Zアンドロメダ座 – 日本語百科事典辞書

Z_Andromedae
Zアンドロメダ座は、赤色巨星と白色矮星からなるバイナリースターシステムです。これは、共生変光星または単にZアンドロメダ座変数として知られている激変変光星の一種のプロトタイプです。それらの星の明るさは時間とともに変化し、静止した、より安定した位相を示し、より顕著な変動性とより強い明るさおよび/または調光を備えたアクティブなものよりも示します。
Zアンドロメダ座
観測データエポックJ2000 エクイノックスJ2000
星座アンドロメダ
赤経 23時間33分39.9551秒
偏角 + 48°49′05.974″
見かけの等級（V） 7.7-11.3
特徴
スペクトル型 M2III + B1eq
U-Bカラーインデックス −0.49
B-Vカラーインデックス +1.35
可変型 Zと
位置天文学
視線速度（R v）-0.59 km / s
固有運動（μ）
RA： -1.606±0.049 mas / yr 12月： -2.971±0.040 mas / yr
視差（π）
0.5123±0.0300 mas
距離
6，400± 400ly （2，000±100 pc）
軌道
期間（P）
759.0 ± 1.9 日
離心率（e） .0 傾斜（i）
47 ± 12 °
半振幅（K 1）（一次）
6.73 ± 0.22 km / s
詳細
赤い巨人
質量
2 M ☉
半径
85 R ☉
輝度
880 L ☉
温度
3，400 K
白色矮星
質量
0.75 M ☉
半径
0.17から0.36 R ☉
輝度
1500 – 9800 L ☉
温度
90，000-150，000 K
回転
1682.6±0.6秒
その他の指定
MWC 416、
HIP 116287、
SAO 53146、
AG + 48°2087、
GCRV 14773、
IRAS 23321 + 4832、
HV 193、
AN 41.1901、
JP11 3636、
TYC 3645-2066-1、
BD + 48°4093、
GSC 03645-02066、
2MASS J23333994 + 4849059、
AAVSO + 48 2328、
2E 2331.6 + 4834、
HD 221650、
PLX 5697、
2E 4735、
PPM 64386。
データベース参照 SIMBAD データ
データソース：
ヒッパルコス星表、CCDM（2002）、輝星星表（第5版）

コンテンツ
1 バイナリーシステム
2 変動性
3 スペクトラム
3.1 オプティカル 3.2 紫外線 3.3 無線 3.43.4 X線
4 バイポーラジェット
5 参考文献
6 参考文献
7 外部リンク

バイナリーシステム
Zアンドロメダ座は連星系です。二つの成分は、円形の持っている軌道を完全に759日かかります。赤色巨星は、太陽の質量の約2倍、光度の880倍ですが、有効温度はわずか2，800 Kです。白色巨星は、静止期の太陽の光度の約1000倍ですが、最大でアクティブフェーズ中は10倍の明るさ。その温度は、静止状態では150，000 Kに達しますが、アクティブになると100，000Kを下回ります。また、1682秒ごとに回転軸を中心に回転し、強い磁場を表示します。
放射圧が表面の低重力に打ち勝つため、進化した赤色巨星は質量を失っています。物質の流出は白色矮星の重力場に捕らえられ、最終的にはその表面に落下します。少なくとも活動期には、白色矮星の周りに降着円盤が形成されます。

変動性

Zアンドロメダ座の光度曲線。1986年の典型的な爆発と2000年以降の異常に長い活動期間を示しています。
中に静止相、白色矮星光度の大部分は、その表面に燃焼安定した水素から来る、そしてこのように放出された光子は、星雲放出を引き起こす赤巨人の風をイオン化します。しかし、巨星はおよそ7、550日ごとに準周期的な活動周期（太陽周期と同様）をたどります。星の活動が活発になると、恒星風が強くなり、それに応じて白色矮星のサイズが大きくなり、冷えて、活動期が始まります。
静止期では、アンドロメダ座Z星の明るさは、システムの公転周期によって変調され、最小でm v = 11.3の大きさに達する可能性が活動期の間、アンドロメダ座Zは光度を爆発させ、その明るさをm v = 7.7の大きさまで増加させることができます。赤色巨星からの日食は、この段階でもまだ見えています。このフェーズでは、685日の短い周期が観察されます。これは、巨星の未知の自転周期と公転周期の間のビート周期である可能性がこれは、巨星の大気からの物質の非球形の流出から生じます。
Zアンドロメダ座Zは、2000年9月に異常に長い活動期を開始し、少なくとも10年間で数倍に数倍明るくなりました。爆発の間、不規則な明るさの変化（最大0.065マグニチュード）が1日より短いタイムスケールで観察され、降着円盤のゆがみとして解釈されました。このソースのモデルが正しければ、2020年に再び休止フェーズに入るはずです。

スペクトラム
オプティカル

Zアンドロメダ座のスペクトルは、20世紀初頭から非常に独特であると認識されてきました。赤い連続体に対する輝線のみを示す明るい期間の初期のスペクトルは、密な星雲に埋め込まれた星として解釈されました。星の明るさが薄れるにつれて、スペクトルは高励起の「星雲」線を失い、はくちょう座のプロファイルを持つ吸収線を発達させました。これらのスペクトルは、クールなコンパニオンを持つ熱い新星のような星によるものとして容易に識別されました。同定された輝線には、水素とヘリウムの低イオン化状態と、酸素と鉄の高イオン化状態が含まれていました。
MKスペクトル分類は、たとえば、M4.5のために、クールな巨人の典型的なものです。正確なスペクトル型は、たとえば1987年のM5と1989年のM3.5の間で変化することが示されています。赤外線観測により、M2III + B1eqの組み合わせスペクトル型が得られました。ここで、IIIの光度クラスは通常の巨星のものであり、特異性コードeqはPシグニプロファイルの輝線を示しています。

紫外線
Zアンドロメダ座も強い紫外線放射を示し、これは光学的挙動に従います。静止期に特定された吸収線は、爆発時に輝線になります。スペクトルのこの領域で識別される元素は、イオン化された状態の炭素、窒素、リン、およびシリコンです。

無線
爆発の開始時のZアンドロメダ座からの電波束は、通常の静止レベルよりも低く、光学的なものの後に最大になります。爆発の後、軌道面に垂直な方向に、このシステムから放射性ジェットが流れ出るのを見ることができます。

X線
Zアンドロメダ座Z線は、X線で非常に暗く、静止期では検出され爆発中、X線の放出は衝撃加熱されたプラズマから発生し、流出する物質の運動エネルギーがX線放射に変換されます。この放射は、白色矮星とは異なる温度の黒体放射を「模倣」しますが、吸収端（ネオンの存在も示す）と高周波での過剰を示すため、その実際の性質を特定できます。

バイポーラジェット
2006年の爆発の後、水素バルマー系列には、±1，150 km / sの速度のかすかな手羽先が含まれていました。2000年から2002年の長い爆発の間に、以前は無線の流出が長引いていたので、システムの軸に沿ったコリメートされたジェットがこの現象の最も可能性の高い説明でした。ジェットは明るい爆発の間にのみ存在すると考えられています。ジェットは、その後の爆発の間に再び観察された。それらの速度は最初は非常に変動しますが、およそ1か月後に一定の速度に落ち着きます。単一のジェットも発生する可能性がジェットは、エディントン限界に達する白色矮星に降着できない材料によって形成される可能性が

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外部リンク
画像Zアンドロメダ座
Zアンドロメダ座のAAVSOチャート
ZのAAVSO長期光度曲線そして
Zアンドロメダ座：共生クラスAAVSOのプロトタイプ”