Z Andromedae - Z Andromedae

Z Andromedae
Datos de observación Epoch J2000       Equinox J2000
Constelación Andrómeda
Ascensión recta 23 h 33 m 39.9551 s
Declinación + 48 ° 49 ′ 05.974 ″
Magnitud aparente   (V) 7,7 - 11,3
Caracteristicas
Tipo espectral M2III + B1eq
Índice de color U − B −0,49
Índice de color B − V +1,35
Tipo variable Z y
Astrometria
Velocidad radial (R v ) -0,59 km / s
Movimiento adecuado (μ) RA:  -1,606 ± 0,049  mas / año
Dec .:  -2,971 ± 0,040  mas / año
Paralaje (π) 0.5123 ± 0.0300  mas
Distancia 6.400 ± 400  ly
(2.000 ± 100  pc )
Orbita
Periodo (P) 759,0 ± 1,9 días
Excentricidad (e) 0.0
Inclinación (i) 47 ± 12 °
Semi-amplitud (K 1 )
(primaria) 		6,73 ± 0,22 km / s
Detalles
Gigante rojo
Masa 2  M ☉
Radio 85  R ☉
Luminosidad 880  L ☉
La temperatura 3.400  K
enano blanco
Masa 0,75  M ☉
Radio 0,17 - 0,36  R ☉
Luminosidad 1.500 - 9.800  L ☉
La temperatura 90.000 - 150.000  K
Rotación 1682,6 ± 0,6 segundos
Otras designaciones
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.
Referencias de la base de datos
SIMBAD datos
Fuentes de datos:
Catálogo Hipparcos ,
CCDM (2002),
Catálogo Bright Star (5a ed. Rev.)

Z Andromedae es un sistema estelar binario que consta de una gigante roja y una enana blanca . Es el prototipo de un tipo de estrella variable cataclísmica conocida como estrellas variables simbióticas o simplemente variables Z Andromedae. El brillo de esas estrellas varía con el tiempo, mostrando una fase inactiva , más estable y que una activa con una variabilidad más pronunciada y un brillo y / o atenuación más fuertes.

Sistema binario

Z Andromedae es un sistema estelar binario . Los dos componentes tienen una órbita circular que tarda 759 días en completarse. La gigante roja tiene alrededor del doble de la masa del sol y 880 veces su luminosidad , pero su temperatura efectiva es de solo 2800 K. La enana blanca tiene alrededor de mil veces la luminosidad del sol durante la fase de reposo, pero hasta 10 veces más. luminoso durante las fases activas. Su temperatura es tan alta como 150.000 K cuando está en reposo, pero cae por debajo de 100.000 K cuando está activo. También gira alrededor de su eje de rotación cada 1682 segundos y muestra un fuerte campo magnético.

La estrella gigante roja evolucionada está perdiendo masa, ya que la presión de la radiación supera la baja gravedad en la superficie. El flujo de materia es capturado por el campo gravitacional de la enana blanca y finalmente cae sobre su superficie. Al menos durante la fase activa, se forma un disco de acreción alrededor de la enana blanca.

Variabilidad

Curva de luz de Z Andromedae, que muestra un estallido típico en 1986 y el período activo anormalmente largo desde 2000 en adelante

Durante la fase de reposo , la mayor parte de la luminosidad de la enana blanca proviene del hidrógeno estable que se quema en su superficie, y los fotones emitidos de esta manera ionizan el viento de la gigante roja que causa la emisión nebular. La estrella gigante, sin embargo, sigue un ciclo de actividad cuasiperiódico (similar al ciclo solar ) aproximadamente cada 7.550 días; cuando la actividad de la estrella aumenta, el viento estelar se vuelve más fuerte y, en respuesta, la enana blanca aumenta de tamaño y se enfría, lo que desencadena la fase activa .

En la fase de reposo, el brillo de Z Andromedae está modulado por el período orbital del sistema y puede alcanzar una magnitud de m v = 11,3 como mínimo. Durante la fase activa Z, Andromedae hace estallidos de luminosidad y puede aumentar su brillo hasta una magnitud de m v = 7,7. Los eclipses del gigante rojo todavía son visibles en esta fase. Durante esta fase, se observa una periodicidad más corta de 685 días; este podría ser un período de tiempo entre el período de rotación desconocido de la estrella gigante y el período orbital, que surge de la salida no esférica de materia de la atmósfera de la estrella gigante.

Z Andromedae comenzó una fase activa inusualmente larga en septiembre de 2000, aumentando en varias magnitudes varias veces durante al menos una década. Durante los estallidos, se observaron variaciones de brillo irregulares (hasta 0,065 magnitudes) en escalas de tiempo inferiores a un día, interpretadas como deformaciones en el disco de acreción. Si los modelos de esta fuente son correctos, debería volver a entrar en una fase inactiva en 2020.

Espectro

Óptico

El espectro de Z Andromedae ha sido reconocido como extremadamente peculiar desde principios del siglo XX. Los primeros espectros durante un período brillante, que muestran solo líneas de emisión contra un continuo rojo, se interpretaron como una estrella incrustada en una densa nebulosidad. A medida que el brillo de la estrella se desvaneció, el espectro perdió las líneas "nebulares" de alta excitación y desarrolló líneas de absorción con perfiles P Cygni . Estos espectros se identificaron fácilmente como debidos a una estrella caliente parecida a una nova con una compañera fría. Las líneas de emisión identificadas incluían estados de baja ionización de hidrógeno y helio con estados de alta ionización de oxígeno y hierro .

La clasificación espectral MK es típica de un gigante genial, por ejemplo, M4.5. Se ha demostrado que el tipo espectral exacto varía, por ejemplo, entre M5 en 1987 y M3.5 en 1989. Las observaciones infrarrojas dieron un tipo espectral combinado de M2III + B1eq. Aquí la clase de luminosidad de III es para una estrella gigante normal, y los códigos de peculiaridad eq indican líneas de emisión con perfiles P Cygni.

Ultravioleta

Z Andromedae muestra también una fuerte emisión ultravioleta, que sigue el comportamiento óptico; Las líneas de absorción identificadas durante la fase de reposo se convierten en líneas de emisión durante los estallidos. Los elementos identificados en esta región del espectro son carbono , nitrógeno , fósforo y silicio en sus estados ionizados.

Radio

El flujo de radio de Z Andromedae al comienzo de los estallidos es más bajo que el nivel de reposo habitual y tiene un máximo después del óptico. Después de los estallidos, se pueden ver chorros de radio que salen de este sistema, en una dirección perpendicular al plano orbital.

radiografía

Z Andromedae es mucho más débil en rayos X y no se ha detectado cuando está en la fase de reposo. Durante los estallidos, la emisión de rayos X proviene del plasma calentado por choque, donde la energía cinética del material que sale se convierte en radiación de rayos X. Esta emisión "imita" una radiación de cuerpo negro con una temperatura diferente a la de la enana blanca, pero se puede identificar su naturaleza real porque presenta bordes de absorción (que muestra también la presencia de neón ) y un exceso a altas frecuencias.

Chorros bipolares

Tras el estallido de 2006, las líneas de emisión de hidrógeno Balmer incluían alas débiles a una velocidad de ± 1.150 km / s. Dado que anteriormente se habían visto flujos extendidos de radio durante los largos estallidos de 2000-2002, los chorros colimados a lo largo del eje del sistema fueron la explicación más probable de este fenómeno. Se cree que los chorros solo están presentes durante los estallidos brillantes. Los chorros se volvieron a observar durante los siguientes estallidos; su velocidad es muy variable al principio, pero se estabiliza en una velocidad constante después de aproximadamente 1 mes. También puede ocurrir un solo chorro. Los chorros podrían estar formados por material que no puede acumularse en la enana blanca que alcanza el límite de Eddington .

Referencias

Otras lecturas

enlaces externos