Z Andromedae - Z Andromedae

Z Andromedae
Beobachtungsdaten Epoche J2000       Equinox J2000
Konstellation Andromeda
Richtiger Aufstieg 23 h 33 m 39,9551 s
Deklination + 48 ° 49 ′ 05.974 ″
Scheinbare Größe   (V) 7.7 - 11.3
Eigenschaften
Spektraltyp M2III + B1eq
U - B Farbindex –0,49
B - V Farbindex +1,35
Variablentyp Z Und
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit (R v ) -0,59 km / s
Richtige Bewegung (μ) RA:  -1,606 ± 0,049  mas / Jahr
Dez.:  -2,971 ± 0,040  mas / Jahr
Parallaxe (π) 0,5123 ± 0,0300  mas
Entfernung 6.400 ± 400  ly
(2.000 ± 100  Stk. )
Orbit
Periode (P) 759,0 ± 1,9 Tage
Exzentrizität (e) 0.0
Neigung (i) 47 ± 12 °
Halbamplitude (K 1 )
(primär) 		6,73 ± 0,22 km / s
Einzelheiten
roter Riese
Masse 2  M ☉
Radius 85  R ☉
Helligkeit 880  L ☉
Temperatur 3.400  K.
weißer Zwerg
Masse 0,75  M ☉
Radius 0,17 - 0,36  R ☉
Helligkeit 1.500 - 9.800  L ☉
Temperatur 90.000 - 150.000  K.
Drehung 1682,6 ± 0,6 s
Andere Bezeichnungen
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.
Datenbankreferenzen
SIMBAD Daten
Datenquellen:
Hipparcos-Katalog ,
CCDM (2002),
Bright Star-Katalog (5. Aufl.)

Z Andromedae ist ein binäres Sternensystem , das aus einem roten Riesen und einem weißen Zwerg besteht . Es ist der Prototyp einer Art kataklysmischer variabler Sterne, die als symbiotische variable Sterne oder einfach als Z Andromedae-Variablen bekannt sind. Die Helligkeit dieser Sterne variiert im Laufe der Zeit und zeigt eine ruhende , stabilere Phase als eine aktive Phase mit einer stärkeren Variabilität und einer stärkeren Aufhellung und / oder Verdunkelung.

Binäres System

Z Andromedae ist ein binäres Sternensystem . Die beiden Komponenten haben eine kreisförmige Umlaufbahn , deren Fertigstellung 759 Tage dauert. Der rote Riese hat ungefähr die doppelte Masse der Sonne und das 880-fache seiner Leuchtkraft , aber seine effektive Temperatur beträgt nur 2.800 K. Der weiße Zwerg ist während der Ruhephase etwa tausendmal so hell wie die Sonne, aber bis zu zehnmal so hoch leuchtend während der aktiven Phasen. Seine Temperatur beträgt im Ruhezustand bis zu 150.000 K, im aktiven Zustand jedoch weniger als 100.000 K. Es dreht sich auch alle 1682 Sekunden um seine Rotationsachse und zeigt ein starkes Magnetfeld.

Der entwickelte rote Riesenstern verliert an Masse, da der Strahlungsdruck die geringe Schwerkraft an der Oberfläche überwindet. Der Abfluss von Materie wird vom Gravitationsfeld des Weißen Zwergs erfasst und fällt am Ende auf seine Oberfläche. Zumindest während der aktiven Phase bildet sich um den Weißen Zwerg eine Akkretionsscheibe .

Variabilität

Lichtkurve von Z Andromedae, die einen typischen Ausbruch im Jahr 1986 und die ungewöhnlich lange aktive Periode ab 2000 zeigt

Während der Ruhephase kommt der größte Teil der Leuchtkraft des Weißen Zwergs von stabilem Wasserstoff, der auf seiner Oberfläche brennt, und auf diese Weise emittierte Photonen ionisieren den Wind des roten Riesen, der eine Nebelemission verursacht. Der Riesenstern folgt jedoch ungefähr alle 7.550 Tage einem quasi-periodischen Aktivitätszyklus (ähnlich dem Sonnenzyklus ); Wenn die Aktivität des Sterns verstärkt wird, wird der Sternwind stärker, und als Reaktion darauf nimmt der weiße Zwerg an Größe zu und kühlt ab, wodurch die aktive Phase ausgelöst wird.

In der Ruhephase wird die Helligkeit von Z Andromedae durch die Umlaufzeit des Systems moduliert und kann mindestens eine Größe von m v = 11,3 erreichen. Während der aktiven Phase Z erzeugt Andromedae Leuchtkraftausbrüche und kann seine Helligkeit bis zu einer Größe von m v = 7,7 erhöhen . Finsternisse des roten Riesen sind in dieser Phase noch sichtbar. Während dieser Phase wird eine kürzere Periodizität von 685 Tagen beobachtet; Dies könnte eine Schwebungsperiode zwischen der unbekannten Rotationsperiode des Riesensterns und der Umlaufzeit sein, die sich aus dem nicht sphärischen Abfluss von Materie aus der Atmosphäre des Riesensterns ergibt.

Z Andromedae begann im September 2000 eine ungewöhnlich lange aktive Phase, die sich über mindestens ein Jahrzehnt um ein Vielfaches aufhellte. Während der Ausbrüche wurden unregelmäßige Helligkeitsschwankungen (bis zu 0,065 Größenordnungen) in Zeiträumen beobachtet, die kürzer als ein Tag waren und als Verzerrung in der Akkretionsscheibe interpretiert wurden. Wenn die Modelle für diese Quelle korrekt sind, sollte sie 2020 wieder in eine Ruhephase eintreten.

Spektrum

Optisch

Das Spektrum von Z Andromedae ist seit dem frühen 20. Jahrhundert als äußerst eigenartig anerkannt. Frühe Spektren während einer hellen Periode, die nur Emissionslinien gegen ein rotes Kontinuum zeigten, wurden als Stern interpretiert, der in dichten Nebel eingebettet war. Als die Helligkeit des Sterns nachließ, verlor das Spektrum die "Nebellinien" mit hoher Anregung und entwickelte Absorptionslinien mit P-Cygni-Profilen . Diese Spektren konnten leicht als Folge eines heißen novaähnlichen Sterns mit einem kühlen Begleiter identifiziert werden. Zu den identifizierten Emissionslinien gehörten niedrige Ionisationszustände von Wasserstoff und Helium mit hohen Ionisationszuständen von Sauerstoff und Eisen .

Die MK-Spektralklassifikation ist typisch für einen coolen Riesen, zum Beispiel M4.5. Es wurde gezeigt, dass der genaue Spektraltyp variiert, beispielsweise zwischen M5 im Jahr 1987 und M3.5 im Jahr 1989. Infrarotbeobachtungen ergaben einen kombinierten Spektraltyp von M2III + B1eq. Hier gilt die Leuchtkraftklasse III für einen normalen Riesenstern, und die Besonderheitscodes eq geben Emissionslinien mit P-Cygni-Profilen an.

Ultraviolett

Z Andromedae zeigt auch eine starke ultraviolette Emission, die dem optischen Verhalten folgt; Absorptionslinien, die während der Ruhephase identifiziert wurden, werden bei Ausbrüchen zu Emissionslinien. In diesem Bereich des Spektrums identifizierte Elemente sind Kohlenstoff , Stickstoff , Phosphor und Silizium in ihren ionisierten Zuständen.

Radio

Der Funkfluss von Z Andromedae zu Beginn der Ausbrüche ist niedriger als der übliche Ruhepegel und hat nach dem optischen ein Maximum. Nach den Ausbrüchen können Radiostrahlen gesehen werden, die aus diesem System in einer Richtung senkrecht zur Orbitalebene herausfließen.

Röntgen

Z Andromedae ist im Röntgenbereich viel schwächer und wurde in der Ruhephase nicht nachgewiesen. Bei Ausbrüchen kommt die Röntgenemission von stoßerhitztem Plasma, bei dem die kinetische Energie des ausströmenden Materials in Röntgenstrahlung umgewandelt wird. Diese Emission "ahmt" eine Schwarzkörperstrahlung mit einer Temperatur nach, die sich von der des Weißen Zwergs unterscheidet, aber ihre wahre Natur kann identifiziert werden, da sie Absorptionskanten (die auch das Vorhandensein von Neon zeigen ) und einen Überschuss bei hohen Frequenzen zeigt.

Bipolare Düsen

Nach dem Ausbruch von 2006 enthielten die Wasserstoff- Balmer- Emissionslinien schwache Flügel mit einer Geschwindigkeit von ± 1.150 km / s. Da während der langen Ausbrüche von 2000 bis 2002 zuvor ausgedehnte Funkabflüsse beobachtet worden waren, waren kollimierte Jets entlang der Achse des Systems die wahrscheinlichste Erklärung für dieses Phänomen. Es wird angenommen, dass die Jets nur bei hellen Ausbrüchen vorhanden sind. Die Jets wurden bei nachfolgenden Ausbrüchen erneut beobachtet; Ihre Geschwindigkeit ist zu Beginn sehr variabel, stellt sich jedoch nach ungefähr 1 Monat auf eine konstante Geschwindigkeit ein. Ein einzelner Strahl kann ebenfalls auftreten. Die Jets könnten aus Material bestehen, das sich auf dem weißen Zwerg, der die Eddington-Grenze erreicht, nicht ansammeln kann .

Verweise

Weiterführende Literatur

Externe Links