Симбиотическая переменная типа Z Андромеды

Симбиотические переменные типа Z Андромеды (Z And, ZAND) — тип симбиотических звёзд (которые, в свою очередь, являются одним из видов катаклизмических переменных), состоящих из тесной двойной системы, в которой горячая звезда ионизирует часть протяженной газовой оболочки, и холодного спутника позднего спектрального класса (M, R, N, или S). Комбинированный спектр системы показывает суперпозицию спектральных линий поглощения и излучения вместе с нерегулярной изменчивостью (до 4^m звёздных величин в визуальной области), которые характерны для симбиотических звёзд^[1].

Семейство переменных типа Z АндромедыПравить

Переменные типа Z Андромеды очень разнородная группа объектов. В Общем каталоге переменных звезд (ОКПЗ), звёзды типа Z Андромеды являются единственной признанной категорией симбиотических звёзд, так что звезда Z Андромеды официально считается не только прототипом звёзд типа Z Андромеды, но и прототипом симбиотических звёзд^[2]. Однако такие звёзды как RR Телескопа, R Водолея, или СН Лебедя имеют уникальные характеристики, которые отличают их в рамках общей симбиотической семьи. В настоящее время известно около 100 переменных типа Z Андромеды^[3].

Список некоторых известных переменных звёзд типа Z Андромеды
Название	Астрономические координаты	Тип	Макс. блеск	Мин. блеск	Спектральный класс
EG Андромеды	00^ч 44^м 37,19^с +40° 40′ 45,70″	ZAND	7.08	7.8	M2IIIep
AX Персея	01^ч 36^м 22,71^с +54° 15′ 2,30″	ZAND	9.4	13.6	M3IIIep+A0
V0832 Кассиопеи	01^ч 47^м 38,53^с +60° 41′ 57,20″	ZAND	7.3	7.8	M7IIIab+Be
SS Зайца	06^ч 04^м 59,10^с −16° 29′ 4,00″	ZAND	4.82	5.06	A0Veq+M1III
WY Парусов	09^ч 21^м 59,14^с −52° 33′ 51,60″	ZAND	8.8	10.2	M3epIb:+B
SY Мухи	11^ч 32^м 10,10^с −65° 25′ 11,60″	ZAND	10.2	12.7	M2+e
BI Южного Креста	12^ч 23^м 26,00^с −62° 38′ 16,00″	ZAND	11.0	14.0	pec
TX Гончих Псов	12^ч 44^м 42,07^с +36° 45′ 50,07″	ZAND	9.2	11.8	B1-B9Veq+K0III-M4
V1044 Центавра	13^ч 16^м 1,38^с −37° 00′ 10,70″	ZAND	10.7	11.7
RW Гидры	13^ч 34^м 18,13^с −25° 22′ 48,90″	ZAND	10.0	11.2	M2epIII
AG Дракона	16^ч 01^м 41,01^с +66° 48′ 10,10″	ZAND	8.9	11.8	K3IIIep
HK Скорпиона	16^ч 54^м 41,04^с −30° 23′ 6,70″	ZAND	13.1	15.8	pec(e)
CL Скорпиона	16^ч 54^м 51,98^с −30° 37′ 18,20″	ZAND	11.2	13.9	pec(e)
V0455 Скорпиона	17^ч 07^м 21,88^с −34° 05′ 15,30″	ZAND	12.8	<16.5	pec(e)+M6
V2523 Змееносца	17^ч 43^м 54,70^с −36° 03′ 33,00″	ZAND	10.9	12.94
V0916 Скорпиона	17^ч 43^м 54,74^с −36° 03′ 32,20″	ZAND	14.0		pec(e)
V2416 Стрельца	17^ч 57^м 16,10^с −21° 41′ 29,30″	ZAND	14.6	<17.6	M5+pec(e+cont)
V0615 Стрельца	18^ч 07^м 40,00^с −36° 06′ 22,00″	ZAND	13.2	14.8	Bep+Me
V2506 Стрельца	18^ч 11^м 1,65^с −28° 32′ 37,40″	ZAND	12.0		Mea
V0343 Змеи	18^ч 12^м 22,15^с −11° 40′ 7,20″	ZAND	11.7	14.9
Y Южной Короны	18^ч 14^м 22,91^с −42° 50′ 32,30″	ZAND	12.0	13.8	pec
V2756 Стрельца	18^ч 14^м 34,50^с −29° 49′ 23,00″	ZAND	13.2	15.2	M2e+cont
YY Геркулеса	18^ч 14^м 34,21^с +20° 59′ 21,00″	ZAND	11.1	<14.0	M2ep
V4074 Стрельца	18^ч 16^м 5,55^с −30° 51′ 13,40″	ZAND	8.6	12.3
V2905 Стрельца	18^ч 17^м 20,30^с −28° 09′ 50,00″	ZAND	10.0	14.6	pec(e+cont)
V3804 Стрельца	18^ч 21^м 28,77^с −31° 32′ 4,80″	ZAND	11.6	13.1	pec(e+cont)
V0443 Геркулеса	18^ч 22^м 7,85^с +23° 27′ 20,00″	ZAND	11.42	11.72	M3ep+O
FR Щита	18^ч 23^м 22,79^с −12° 40′ 51,90″	ZAND	11.6	12.91	M2.5epIab+B
V3811 Стрельца	18^ч 23^м 29,95^с −21° 53′ 9,60″	ZAND	14.6	<16.5	Mea+pec(e)
V3890 Стрельца	18^ч 30^м 43,27^с −24° 01′ 8,20″	ZAND	8.4	17.2	pec(e+cont)
V2601 Стрельца	18^ч 38^м 2,08^с −22° 41′ 51,60″	ZAND	14.0	15.3	M6e
FN Стрельца	18^ч 53^м 54,78^с −18° 59′ 39,90″	ZAND	9.0	13.9	pec(e)
CM Орла	19^ч 03^м 35,12^с −03° 03′ 14,30″	ZAND	13.0	16.5	pec(e)
BF Лебедя	19^ч 23^м 53,50^с +29° 40′ 29,20″	ZAND	9.3	13.4	Bep+M5III
BF Лебедя	19^ч 23^м 53,50^с +29° 40′ 29,20″	ZAND	9.3	13.4	Bep+M5III
QW Стрелы	19^ч 45^м 49,57^с +18° 36′ 54,20″	ZAND	12.0	13.0
OY Лебедя	19^ч 54^м 43,86^с +39° 17′ 57,90″	ZAND	14.8	16.2	M2-M4
LT Дельфина	20^ч 35^м 57,24^с +20° 11′ 27,60″	ZAND	13.05	14.10
Z Андромеды	23^ч 33^м 39,95^с +48° 49′ 5,90″	ZAND	8.0	12.4	M2III+B1eq
V0483 Щита	18^ч 48^м 35,78^с −06° 41′ 8,60″	ZAND	14.20	16.40	M3III
V1685 Орла	19^ч 10^м 36,13^с +02° 49′ 28,70″	ZAND	15.9	17.0
V2428 Лебедя	20^ч 41^м 19,00^с +34° 44′ 52,30″	ZAND	14.5	16.8	Me
DD Микроскопа	21^ч 00^м 6,35^с −42° 38′ 44,00″	ZAND	11.0	11.7	M0.3e
V1413 Орла	19^ч 03^м 46,90^с +16° 26′ 18,30″	ZAND+E	10.6	15.1
AR Павлина	18^ч 20^м 27,90^с −66° 04′ 42,90″	ZAND+EA	7.4	13.6	B1
RX Кормы	08^ч 14^м 12,30^с −41° 42′ 29″	ZAND+M	9.00	14.1	pec(cont+M5-6e)
CH Лебедя	19^ч 24^м 33,10^с +50° 14′ 29,20″	ZAND+SR	5.60	8.49	M7IIIab+Be

История изученияПравить

Странные новоподобные спектральные особенности и изменчивость Z Андромеды были обнаружены в 1901 году Вильяминой Флеминг в обсерватории Гарвардского университета. В спектрах звезд типа Z Андромеды наблюдаются яркие линии водорода, гелия, ионизованного гелия и других атомов с очень высоким потенциалом ионизации. В спектрах многих из этих звезд видны также запрещенные линии, характерные для газовых туманностей^[4]. В основном звёзды этого типа проводят в состоянии покоя большую часть времени, только иногда показывая изменения яркости малой амплитуды полурегулярного типа. Сама Z Андромеды — переменная спектрального типа М, с периодом колебания яркости около 700 дней, и средней величиной около 11^m. Однако на каждом периоде от 10 до 20 лет, Z Андромеды становится очень активной, яркость увеличивается примерно на 3^m. За большими вспышками амплитуды следуют меньшие вспышки с уменьшающейся амплитудой, после чего звезда снова переходит в состояние покоя. Самые яркие зарегистрированные вспышки были в 1939 году, когда видимая звездная величина достигла 7,9 ^m. Во время вспышки, цвет звезды становится более голубым и спектр становится похожим на спектр оболочек горячих, компактных звёзд B-класса. Так называемый Р Cygni профиль (P Cygni profile) показывает сдвиг линий поглощения в фиолетовую часть спектра, что свидетельствует о расширяющейся оболочке. Через некоторое время доминирующий спектр оболочки медленно затухает, звезда становится краснее, Р Cygni профиль исчезает, оболочка рассеивается, и система возвращается к медленным и полурегулярным изменениям яркости, в спектре появляются линии оксида титана, характерные для красных звезд^[1].

Теория переменных типа Z АндромедыПравить

Теория звёзд типа Z Андромеды предполагает, что карлик, входящий в систему, наращивает свою массу за счёт звездного ветра, истекающего от красного гиганта. Поскольку система является тесной двойной, то звёздный ветер может быть ключевым компонентом в объяснении и состояния покоя и вспышек. Аккрецирующая материя может создавать аккреционный диск вокруг белого карлика, однако, его существование пока не было подтверждено. Сами системы типа Z Андромеды в настоящее время активно изучаются и имеют много необъяснённых особенностей. Вспышки, вероятно, производятся голубой звездой, но переменность показывает красная звезда. Движением компонентов друг относительно друга и пульсацией их атмосфер можно пытаться объяснить наблюдаемые изменения яркости и спектра, но многие из основных параметров, такие как массы звёзд, взаимное расположение — неизвестны и не позволяют построить полную теоретическую модель системы^[1].

ПримечанияПравить

↑ ¹ ² ³ Z Andromedae star (неопр.). The Internet Encyclopedia of Science. David Darling. Архивировано 6 июля 2012 года. (англ.)
↑ GCVS Variability Types (неопр.). Общий каталог переменных звёзд. Moscow, Russia: Russian Foundation for Basic Research, Sternberg Astronomical Institute. Архивировано 6 мая 2012 года. (англ.)
↑ Каталог звезд типа Z Андромеды (неопр.). Архивировано 6 июля 2012 года.
↑ В. В. СОБОЛЕВ. Звезды поздних спектральных классов с яркими линиями (неопр.). Движущиеся оболочки звезд. Астронет. Архивировано 26 мая 2012 года.

[DDE-1] ¹ ² ³ Z Andromedae star (неопр.). The Internet Encyclopedia of Science. David Darling. Архивировано 6 июля 2012 года. (англ.)

[GCVS-2] GCVS Variability Types (неопр.). Общий каталог переменных звёзд. Moscow, Russia: Russian Foundation for Basic Research, Sternberg Astronomical Institute. Архивировано 6 мая 2012 года. (англ.)

[3] Каталог звезд типа Z Андромеды (неопр.). Архивировано 6 июля 2012 года.

[4] В. В. СОБОЛЕВ. Звезды поздних спектральных классов с яркими линиями (неопр.). Движущиеся оболочки звезд. Астронет. Архивировано 26 мая 2012 года.

[1]

[2]

[3]

[4]