Symbiotická proměnná typu Z Andromedae

Symbiotické proměnné typu Z Andromeda (Z And, ZAND) jsou typem symbiotických hvězd (které jsou zase jedním z typů kataklyzmatických proměnných ), skládajících se z blízkého binárního systému, ve kterém horká hvězda ionizuje část hvězdy. rozšířený plynný obal a studený satelit pozdní spektrální třídy (M, R, N nebo S). Kombinované spektrum systému ukazuje superpozici absorpčních a emisních spektrálních čar spolu s nepravidelnou variabilitou (až do 4m magnitud ve vizuální oblasti), která je charakteristická pro symbiotické hvězdy [1] .

Rodina proměnných typu Z Andromeda

Proměnné typu Z Andromeda je velmi heterogenní skupina objektů. Ve Všeobecném katalogu proměnných hvězd (GCVS) jsou hvězdy typu Andromeda Z jedinou uznávanou kategorií symbiotických hvězd, takže hvězda Z Andromeda je oficiálně považována nejen za prototyp hvězd typu Andromeda Z, ale také za prototyp symbiotických hvězd. hvězdy [2] . Hvězdy jako RR Telescope , R Aquarius nebo CH Cygni však mají jedinečné vlastnosti, které je odlišují v rámci společné symbiotické rodiny. V současné době je známo asi 100 proměnných Andromedy Z [3] .

Historie studia

Podivné nové spektrální rysy Andromedy a variabilita Z byly objeveny v roce 1901 Williaminou Flemingovou na observatoři Harvardské univerzity . Spektra hvězd typu Z v Andromedě ukazují jasné čáry vodíku , helia , ionizovaného helia a dalších atomů s velmi vysokými ionizačními potenciály. Spektra mnoha těchto hvězd také vykazují zakázané čáry charakteristické pro plynné mlhoviny [4] . Obecně platí, že hvězdy tohoto typu tráví většinu času v klidu, jen občas vykazují malé amplitudy, polopravidelné variace jasnosti. Samotná Andromeda's Z je proměnná spektrálního typu M s periodou kolísání jasu asi 700 dní a průměrnou hodnotou asi 11 m . V každém období 10 až 20 let se však Andromeda Z stává velmi aktivní a jasnost se zvýší asi o 3 m . Velké výbuchy amplitudy jsou následovány menšími výbuchy klesající amplitudy, po kterých se hvězda vrátí do klidu. Nejjasnější zaznamenané záblesky byly v roce 1939 , kdy zdánlivá velikost dosáhla 7,9 m . Během výbuchu se barva hvězdy stává modřejší a spektrum se podobá obálkám horkých kompaktních hvězd třídy B. Takzvaný P Cygni profil (P Cygni profil) ukazuje posun absorpčních čar do fialové části spektra, což ukazuje na rozpínající se skořápku. Po nějaké době dominantní spektrum skořápky pomalu vybledne, hvězda zčervená, profil P Cygni zmizí, skořápka se rozptýlí a systém se vrátí k pomalým a polopravidelným změnám jasnosti, ve spektru se objeví čáry oxidu titaničitého , charakteristické rudých hvězd [1] .

Andromedova teorie Z proměnné

Teorie Andromedy typu Z naznačuje, že trpaslík vstupující do systému zvyšuje svou hmotnost díky hvězdnému větru proudícímu z červeného obra . Vzhledem k tomu, že systém je blízkou dvojhvězdou, hvězdný vítr může být klíčovou složkou při vysvětlení jak klidu, tak výbuchů. Narůstající hmota může kolem bílého trpaslíka vytvořit akreční disk , jeho existence však zatím nebyla potvrzena. Samotné systémy typu Z Andromeda jsou v současné době aktivně studovány a mají mnoho nevysvětlených vlastností. Vzplanutí pravděpodobně produkuje modrá hvězda, ale červená hvězda vykazuje proměnlivost. Je možné se pokusit vysvětlit pozorované změny jasnosti a spektra vzájemným pohybem složek a pulsací jejich atmosfér, ale mnohé z hlavních parametrů, jako jsou hmotnosti hvězd, vzájemná poloha, jsou neznámé a neumožňují sestavit úplný teoretický model systému [1] .

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 Z hvězda Andromedae . Internetová encyklopedie vědy . David Miláček. Archivováno z originálu 6. července 2012.  (neurčitý) (Angličtina)
2. ↑ Typy proměnlivosti GCVS . Obecný katalog proměnných hvězd . Moskva, Rusko: Ruská nadace pro základní výzkum, Šternberský astronomický institut. Archivováno z originálu 6. května 2012.  (neurčitý) (Angličtina)
3. ↑ Katalog hvězd typu Z Andromedae . Archivováno z originálu 6. července 2012. (neurčitý)
4. ↑ V. V. SOBOLEV. Hvězdy pozdních spektrálních typů s jasnými čarami . Pohybující se skořápky hvězd . Astronet . Archivováno z originálu 26. května 2012. (neurčitý)