Z Andromedae - Z Andromedae

Z Andromedae
Dados de observação Epoch J2000       Equinox J2000
constelação Andrômeda
Ascensão certa 23 h 33 m 39,9551 s
Declinação + 48 ° 49 ′ 05.974 ″
Magnitude aparente   (V) 7,7 - 11,3
Características
Tipo espectral M2III + B1eq
Índice de cor U − B -0,49
Índice de cor B − V +1,35
Tipo de variável Z E
Astrometria
Velocidade radial (R v ) -0,59 km / s
Movimento adequado (μ) RA:  -1,606 ± 0,049  mas / ano
Dec .:  -2,971 ± 0,040  mas / ano
Paralaxe (π) 0,5123 ± 0,0300  mas
Distância 6.400 ± 400  al
(2.000 ± 100  pc )
Órbita
Período (P) 759,0 ± 1,9 dias
Excentricidade (e) 0,0
Inclinação (i) 47 ± 12 °
Semi-amplitude (K 1 )
(primário) 		6,73 ± 0,22 km / s
Detalhes
gigante vermelho
Massa 2  M ☉
Raio 85  R ☉
Luminosidade 880  L ☉
Temperatura 3.400  K
anã branca
Massa 0,75  M ☉
Raio 0,17 - 0,36  R ☉
Luminosidade 1.500 - 9.800  L ☉
Temperatura 90.000 - 150.000  K
Rotação 1682,6 ± 0,6 s
Outras designações
MWC 416, HIP 116287 , SAO 53146, AG + 48 ° 2087, GCRV 14773, IRAS 23312 + 4832, HV 193, AN 41,1901, JP11 3636, TYC 3645-2066-1, BD + 48 ° 4093, GSC 03645-02066, 2MASS J23333994 + 4849059, AAVSO 2328 + 48, 2E 2331.6 + 4834, HD 221650, PLX 5697, 2E 4735, PPM 64386.
Referências de banco de dados
SIMBAD dados
Fontes de dados:
Catálogo Hipparcos ,
CCDM (2002),
Catálogo Bright Star (5ª edição rev.)

Z Andromedae é um sistema estelar binário que consiste em uma gigante vermelha e uma anã branca . É o protótipo de um tipo de estrela variável cataclísmica conhecida como estrelas variáveis ​​simbióticas ou simplesmente variáveis ​​Z Andromedae. O brilho dessas estrelas varia ao longo do tempo, apresentando uma fase quiescente , mais estável e do que uma fase ativa com uma variabilidade mais pronunciada e maior brilho e / ou escurecimento.

Sistema Binário

Z Andromedae é um sistema estelar binário . Os dois componentes têm uma órbita circular que leva 759 dias para ser concluída. A gigante vermelha tem cerca de duas vezes a massa do sol e 880 vezes sua luminosidade , mas sua temperatura efetiva é de apenas 2.800 K. A anã branca tem cerca de mil vezes a luminosidade do sol durante a fase quiescente, mas até 10 vezes mais luminoso durante as fases ativas. Sua temperatura é tão alta quanto 150.000 K quando quiescente, mas cai abaixo de 100.000 K quando ativa. Ele também gira em torno de seu eixo de rotação a cada 1682 segundos e exibe um forte campo magnético.

A estrela gigante vermelha evoluída está perdendo massa, já que a pressão da radiação supera a baixa gravidade na superfície. O fluxo de matéria é capturado pelo campo gravitacional da anã branca e cai em sua superfície no final. Pelo menos durante a fase ativa, um disco de acreção se forma ao redor da anã branca.

Variabilidade

Curva clara de Z Andromedae, mostrando uma explosão típica em 1986 e o ​​período ativo anormalmente longo de 2000 em diante

Durante a fase quiescente , a maior parte da luminosidade da anã branca vem da queima estável de hidrogênio em sua superfície, e os fótons emitidos dessa forma ionizam o vento da gigante vermelha que causa a emissão nebular. A estrela gigante, no entanto, segue um ciclo de atividade quase periódico (semelhante ao ciclo solar ) aproximadamente a cada 7.550 dias; quando a atividade da estrela é intensificada, o vento estelar se torna mais forte e, em resposta, a anã branca aumenta de tamanho e esfria, disparando a fase ativa .

Na fase quiescente, o brilho de Z Andromedae é modulado pelo período orbital do sistema, e pode atingir uma magnitude de m v = 11,3 no mínimo. Durante a fase ativa, Z Andromedae produz explosões de luminosidade e pode aumentar seu brilho até uma magnitude de m v = 7,7. Eclipses da gigante vermelha ainda são visíveis nesta fase. Nessa fase, observa-se uma periodicidade menor de 685 dias; este poderia ser um período de batimento entre o período de rotação desconhecido da estrela gigante e o período orbital, que surge da saída não esférica de matéria da atmosfera da estrela gigante.

Z Andromedae iniciou uma fase ativa incomumente longa em setembro de 2000, brilhando em várias magnitudes várias vezes ao longo de pelo menos uma década. Durante as explosões, variações irregulares de brilho (até 0,065 magnitudes) foram observadas em escalas de tempo menores que um dia, interpretadas como empenamento no disco de acreção. Se os modelos para esta fonte estiverem corretos, ela deve entrar em uma fase quiescente novamente em 2020.

Espectro

Ótico

O espectro de Z Andromedae foi reconhecido como extremamente peculiar desde o início do século XX. Os espectros iniciais durante um período brilhante, mostrando apenas linhas de emissão contra um continuum vermelho, foram interpretados como uma estrela incrustada em uma nebulosidade densa. Conforme o brilho da estrela diminuiu, o espectro perdeu as linhas "nebulares" de alta excitação e desenvolveu linhas de absorção com perfis P Cygni . Esses espectros foram prontamente identificados como sendo devidos a uma estrela semelhante a uma nova quente com uma companheira fria. As linhas de emissão identificadas incluíram baixos estados de ionização de hidrogênio e hélio com altos estados de ionização de oxigênio e ferro .

A classificação espectral MK é típica de um gigante frio, por exemplo M4.5. Foi demonstrado que o tipo espectral exato varia, por exemplo, entre M5 em 1987 e M3.5 em 1989. As observações no infravermelho deram uma combinação do tipo espectral de M2III + B1eq. Aqui, a classe de luminosidade III é para uma estrela gigante normal, e os códigos de peculiaridade eq indicam linhas de emissão com perfis P Cygni.

Ultravioleta

Z Andromedae mostra também uma forte emissão ultravioleta, que segue o comportamento óptico; as linhas de absorção identificadas durante a fase quiescente tornam-se linhas de emissão durante as explosões. Os elementos identificados nesta região do espectro são carbono , nitrogênio , fósforo e silício em seus estados ionizados.

Rádio

O fluxo de rádio do Z Andromedae no início das explosões é inferior ao nível quiescente normal e atinge um máximo após o nível óptico. Após as explosões, jatos de rádio podem ser vistos saindo desse sistema, em uma direção perpendicular ao plano orbital.

Raio X

Z Andromedae é muito mais tênue na radiografia e não foi detectado na fase quiescente. Durante as explosões, a emissão de raios-X vem de um plasma aquecido pelo choque, onde a energia cinética do material que sai é convertida em radiação de raios-X. Essa emissão "mimetiza" uma radiação de corpo negro com temperatura diferente da da anã branca, mas sua real natureza pode ser identificada por apresentar bordas de absorção (que mostram também a presença de neon ) e um excesso nas altas frequências.

Jatos bipolares

Após a explosão de 2006, as linhas de emissão de hidrogênio Balmer incluíram asas fracas a uma velocidade de ± 1.150 km / s. Uma vez que saídas de rádio estendidas já haviam sido vistas durante as longas explosões de 2000-2002, jatos colimados ao longo do eixo do sistema foram a explicação mais provável para esse fenômeno. Pensa-se que os jatos estão presentes apenas durante explosões de luz. Os jatos foram observados novamente durante explosões subsequentes; sua velocidade é altamente variável no início, mas se estabelece em uma velocidade constante após cerca de 1 mês. Um único jato também pode ocorrer. Os jatos podem ser formados por material que não pode se acumular na anã branca que atinge o limite de Eddington .

Referências

Leitura adicional

links externos