Альферац
Альферац — ярчайшая звезда созвездия Андромеды и северо-восточная вершина Большого квадрата Пегаса. Она находится примерно в 97 световых годах от Солнца и имеет суммарную видимую звёздную величину +2,06. Единственная точка, видимая невооружённым глазом, представляет двойную систему с периодом обращения около 96,7 суток.[1][2]
Главный компонент Альфераца — самая яркая на земном небе ртутно-марганцевая звезда. В её атмосфере тяжёлые элементы распределены крайне неравномерно: ртуть образует крупные области повышенной концентрации, которые медленно меняют форму. Эти химические структуры создают небольшие изменения спектра и блеска при вращении звезды.[5]
Положение и наблюдение
Альферац имеет байеровское обозначение α Андромеды — α Andromedae. В рисунке Андромеды он отмечает голову мифологической царевны, но одновременно служит углом Большого квадрата Пегаса.
.jpg)
Три остальные вершины квадрата — Маркаб, Шеат и Альгениб — принадлежат созвездию Пегаса. Альферац формально находится в Андромеде, поэтому астеризм пересекает границу двух созвездий. От него на северо-восток тянется цепочка ярких звёзд Андромеды, ведущая в сторону галактики M31.
В Северном полушарии Альферац лучше всего наблюдается осенью. На широтах средней полосы России он поднимается высоко над горизонтом и виден невооружённым глазом даже в городе. Бело-голубой оттенок заметнее при наблюдении в бинокль или небольшой телескоп.
Угловое расстояние между компонентами тесной пары составляет лишь несколько сотых секунды дуги. Обычный телескоп не разделяет их, а двойственность обнаруживается по периодическому смещению спектральных линий. Интерферометрия напрямую измерила движение звёзд по орбите.[2]
Расстояние и движение
Параллакс Альфераца равен 33,62 ± 0,35 миллисекунды дуги, что соответствует расстоянию 29,74 ± 0,31 парсека, или 96,98 ± 1,01 светового года.[1]
Полная орбита даёт независимый способ определения расстояния. Угловой размер орбиты сопоставляется с линейным размером, полученным из лучевых скоростей обеих звёзд. Динамический параллакс равен 32,64 ± 0,66 миллисекунды дуги и близок к прямому астрометрическому измерению.[2]
Собственное движение превышает 0,21 секунды дуги в год. За несколько тысячелетий Альферац заметно смещается относительно далёких фоновых звёзд, хотя форма Большого квадрата на протяжении человеческой жизни остаётся практически неизменной.[1]
Компоненты системы
Компонент Альферац A имеет массу 3,63 ± 0,20 массы Солнца, радиус около 2,9 солнечного и светимость приблизительно 150–160 солнечных. Температура его поверхности близка к 13 800 K. Спектральный класс B8 IV–V показывает, что звезда находится у конца главной последовательности или уже начала переход к стадии субгиганта.[2][3]
Компонент Альферац B имеет массу 1,88 ± 0,10 массы Солнца. Его температура составляет около 8500 K, а светимость — порядка 15 солнечных. Он слабее главного компонента примерно на две звёздные величины и вносит небольшую долю в суммарный видимый свет.[2][3]
Спектр вторичного компонента соответствует звезде класса A. В его атмосфере наблюдаются недостаток кальция и умеренный избыток некоторых элементов железной группы, стронция и бария. Эти особенности сближают его с металлическими Am-звёздами.[3]
Обе звезды сформировались одновременно. Более массивный компонент A быстрее расходует водород и первым покидает главную последовательность. Их возраст оценивается модельно и лежит в диапазоне от десятков до нескольких сотен миллионов лет.
Орбита
Компоненты обращаются вокруг общего центра масс за 96,6934 суток. Орбита заметно вытянута: эксцентриситет равен 0,5259.[2] Расстояние между звёздами поэтому существенно меняется в течение каждого оборота.
Большая полуось относительной орбиты составляет 23,917 миллисекунды дуги, или примерно 0,73 астрономической единицы. В периастре звёзды сближаются приблизительно до 0,35 а. е., а в апоастре расходятся примерно до 1,1 а. е. Даже при наибольшем сближении их поверхности остаются далеко друг от друга.
Наклонение орбиты равно 105,8°. Значение больше 90° означает, что видимое движение по небесной сфере происходит в обратном направлении относительно принятой ориентации. Система не является затменно-переменной: с Земли одна звезда не проходит непосредственно перед другой.
Движение измеряется двумя способами. Интерферометрия показывает положение компонентов на небе, а доплеровское смещение спектральных линий — скорость приближения и удаления каждой звезды. Совмещение этих данных определяет массы без опоры на теоретическую связь массы и светимости.[2]
Ртутно-марганцевая звезда
Обозначение HgMn в спектральном классе главного компонента указывает на усиленные линии ртути и марганца. В атмосфере заметны также аномалии галлия, ксенона, иттрия и других тяжёлых элементов. Одновременно гелий может быть представлен слабее, чем в звезде обычного состава.
Эти особенности относятся к тонкой внешней атмосфере, а не ко всему объёму звезды. В спокойном радиационном слое атомы медленно перемещаются под действием гравитации и давления излучения. Одни элементы опускаются глубже, другие поддерживаются потоком фотонов и накапливаются в видимых слоях. Процесс называется атомной диффузией.
Альферац вращается медленнее многих обычных звёзд класса B. Умеренное вращение слабее перемешивает атмосферу и позволяет диффузии разделять элементы. Тесная двойная система могла повлиять на вращение ещё на раннем этапе эволюции.
Сильного организованного магнитного поля, характерного для многих других химически пекулярных звёзд, у Альфераца не обнаружено. Поэтому его химические пятна нельзя объяснить простым удержанием вещества магнитными областями.[5]
Химические пятна и переменность
Ртуть распределена по поверхности главного компонента неравномерно. В экваториальной области находятся несколько зон с повышенной концентрацией, соединённых участками меньшего избытка. Когда звезда вращается, эти зоны поочерёдно оказываются на видимой стороне, меняя форму линии Hg II с длиной волны 398,4 нм.[5]
Спектральный период составляет 2,38195 суток. Фотометрия спутника TESS дала близкий период 2,3834 суток и полуамплитуду изменения блеска около 2,8 тысячной звёздной величины.[4] Колебания слишком малы для уверенного визуального наблюдения.
Карты поверхности, построенные по спектрам 1998, 2002 и 2004 годов, показали постепенное изменение ртутных пятен. Одни области распадались, другие усиливались, а общий рисунок перестраивался за несколько лет.[5]
Такая изменчивость напоминает атмосферную погоду лишь по наблюдаемому поведению: речь идёт не об облаках и ветре земного типа, а о перераспределении атомов в горячей плазме. Альферац стал первым объектом, на котором удалось проследить долговременную эволюцию химических пятен у практически немагнитной горячей звезды.
Эволюция
Главный компонент большую часть жизни превращал водород в гелий через углеродно-азотно-кислородный цикл. Масса около 3,6 солнечной обеспечивает высокую температуру ядра, поэтому этот этап длится значительно меньше солнечных десяти миллиардов лет.
После исчерпания водорода в центральной области Альферац A расширится и станет красным гигантом. Его масса недостаточна для образования железного ядра и вспышки сверхновой. Внешние слои будут сброшены, а остатком станет углеродно-кислородный белый карлик.
Вторичный компонент развивается медленнее. К моменту, когда он станет гигантом, главный компонент уже может быть белым карликом. Современная орбита достаточно широка, однако расширение звёзд способно привести к переносу вещества и изменить дальнейшую эволюцию пары.
Название
Название Альферац и вариант Сиррах происходят от арабского выражения суррат аль-фарас — «пуп коня». Оно связано с более древним изображением Большого квадрата как туловища Пегаса.[6]
В «Альмагесте» звезда одновременно относилась к голове Андромеды и пупу коня. В ранних европейских каталогах она имела два байеровских обозначения — α Андромеды и δ Пегаса. После утверждения официальных границ созвездий в XX веке сохранилось только обозначение α Андромеды.
Международный астрономический союз утвердил имя Alpheratz для компонента α Андромеды Aa 30 июня 2016 года.[6]
См. также
Источники
- ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 1,7 HD 358 // SIMBAD, Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- ↑ 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 2,10 2,11 2,12 2,13 Branham R. L. A three-dimensional orbit for the binary star Alpha Andromedae // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2017. Vol. 464. P. 1095–1101.
- ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 Ryabchikova T., Malanushenko V., Adelman S. J. The double-lined spectroscopic binary α Andromedae: orbital elements and elemental abundances. 1998.
- ↑ 4,0 4,1 Kochukhov O. et al. TESS survey of rotational and pulsational variability of mercury–manganese stars // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2021. Vol. 506. P. 5328–5344.
- ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 Kochukhov O. et al. Weather in stellar atmosphere: the dynamics of mercury clouds in α Andromedae // Nature Physics. 2007. Vol. 3. P. 526–529.
- ↑ 6,0 6,1 Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1 // International Astronomical Union. 2016.