; Кулкарни, Шринивас Р. (апрель 2020 г.). «Переменность массивных звезд в M31 с Паломарской переходной фабрики» . Астрофизический журнал . 893 (1): 11. arXiv : 1908.02439 . Бибкод : 2020ApJ...893...11S . дои : 10.3847/1538-4357/ab7b7b . S2CID 199472825 .
- ^ Jump up to: а б Кутри, Рок М.; Скрутски, Майкл Ф.; Ван Дайк, Шайлер Д.; Бейхман, Чарльз А.; Карпентер, Джон М.; Честер, Томас; Камбрези, Лоран; Эванс, Трейси Э.; Фаулер, Джон В.; Гизис, Джон Э.; Ховард, Элизабет В.; Хухра, Джон П.; Джарретт, Томас Х.; Копан, Евгений Л.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Лайт, Роберт М.; Марш, Кеннет А.; Маккаллон, Ховард Л.; Шнайдер, Стивен Э.; Стининг, Рэй; Сайкс, Мэтью Дж.; Вайнберг, Мартин Д.; Уитон, Уильям А.; Уилок, Шерри Л.; Закариас, Н. (2003). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог точечных источников всего неба 2MASS (Cutri + 2003)» . Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2246 : II/246. Бибкод : 2003yCat.2246....0C .
- ^ Jump up to: а б с д Хамфрис, РМ ; Блаха, К.; д'Одорико, С.; Галл, ТР; Бенвенути, П. (1984). «IUE и наземные наблюдения переменных Хаббла-Сэндиджа в M31 и M33» . Астрофизический журнал . 278 : 124. Бибкод : 1984ApJ...278..124H . дои : 10.1086/161774 .
- ^ Jump up to: а б с д Хамфрис, Р.М. (1975). «Спектры AE Андромеды и переменные Хаббла-Сэндиджа в M31 и M33». Астрофизический журнал . 200 : 426. Бибкод : 1975ApJ...200..426H . дои : 10.1086/153806 .
- ^ Jump up to: а б Бургграф Б.; Вайс, К.; Боманс, диджей (2006). «LBV в M33: их среда и возраст». Звездная эволюция при низкой металличности: потеря массы . 353 : 245. Бибкод : 2006ASPC..353..245B .
- ^ Jump up to: а б с Зейферт, Т.; Хамфрис, Р.М.; Дэвидсон, К.; Джонс, Ти Джей; Шталь, О.; Вольф, Б.; Зикграф, Ф.-Ж. (1996). «HST и наземные наблюдения переменных Хаббла-Сэндиджа в M 31 и M 33». Астрономия и астрофизика . 314 : 131. Бибкод : 1996A&A...314..131S .
- ^ Jump up to: а б с д и ж Хамфрис, Роберта М.; Вайс, Керстин; Дэвидсон, Крис; Боманс, диджей; Бургграф, Биргитта (2014). «Светящиеся и переменные звезды в M31 и M33. II. Светящиеся синие переменные, кандидаты в LBV, звезды эмиссионной линии Fe II и другие сверхгиганты». Астрофизический журнал . 790 (1): 48. arXiv : 1407.2259 . Бибкод : 2014ApJ...790...48H . дои : 10.1088/0004-637X/790/1/48 . S2CID 119177378 .
- ^ Люйтен, WJ (1928). «Новая переменная в туманности Андромеды, HV 4476». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа . 859 (859): 1. Бибкод : 1928BHarO.859....1L .
- ^ Гутник, П.; Прагер, Р. (1929). «Наименование переменных звезд». Астрономические новости . 234 (20): 377. Бибкод : 1929АН....234..377Г . дои : 10.1002/asna.19282342002 .
- ^ Jump up to: а б Шаров А.С. (1973). «Яркие переменные звезды в туманностях Андромеды M31 и Треугольника M33». Перем. Звезды . 19 : 3. Бибкод : 1973PZ.....19....3S .
- ^ Хамфрис, Р.М. (1978). «Светящиеся переменные звезды в М31 и М33» . Астрофизический журнал . 219 : 445. Бибкод : 1978ApJ...219..445H . дои : 10.1086/155797 .
- ^ Хаббл, Эдвин; Сэндидж, Аллан (1953). «Самые яркие переменные звезды во внегалактических туманностях. I. M31 и M33». Астрофизический журнал . 118 : 353. Бибкод : 1953ApJ...118..353H . дои : 10.1086/145764 .
- ^ Кинг, Нидерланды; Уолтербос, РАМ; Браун, Р. (1998). «Открытие потенциальных светящихся синих переменных в M31» . Астрофизический журнал . 507 (1): 210–220. Бибкод : 1998ApJ...507..210K . дои : 10.1086/306296 .
