Альфа Андромеды: Двойная звезда с необычным составом

Введение

Двойная звезда в созвездии Андромеды

Альферац /æ//l/'/f//iːr//æ//t//s/, или Альфа Андромеды (α Андромеды, сокращенно Альфа Анд или α Анд), — яркая звезда, расположенная в 97 световых годах от Солнца, и является самой яркой звездой в созвездии Андромеды, когда Бета Андромеды подвергается периодическому затмению. Непосредственно к северо-востоку от созвездия Пегаса, она представляет собой верхнюю левую звезду Большого квадрата Пегаса. Хотя невооруженным глазом она кажется одиночной звездой с общей видимой звездной величиной +2.06, на самом деле это двойная система, состоящая из двух звезд на близкой орбите. Химический состав более яркой из двух звезд необычен: это ртутно-мангановая звезда, атмосфера которой содержит аномально высокие уровни ртути, марганца и других элементов, включая галлий и ксенон. Это самая яркая известная ртутно-мангановая звезда. В большинстве европейских научных центров звезда носила названия Альферац (/æ//l/'///f//iː//r//æ//t//s///) или упрощенное родственное название Альферат, либо другую часть легендарного описания: Сирра '/s//ɪr//ə/. Происхождение этих трех названий – арабское фразеологическое выражение سرة الفرس surrat al faras, означающее «пуп кобылы/коня», содержащее твердый согласный звук, отсутствующий в других вариантах из-за последующей гласной. Конь соответствует крылатому коню греков, Пегасу. Звезда почти всегда изображается как часть главного астеризма Пегаса и Андромеды. Для каталогизации и стандартизации собственных имен звезд. Первый бюллетень WGSN от июля 2016 года подтвердил Альферац как название главной звезды. Другие названия, использовавшиеся некоторыми средневековыми астрономами, включали راس المراة المسلسلة rās al mar'a al musalsala («голова женщины в цепях»), al kaff al khaḍīb и kaff al naṣīr («ладонь верующего»). Женщина в цепях отсылает к Андромеде. В индуистском лунном зодиаке эта звезда, вместе с другими звездами Большого квадрата Пегаса (α, β и γ Пегаса), образует накшатры Пурва Бхадрапада и Уттара Бхадрапада. Следовательно, китайское название самой α Андромеды — 壁宿二 (Bì Sù èr). Она также известна как одна из «Трех Направляющих», отмечающих главный меридиан небес, двумя другими являются Бета Кассиопеи и Гамма Пегаса. Считалось, что она дарует честь и богатство тем, кто родился под ее влиянием.

Alpheratz /æ//l/'/f//iːr//æ//t//s/, or Alpha Andromedae (α Andromedae, abbreviated Alpha And or α And), is a bright star 97 light years from the Sun and is the brightest star in the constellation of Andromeda when Beta Andromedae undergoes its periodical dimming. Immediately northeast of the constellation of Pegasus, it is the upper left star of the Great Square of Pegasus. Although it appears to the naked eye as a single star, with overall apparent visual magnitude +2.06, it is actually a binary system composed of two stars in close orbit. The chemical composition of the brighter of the two stars is unusual as it is a mercury manganese star whose atmosphere contains abnormally high levels of mercury, manganese, and other elements, including gallium and xenon. It is the brightest mercury manganese star known. To most European centres of learning the star bore names Alpheratz (/æ//l/'///f//iː//r//æ//t//s///) or the cognate simplification Alpherat or the other part of the fabled description: Sirrah '/s//ɪr//ə/. The origin of these three, the Arabic phrasal name, is سرة الفرس surrat al faras "navel of the mare/horse", attracting a hard consonant not present above due to a following vowel. The horse corresponds equivalently to the winged horse of the Greeks, Pegasus. The star is in almost all depictions part of the main asterism of Pegasus and Andromeda. to catalog and standardize proper names for stars. The WGSN's first bulletin of July 2016 confirmed Alpheratz as the name for the main star. Other terms for this star used by some medieval astronomers writing were راس المراة المسلسلة rās al mar'a al musalsala (head of the woman in chains), al kaff al khaḍīb and kaff al naṣīr (palm of the faithful). The chained woman referenced Andromeda. In the Hindu lunar zodiac, this star, together with the other stars in the Great Square of Pegasus (α, β, and γ Pegasi), makes up the nakshatras of Pūrva Bhādrapadā and Uttara Bhādrapadā. Consequently, the Chinese name for α Andromedae itself is 壁宿二 (Bì Sù èr, .) It is also known as one of the "Three Guides" that mark the prime meridian of the heavens, the other two being Beta Cassiopeiae and Gamma Pegasi. It was believed to bless those born under its influence with honour and riches.

Система

Радиальная скорость звезды, удаляющейся от наблюдателя или приближающейся к нему, может быть определена путем измерения красного или синего смещения её спектра. Американский астроном Весто Слифер провел серию таких измерений с 1902 по 1904 год и обнаружил, что радиальная скорость α Андромеды периодически меняется. Он заключил, что звезда находится в орбите спектроскопической двойной системы с периодом около 100 дней. Предварительная орбита была опубликована Хансом Людендорфом в 1907 году, а более точная орбита позднее была опубликована Робертом Хорасом Бейкером. Более тусклая звезда в системе была впервые разрешена интерферометрически Сяопей Паном и его коллегами в 1988 и 1989 годах с использованием звездного интерферометра Mark III в обсерватории Маунт-Уилсон, Калифорния, США. Результаты этой работы были опубликованы в 1992 году. Из-за разницы в светимости между двумя звездами её спектральные линии не были обнаружены до начала 1990-х годов, в наблюдениях, проведенных Джоселин Томкин, Сяопей Паном и Джеймсом К. Маккарти в период с 1991 по 1994 год и опубликованных в 1995 году. Меньший, более слабый компонент системы, вторичная звезда, имеет массу около 1,8 солнечных масс и температуру поверхности около 8500 К, а её светимость, измеренная на всех длинах волн, примерно в 10 раз превышает светимость Солнца. Это звезда раннего типа А, её спектральный тип оценен как A3V. В 1914 году Баксандалл отметил, что большинство необычных линий обусловлены марганцем, и подобные линии присутствуют в спектре μ Лепориса. В 1931 году У. В. Морган идентифицировал 12 дополнительных звезд с линиями марганца в их спектрах. Многие из этих звезд впоследствии были отнесены к группе ртутно-марганцевых звезд – классу химически пекулярных звезд, в атмосферах которых наблюдается избыток элементов, таких как ртуть, марганец, фосфор и галлий. В случае α Андромеды, более яркая первичная звезда является ртутно-марганцевой звездой, которая, помимо уже упомянутых элементов, содержит избыток ксенона. В 1970 году Жорж Мишо предположил, что такие химически пекулярные звезды образуются в результате радиационной диффузии. Согласно этой теории, в звездах с необычно спокойной атмосферой некоторые элементы опускаются под действием силы тяжести, в то время как другие выталкиваются на поверхность давлением излучения. Эта теория успешно объясняет многие наблюдаемые химические особенности, в том числе и особенности ртутно-марганцевых звезд. Однако наблюдения, проведенные в период с 1990 по 1994 год, показали, что её яркость оставалась постоянной в пределах менее 0,01 звездной величины. Тем не менее, Адельман и его коллеги обнаружили, в наблюдениях, выполненных в период с 1993 по 1999 год и опубликованных в 2002 году, что линия ртути в её спектре на длине волны 398,4 нм изменяется при вращении первичной звезды. Это связано с неравномерным распределением ртути в её атмосфере. Применение допплеровской визуализации к наблюдениям позволило Адельману и его коллегам установить, что ртуть концентрируется в облаках вблизи экватора. Последующие исследования с использованием допплеровской томографии, опубликованные в 2007 году, показали, что эти облака медленно дрейфуют по поверхности звезды.

The radial velocity of a star away from or towards the observer can be determined by measuring the red shift or blue shift of its spectrum. The American astronomer Vesto Slipher made a series of such measurements from 1902 to 1904 and discovered that the radial velocity of α Andromedae varied periodically. He concluded that it was in orbit in a spectroscopic binary star system with a period of about 100 days. A preliminary orbit was published by Hans Ludendorff in 1907, and a more precise orbit was later published by Robert Horace Baker. The fainter star in the system was first resolved interferometrically by Xiaopei Pan and his coworkers during 1988 and 1989, using the Mark III Stellar Interferometer at the Mount Wilson Observatory, California, United States. This work was published in 1992. Because of the difference in luminosity between the two stars, its spectral lines were not observed until the early 1990s, in observations made by Jocelyn Tomkin, Xiaopei Pan, and James K. McCarthy between 1991 and 1994 and published in 1995. a mass of approximately 3.6 solar masses, a surface temperature of about 13,800 K, and, measured over all wavelengths, a luminosity of about 200 times the Sun's. Its smaller, fainter companion, the secondary, has a mass of approximately 1.8 solar masses and a surface temperature of about 8,500 K, and, again measured over all wavelengths, a luminosity of about 10 times the Sun's. It is an early type A star whose spectral type has been estimated as A3V. In 1914, Baxandall pointed out that most of the unusual lines came from manganese, and that similar lines were present in the spectrum of μ Leporis. In 1931, W. W. Morgan identified 12 additional stars with lines from manganese appearing in their spectra. Many of these stars were subsequently identified as part of the group of mercury manganese stars, a class of chemically peculiar stars which have an excess of elements such as mercury, manganese, phosphorus, and gallium in their atmospheres., §3.4. In the case of α Andromedae, the brighter primary star is a mercury manganese star which, as well as the elements already mentioned, has excess xenon. In 1970, Georges Michaud suggested that such chemically peculiar stars arose from radiative diffusion. According to this theory, in stars with unusually calm atmospheres, some elements sink under the force of gravity, while others are pushed to the surface by radiation pressure. This theory has successfully explained many observed chemical peculiarities, including those of mercury manganese stars. but observations from 1990 to 1994 found its brightness to be constant to within less than 0.01 magnitude. However, Adelman and his co workers have discovered, in observations made between 1993 and 1999 and published in 2002, that the mercury line in its spectrum at 398.4 nm varies as the primary rotates. This is because the distribution of mercury in its atmosphere is not uniform. Applying Doppler imaging to the observations allowed Adelman et al. to find that it was concentrated in clouds near the equator. Subsequent Doppler imaging studies, published in 2007, showed that these clouds drift slowly over the star's surface.

Наблюдение

Расположение α Андромеды на небе показано слева. Её можно увидеть невооружённым глазом, и теоретически она видна на всех широтах севернее 60° южной широты. В вечернее время с августа по октябрь она будет высоко в небе, если наблюдать с умеренных северных широт.