| BM Andromedae | |
|---|---|
| Hvězda | |
| Údaje z pozorování ( Epocha J2000.0 ) |
|
| rektascenzi | 23 h 37 m 38,48 s [1] |
| deklinace | +48° 24′ 11,84″ [1] |
| Zdánlivá velikost ( V ) | 12.4 [2] |
| Souhvězdí | Andromeda |
| Astrometrie | |
| Radiální rychlost ( Rv ) | −12,87 ± 2,77 km/s [1] |
| Správný pohyb | |
| • rektascenzi | 3,569 ± 1,436 mas/rok [1] |
| • deklinace | 3,614 ± 1,263 mas/rok [1] |
| paralaxa (π) | 3,3536 ± 0,863 ms [1] |
| Spektrální charakteristiky | |
| Spektrální třída | K5Ve [3] |
| Barevný index | |
| • B−V | 0 |
| variabilita | T Taurus [4] |
| Kódy v katalozích
2MASS J23373847+4824119, GSC 03642-00171HBC 318 _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ | |
| Informace v databázích | |
| SIMBAD | V* BM And |
| Informace ve Wikidatech ? | |
BM Andromedae ( BM Andromedae , BM And ) je mladá hvězda T Tauri v souhvězdí Andromedy . Zdánlivá hvězdná velikost má nepravidelnou variabilitu od 11,63 při maximální jasnosti do 14,02 při minimální jasnosti [5] .
Přesný spektrální typ hvězdy není v současné době znám. Různé odhady uvádějí hodnoty v rozsahu F8-K5Vea [5] , shody je dosaženo pouze v přiřazení hvězdy do hlavní posloupnosti , ale s vyšší svítivostí a jasnými emisními čarami než obvykle. Většina mladých hvězd poblíž fáze hlavní sekvence je klasifikována tímto způsobem.
Barevný index se mění s jasností hvězdy, ale spektrální typ se s klesající svítivostí nemění. Silné čáry H-alfa ve spektru jsou známkou plynného obalu a přebytek infračerveného záření naznačuje existenci rozšířeného prachového obalu. [6]
BM Andromeda je mladý hvězdný objekt s cirkumstelárním mrakem, který představuje jednu z fází vývoje protohvězdy do hlavní sekvence. Oblak se skládá z plynového obalu kolem hvězdy a rozšířeného prachového obalu. Ten může dosáhnout vzdálenosti řádově 1 AU. e. od hvězdy a je plochý a na hraně [6] .
Byla také nalezena korelace mezi místním mezihvězdným magnetickým polem a polarizací světla vyzařovaného BM Andromedou. Magnetické pole by proto mohlo hrát důležitou roli při vzniku systému [6] .
Skořápka pokrývá část světla vyzařovaného hvězdou, ale vzhledem k nehomogenitě se podíl překrývajícího se záření v čase mění. To vysvětluje variabilitu v brilanci a jednom z barevných indexů. Bylo také zjištěno, že prachový obal polarizuje záření z hvězdy. Čím více se světlo překrývá, tím silnější je polarizace [6] .