AB Andromeda

AB Andromeda

Wizualna krzywa blasku pasma AB Andromedae, zaadaptowana z Parimucha et al.
Dane obserwacyjne Epoka J2000 Równonoc J2000
Konstelacja	Andromeda
Rektascensja	23 godz. 11 m 32,08609 sek
Deklinacja	+36° 53′ 35,10721″
Pozorna wielkość (V)	9,49 ( – 10,32) – 10,46
Charakterystyka
Typ widmowy	G5+G5V
Pozorna wielkość (B)	10.62
Pozorna wielkość (V)	9.675
Pozorna wielkość (G)	9.6953
Pozorna wielkość (J)	8.172
Pozorna wielkość (H)	7.805
Pozorna wielkość (K)	7.665
Indeks koloru B-V	0,9163
Typ zmiennej	EW
Astrometria
Prędkość radialna (R v )	−27,53 ± 0,67 km/s
Ruch własny (μ)	RA: 107,923 ± 0,046 mas / rok Dec.: -53,357 ± 0,036 mas / rok
Paralaksa (π)	11,7027 ± 0,0367 mas
Dystans	278,7 ± 0,9 ly (85,5 ± 0,3 szt .)
Orbita
Okres (P)	0,3319 dni
Półoś wielka (a)	2.308 zł ☉
Ekscentryczność (e)	0,002 ± 0,001
Argument periastronu (ω) (drugorzędny)	40 ± 5 °
Argument periastronu (ω) (podstawowy)	220 ± 5 °
Półamplituda (K 1 ) (pierwotna)	233 ± 1 km/s
Półamplituda (K 2 ) (wtórna)	133 ± 1 km/s
Szczegóły
Podstawowe
Masa	1,04 mln ☉
Promień	1,03 R ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	4.392 CG
Temperatura	5798 tys
Wiek	5,53 ± 2,00 żyr
Wtórny
Masa	0,60 M ☉
Promień	0,78 R ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	4.347 CG
Temperatura	5450 tys
Wiek	5,53 ± 2,00 żyr
Inne oznaczenia
2MASS J23113209+3653351, BD +36 5017, HIP 114508, SAO 73069, TYC 2763-904-1
Odniesienia do bazy danych
SIMBAD	dane

AB Andromedae ( AB And ) to gwiazda podwójna w gwiazdozbiorze Andromedy . Paul Guthnick i Richard Prager odkryli, że gwiazda jest układem podwójnym zaćmieniowym w 1927 roku. Jej maksymalna pozorna jasność wizualna wynosi 9,49, ale wykazuje zmiany jasności aż do 10,46 magnitudo w okresowym cyklu trwającym około 8 godzin. Zaobserwowana zmienność jest typowa dla zmiennych W Ursae Majoris , więc dwie gwiazdy w tym układzie tworzą kontaktowy układ podwójny .

System

Obserwowany typ widmowy obu gwiazd w tym układzie to G5, a jedna z nich to gwiazda ciągu głównego bardzo podobna do Słońca. Krążą tak blisko siebie, że ich otoczki stykają się ze sobą. Jest to dynamicznie stabilna faza, która powinna trwać, dopóki jedna z dwóch gwiazd nie opuści ciągu głównego.

System mógłby również pomieścić trzecie ciało o okresie orbitalnym wynoszącym 19 046 dni, o minimalnej masie 0,007 M _☉ i ekscentryczności 0,22, ale nie wszystkie dane zebrane w czasie są zgodne z tą hipotezą.

Zmienność

Obie gwiazdy zaćmiają się nawzajem podczas swojej orbity, ale mają wydłużony kształt, więc wykazują stałą zmienność zamiast dyskretnych zaćmień. W każdym razie okresowość widać wyraźnie, ale zmienia się ona w czasie; okres wykazuje długoterminowy trend i okresową modulację wynoszącą 7000 dni. Efektami odpowiedzialnymi za to zachowanie może być trzecie ciało w układzie, oddziaływanie magnetyczne między dwiema gwiazdami, przenoszenie masy z jednej gwiazdy do drugiej, utrata masy układu, a ostatnio zaproponowano nawet wewnętrzny mechanizm w stykających się otoczkach.