AE Andromedae
| AE Andromedae | |
|---|---|
  | |
| Tipo di variabile | LVB |
| Distanza dal Sole | ~2,5 milioni di anni luce |
| Costellazione | Andromeda |
| Coordinate | |
| Ascensione retta | 00h 43m 02.52s[1] |
| Declinazione | +41° 49′ 12.2″[1] |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 55[2] R⊙ |
| Massa | |
| Temperatura superficiale | 20 000[4] (media) |
| Luminosità | |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 17.0[5] (min) 17.9[5] (max) |
| Magnitudine app. | 17,426 |
| Magnitudine ass. | 7 |
| Nomenclature alternative | |
Coordinate: 
00h 43m 02.52s, +41° 49′ 12.2″
AE Andromedae (AE And) è una variabile blu luminosa (LBV), una stella la cui luminosità apparente cambia nel tempo, ed è tra le stelle più luminose di questo tipo nella galassia di Andromeda.
Scoperta[modifica | modifica wikitesto]
Ne fu scoperta la natura di stella variabile nel 1927, dall'osservatorio dell'Harvard College, con un intervallo di magnitudine fotografica compreso tra 14,7 e 15,6, e venne inizialmente indicata come HV 4476,[6] per poi diventare AE Andromedae.[7] A quel tempo era l'oggetto stellare più luminoso di M31 e mantenne una luminosità simile per circa 20 anni.[4]
Nei primi studi, che hanno portato a identificarla come LBV, AE And è stata accomunata alle cinque variabili Hubble-Sandage: Var A, Var B, Var C e Var 2 in M33 e Var 19 in M31 (oggi nota come AF Andromedae).[8][9][10] Sulla base dei confronti dei diagrammi colore-colore, le è stata assegnata la classe spettrale B ed è stata correlata alle variabili P Cygni. Le osservazioni dal 1960 al 1970 hanno mostrato variazioni irregolari della magnitudine nella banda B (blu), tra 16,2 e 17,6, magnitudini nella banda visibile molto simili e magnitudini nella banda U circa 0,4 più luminose.[8] Il primo spettro dettagliato fu pubblicato nel 1975.[11]
Spettro di emissione[modifica | modifica wikitesto]
AE And ha uno spettro di emissione peculiare, molto simile a quello di Eta Carinae, probabilmente a causa di un denso vento stellare.[11] Nel 2010 le righe di emissione si sono indebolite e ha mostrato alcune righe di assorbimento deboli e variabili.[4]
In particolare si riscontrano emissioni intense nelle righe a 250,7 nm del FeII (caratteristica simile a quella riscontrata in Eta Carinae e attribuita a un'emissione simile a un laser UV)[4] e dell'idrogeno, sia consentite che proibite, nonché linee di HeI e NII più deboli. Alcune caratteristiche suggeriscono una classificazione spettrale B2-B3, ma il tipo di emissione e la sua variabilità sfidano una classificazione normale.[11]
Proprietà[modifica | modifica wikitesto]
La stella emette densi venti stellari, 3×10−5 M⊙/anno, ma lenti, con velocità dell'ordine di 100 km/s, il che contribuisce alla loro elevata densità ottica (capacità di assorbire radiazioni elettromagnetiche).[12] Si stima che invece la massa complessiva espulsa durante la fase eruttiva tra il 1909 e il 1927 fosse pari a 6×10−3 M⊙, emessa a una frequenza di almeno 3×10−4 M⊙/anno.[2]
Il raggio effettivo, calcolato in base a modelli che suppongono la stella quiescente e una temperatura effettiva di 21.000K, è stato stimato pari a 55 R⊙, valore che aumenta drasticamente durante le fasi esplosive.[4]
La massa della stella non è stata calcolata esplicitamente, ma questo tipo di stella è massiccia, tipicamente 50-120 M⊙.[3]
Note[modifica | modifica wikitesto]
- ^ a b R. M. Cutri, M. F. Skrutskie e S. van Dyk, VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003), in VizieR Online Data Catalog, 1º giugno 2003, pp. II/246. URL consultato il 27 settembre 2023.
- ^ a b c T. Szeifert, R. M. Humphreys e K. Davidson, HST and groundbased observations of the `Hubble-Sandage' variables in M 31 and M 33., in Astronomy and Astrophysics, vol. 314, 1º ottobre 1996, pp. 131–145. URL consultato il 27 settembre 2023.
- ^ a b B. Burggraf, K. Weis e D. J. Bomans, LBVs in M33: Their Environments and Ages, vol. 353, 1º dicembre 2006, pp. 245. URL consultato il 27 settembre 2023.
- ^ a b c d e (EN) Roberta M. Humphreys, Kerstin Weis e Kris Davidson, LUMINOUS AND VARIABLE STARS IN M31 AND M33. II. LUMINOUS BLUE VARIABLES, CANDIDATE LBVs, Fe ii EMISSION LINE STARS, AND OTHER SUPERGIANTS*, in The Astrophysical Journal, vol. 790, n. 1, 2014-07, pp. 48, DOI:10.1088/0004-637X/790/1/48. URL consultato il 27 settembre 2023.
- ^ a b R. M. Humphreys, C. Blaha e S. D'Odorico, IUE and ground-based observations of the Hubble-Sandage variables in M 31 and M 33., in The Astrophysical Journal, vol. 278, 1º marzo 1984, pp. 124–136, DOI:10.1086/161774. URL consultato il 27 settembre 2023.
- ^ W. J. Luyten, A New Variable in the Andromeda Nebula, H.V. 4476, in Harvard College Observatory Bulletin, vol. 859, 1º giugno 1928, pp. 1–2. URL consultato il 28 settembre 2023.
- ^ (DE) P. Guthnick e R. Prager, Benennung von veränderlichen Sternen, in Astronomische Nachrichten, vol. 234, n. 20, 1928, pp. 377–406, DOI:10.1002/asna.19282342002. URL consultato il 28 settembre 2023.
- ^ a b A. S. Sharov, Bright variable stars in the Andromeda M31 and Triangulum M33 nebulae., in Peremennye Zvezdy, vol. 19, 1º gennaio 1973, pp. 3–17. URL consultato il 28 settembre 2023.
- ^ R. M. Humphreys, Luminous variable stars in M31 and M33., in The Astrophysical Journal, vol. 219, 1º gennaio 1978, pp. 445–451, DOI:10.1086/155797. URL consultato il 28 settembre 2023.
- ^ Edwin Hubble e Allan Sandage, The Brightest Variable Stars in Extragalactic Nebulae. I. M31 and M33., in The Astrophysical Journal, vol. 118, 1º novembre 1953, pp. 353, DOI:10.1086/145764. URL consultato il 28 settembre 2023.
- ^ a b c R. M. Humphreys, The spectra of AE Andromedae and the Hubble-Sandage variables in M31 and M33., in The Astrophysical Journal, vol. 200, 1º settembre 1975, pp. 426–429, DOI:10.1086/153806. URL consultato il 28 settembre 2023.
- ^ N. L. King, R. A. M. Walterbos e R. Braun, Discovery of Candidate Luminous Blue Variables in M31, in The Astrophysical Journal, vol. 507, n. 1, 1998-11, pp. 210–220, DOI:10.1086/306296. URL consultato il 28 settembre 2023.
