Variable simbiótica tipo Z Andromedae

Las variables simbióticas del tipo Z Andrómeda (Z And, ZAND) son un tipo de estrellas simbióticas (que, a su vez, son uno de los tipos de variables cataclísmicas ), que consisten en un sistema binario cerrado en el que una estrella caliente ioniza parte de un capa gaseosa extendida y un satélite frío de clase espectral tardía (M, R, N o S). El espectro combinado del sistema muestra una superposición de líneas espectrales de absorción y emisión junto con una variabilidad irregular ( magnitudes de hasta 4 m en la región visual) que es característica de las estrellas simbióticas [1] .

La familia Andrómeda de variables tipo Z

Variables de tipo Z Andromeda es un grupo de objetos muy heterogéneo. En el Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS), las estrellas de tipo Z de Andrómeda son la única categoría reconocida de estrellas simbióticas, por lo que la estrella de Andrómeda Z se considera oficialmente no solo el prototipo de las estrellas de tipo Z de Andrómeda, sino también el prototipo de estrellas simbióticas . estrellas [2] . Sin embargo, estrellas como RR Telescope , R Aquarius o CH Cygni tienen características únicas que las distinguen dentro de una familia simbiótica común. Actualmente se conocen alrededor de 100 variables de Andrómeda Z [3] .

Historia del estudio

Las características espectrales extrañas y nuevas de Andrómeda y la variabilidad Z fueron descubiertas en 1901 por Williamina Fleming en el Observatorio de la Universidad de Harvard . Los espectros de las estrellas de Andrómeda de tipo Z muestran líneas brillantes de hidrógeno , helio , helio ionizado y otros átomos con potenciales de ionización muy altos. Los espectros de muchas de estas estrellas también muestran líneas prohibidas características de las nebulosas gaseosas [4] . En general, las estrellas de este tipo pasan la mayor parte de su tiempo en reposo, y solo ocasionalmente muestran variaciones de brillo semirregulares de pequeña amplitud. La propia Z de Andrómeda es una variable de tipo espectral M, con un período de fluctuación de brillo de unos 700 días y un valor medio de unos 11 m . Sin embargo, en cada período de 10 a 20 años, la Z de Andrómeda se vuelve muy activa, aumentando su brillo en unos 3 m . Los grandes estallidos de amplitud son seguidos por estallidos más pequeños de amplitud decreciente, después de lo cual la estrella vuelve al reposo. Los destellos más brillantes registrados fueron en 1939 , cuando la magnitud aparente alcanzó los 7,9 m . Durante el estallido, el color de la estrella se vuelve más azul y el espectro se vuelve similar al de las envolturas de estrellas compactas y calientes de clase B. El llamado perfil P Cygni (perfil P Cygni) muestra un cambio de las líneas de absorción a la parte violeta del espectro, lo que indica una capa en expansión. Después de un tiempo, el espectro dominante del caparazón se desvanece lentamente, la estrella se vuelve más roja, el perfil P Cygni desaparece, el caparazón se disipa y el sistema vuelve a cambios de brillo lentos y semirregulares, aparecen líneas de óxido de titanio en el espectro , característica de estrellas rojas [1] .

Teoría de la variable Z de Andrómeda

La teoría de Andrómeda tipo Z sugiere que la enana que ingresa al sistema está aumentando su masa debido al viento estelar que fluye desde la gigante roja . Dado que el sistema es un binario cercano, el viento estelar puede ser un componente clave para explicar tanto la inactividad como los estallidos. La materia acumulada puede crear un disco de acreción alrededor de una enana blanca , sin embargo, su existencia aún no ha sido confirmada. Los sistemas de tipo Z de Andrómeda se están estudiando actualmente y tienen muchas características inexplicables. Las llamaradas son probablemente producidas por la estrella azul, pero la estrella roja muestra variabilidad. Es posible tratar de explicar los cambios observados en el brillo y el espectro por el movimiento de los componentes entre sí y la pulsación de sus atmósferas, pero muchos de los parámetros principales, como las masas de las estrellas, la posición relativa, son desconocidos y no permiten construir un modelo teórico completo del sistema [1] .

Notas

1. ↑ 1 2 3 Z Andromedae estrella . La Enciclopedia de Internet de la Ciencia . David Darling. Archivado desde el original el 6 de julio de 2012.  (indefinido) (Inglés)
2. ↑ Tipos de variabilidad de GCVS . Catálogo General de Estrellas Variables . Moscú, Rusia: Fundación Rusa para la Investigación Básica, Instituto Astronómico Sternberg. Archivado desde el original el 6 de mayo de 2012.  (indefinido) (Inglés)
3. ↑ Catálogo de estrellas tipo Z de Andromedae . Archivado desde el original el 6 de julio de 2012. (indefinido)
4. ↑ V. V. SOBOLEV. Estrellas de tipos espectrales tardíos con líneas brillantes . Conchas de estrellas en movimiento . Astronet . Archivado desde el original el 26 de mayo de 2012. (indefinido)