壁宿二

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壁宿二(仙女座α)α Andromedae

观测资料
Epoch J2000.0 (ICRS)      Equinox J2000.0
星座仙女座
赤经00h 08m 23.2586s[1][2]
赤纬+29° 05′ 25.555″[1][2]
视星等 (V)2.22[3]4.21[3]
特征
光谱类型B8IVpMnHg[4]A3V[4]
U-B 色指数−0.46[5]
B-V 色指数−0.11[5]
R-I 色指数−0.10[5]
天体测量
径向速度 (Rv)−10.6 ± 0.3[6][7] km/s
自行: 
赤经 α cos δ)135.68[1][2] mas/yr
Dec. δ)−162.95[1][2] mas/yr
视差 (π)33.60 ± 0.73[1] mas
距离97 ± 2 ly
(29.8 ± 0.6 pc)
绝对星等 (MV)−0.19 ± 0.30[7]2.00 ± 0.30[7]
Details
质量3.60 ± 0.20[7] M1.78 ± 0.08[7] M
半径2.7 ± 0.4[7] R1.65 ± 0.3[7] R
表面重力 (log g)4.15 ± 0.16[7]4.28 ± 0.20[7]
光度 (bolometric)240 ± 90[7] L13 ± 7[7] L
温度13800 ± 125[7] K8500 ± 250[7] K
金属量[M/H] = 0.2[7][M/H] = 0.2[7]
自转2.38195 d[8]
自转速度 (v sin i)52[7]km/s110 ± 5[7]km/s
轨道[3]
周期 (P)96.7015 ± 0.0044 days
半长轴 (a)24.0 ± 0.13 mas
离心率 (e)0.535 ± 0.0046
倾角 (i)105.6 ± 0.23°
经度交点 (Ω)284.4 ± 0.21°
近星点 历元 (T)MJD 47374.563 ± 0.095
近星点引数 (ω)
(secondary)
257.4 ± 0.31°
Database references
SIMBADdata
其他名称
Alpheratz, Sirrah, Sirah, α And, Alpha Andromedae, Alpha And, δ Pegasi,δ Peg, Delta Pegasi, Delta Peg, 21 Andromedae,21 And, H 5 32AMKT 11ADS 94 A, BD+28°4, CCDM J00083+2905A, FK5 1, GC 127, HD 358, HIP 677, HR 15, IDS 00032+2832 A, LTT 10039, NLTT 346, PPM 89441, SAO 73765, WDS 00084+2905A/Aa.[1][9][10]

壁宿二Alpha And / α And / α Andromedae)在英文的固有名称是 AlpheratzSirrah(与Sirah的拼法相通),是在仙女座中最亮的一颗恒星,位置紧邻在飞马座的东北部,是构成飞马四边形的恒星之一[11][12]。做为一颗与飞马座相连接的恒星,它也曾经被称为飞马座δ,但这个名称现在已经不再使用了。另一颗有双重名称的恒星是金牛座β [11][13]。壁宿二与地球相距97光年,虽然以裸眼观看是一颗视星等2.06等的单独恒星,实际上他是一对联星,由轨道距离很近的两颗恒星组成。两颗恒星中较亮的一颗是化学组成很不寻常的汞-锰星,它的大气层中包含异常高浓度的和其他元素,包括[14][7],是已知的汞-锰星中最亮的一颗[14]

系统[编辑]

一颗恒星的径向速度是接近或远离观测者,可以从光谱的红移或蓝移测量出来。美国天文学家Vesto Slipher在1902至1904年对壁宿二进行一系列的测量,发现了它的径向速度有着周期性的变化。他认为是一对轨道周期大约100天的分光双星[15]。在1907年,汉斯·鲁道夫公布了初步的轨道[16]稍后,罗伯特·霍勒斯·贝克公布了更精确的轨道[17]

在系统内光度较暗的星在1988和1989年间首度被潘晓沛和它的工作伙伴使用干涉仪发现,他们用的是美国加州威尔逊山天文台马克III恒星干涉仪,这次工作的结果在1992年发表[18]。因为这两颗恒星光度之间的差异,在1990年之前都未能分辨出暗星的谱线,Jocelyn Tomkin、潘晓沛和James K. McCarthy在1991至1994年的观测在1995年发表 [4]

这两颗星互绕的公转周期是96.7天[3]。较大、较亮的一颗称为主星,它的光谱类型是B8IVpMnHg,质量大约是3.6太阳质量表面温度大约是13,800K,在所有波长上测量得到的光度约为太阳的200倍。较小、较暗的伴星称为次星,质量大约是1.8太阳质量,表面温度大约是8,500K,另外全波长的光度约是太阳的10倍。它是一颗早期型的A型星,光谱类型估计为A3V[4][7]

化学特性[编辑]

在1906年,约瑟夫·诺曼·洛克耶和F. E. Baxandall报告壁宿二的光谱中有异于平常的谱线[19]。 在1914年,, Baxandall指出这种异常的谱线来自,并且在屏一天兔座μ)也有相似的谱线[20]。在1931年,W. W. 摩根辨识出了另外12颗光谱中有锰谱线的恒星[21]。许多这一类的恒星随后被辨识出属于汞-锰星的成员[22],是在大气层内含有元素化学异常星[23], §3.4.。在壁宿二的情况是:在较明亮的主星除了汞-锰星已经提到的元素外,还有过量的。Ryabchikova、Malanushenko、和观察到次要恒星的大气层中还有过量的,因此建议在分类上应属于金属线星[7]

在1970年,Georges Michaud建议这些化学异常星是出现辐射性扩散的恒星。依据这样的理论,这些恒星的大气层会异常的宁静,一些元素会因为重力的力量而下沉,而其他一些会被辐射压力推挤至表面[23], §4.[24]。这种理论成功的解释了包括汞-锰星的许多被观察到的化学异常星[23], §4.

主星的变化[编辑]

壁宿二曾经被报告为有轻微变化的变星 [25],但是从1990至1994年间的观测发现它的光度非常稳定,变化少于0.01星等[26]。尽管如此,Adelman和他的伙伴在2002年发表了在1993和1999年的观测指出,的波长为398.4奈米的谱线会随着主星的自转而变化,而这是因为汞在大气层内的分布是不均匀的。使用多普勒影像的观测让Adelman等人发现云层集中在赤道的附近[27]。在2007年发表对多普勒影像的后续研究,显示这些云彩在恒星的表面缓慢的漂移[8]

语源学和文化意义[编辑]

光学伴星[编辑]

ADS 94 B
观测资料
历元 J2000.0
星座 仙女座
星官 (壁宿)
赤经 00h 08m 16.626s[28]
赤纬 +29° 05′ 45.49″[28]
视星等(V) 10.8[28]
特性
光谱分类G5[28]
B−V 色指数1.0[28]
天体测定
自行 (μ) 赤经:−3.9[28] mas/yr
赤纬:−24.0[28] mas/yr
位置(相对于A)
观测历元2000
角距离89.3 [9]
位置角284° [9]
其他命名
H 5 32B, BD+28°4B, CCDM J00083+2905B, IDS 00032+2832 B, PPM 89439, WDS 00084+2905B.[28][9]
参考数据库
SIMBAD资料

这个联星系统威廉·赫歇尔在1781年7月21日发现的目视双星 [29][30][9],在艾肯双星目录中的标示为ADS 94 B,它由一颗G-型恒星和一颗视星等大约是10.8等的伴星组成[28],虽然看起来在天空中与另外两颗恒星很接近,但在空间中并未在一起[29]

注解和参考资料[编辑]

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 V* alf And -- Spectroscopic binary, database entry, SIMBAD。Accessed on line 2008-08-12.
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 Astrometric data, mirrored by SIMBAD from the Hipparcos catalogue, pertains to the center of mass of the α Andromedae binary system. See §2.3.4, Volume 1, The Hipparcos and Tycho Catalogues页面存档备份,存于互联网档案馆, European Space Agency, 1997, and the entry页面存档备份,存于互联网档案馆) in the Hipparcos catalogue (CDS ID I/239页面存档备份,存于互联网档案馆)。)
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 3.3 Entry, WDS identifier 00084+2905, Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars页面存档备份,存于互联网档案馆),William I. Hartkopf & Brian D. Mason, U.S. Naval Observatory. Accessed on line 2008-08-12.
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 4.3 Spectroscopic detection of the secondaries of the Hyades interferometric spectroscopic binary θ2 Tauri and of the interferometric spectroscopic binary α Andromedae, Jocelyn Tomkin, Xiaopei Pan, and James K. McCarthy, Astronomical Journal 109, #2 (February 1995), pp. 780–790, Bibcode1995AJ....109..780T, doi:10.1086/117321.
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  7. ^ 7.00 7.01 7.02 7.03 7.04 7.05 7.06 7.07 7.08 7.09 7.10 7.11 7.12 7.13 7.14 7.15 7.16 7.17 7.18 7.19 Orbital elements and abundance analyses of the double-lined spectroscopic binary alpha Andromedae, T. A. Ryabchikova, V. P. Malanushenko, and S. J. Adelman, Astronomy and Astrophysics 351 (November 1999), pp. 963–972, Bibcode1999A&A...351..963R. See §4 for component parameters and Table 3, §5 for elemental abundances.
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  12. ^ HR 15页面存档备份,存于互联网档案馆),database entry, The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminary Version), D. Hoffleit and W. H. Warren, Jr., CDS ID V/50页面存档备份,存于互联网档案馆).
  13. ^ Darling, David. Alnath (Beta Tauri). www.daviddarling.info. [2022-08-02]. (原始内容存档于2017-12-06). 
  14. ^ 14.0 14.1 Alpheratz 互联网档案馆存档,存档日期2008-12-18.,Stars, Jim Kaler. Accessed on line 2008-08-13.
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外部链接[编辑]