Zeta Andromedae
Zeta Andromedae (ζ And / 34 Andromedae)[1] es una estrella binaria en la constelación del Andrómeda de magnitud aparente +4,10. Su distancia al Sistema Solar es de 189 años luz.
| Zeta Andromedae A | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época J2000.0) | ||
| Constelación | Andrómeda | |
| Ascensión recta (α) | 00h 47min 20,33s | |
| Declinación (δ) | +24º 16’ 01,8’’ | |
| Mag. aparente (V) | +4,10 | |
| Características físicas | ||
| Clasificación estelar | K1III | |
| Masa solar | ~ 2,60 M☉ | |
| Radio | (15,9 R☉) | |
| Magnitud absoluta | +0,35 | |
| Gravedad superficial | 2,31 (log g) | |
| Luminosidad | 85 L☉ | |
| Temperatura superficial | 4632 ± 43 K | |
| Metalicidad | [Fe/H] = -0,15 | |
| Variabilidad | Variable RS Canum Venaticorum | |
| Periodo de oscilación | 17,77 días | |
| Astrometría | ||
| Distancia | 189 años luz (58 pc) | |
| Paralaje | 17,24 ± 0,26 mas | |
| Sistema | ||
| N.º de componentes | 2 | |
| Referencias | ||
| SIMBAD | enlace | |
| Otras designaciones | ||
| 34 Andromedae / HD 4502 / HR 215 / HIP 3693 / SAO 74267 / BD+23 106 / GC 940 | ||
Componentes del sistema
La estrella primaria de Zeta Andromedae es una gigante naranja de tipo espectral K1III. Tiene una temperatura efectiva de 4632 ± 43 K[2] y una luminosidad 85 veces superior a la del Sol.[3] La medida de su diámetro angular por interferometría óptica es de 2,55 ± 0,09 milisegundos de arco, lo que corresponde a un radio 15,9 veces más grande que el radio solar.[4] Su masa puede ser 2,6 veces mayor que la del Sol.[5]
Se piensa que la componente invisible es una enana de tipo G tardío o K.[6] El contenido metálico del sistema es inferior al solar, siendo su índice de metalicidad [Fe/H] = -0,15.[2]
Variabilidad
El período orbital de Zeta Andromedae es de 17,77 días.[7] Constituye una binaria eclipsante en donde, durante el eclipse primario, el brillo de Zeta Andromedae disminuye 0,22 magnitudes; en el secundario, la disminución de brillo es de 0,10 magnitudes.[8]
Además, Zeta Andromedae es una variable RS Canum Venaticorum. En la región ecuatorial de la gigante se han detectado manchas estelares frías, así como la existencia de una capa polar fría. Dado que la primaria llena el 80% del lóbulo de Roche de su acompañante, la gigante no tiene forma esférica, sino elipsoidal. Se estima que la diferencia entre su diámetro mayor y menor es de aproximadamente un 4%.[4]
Referencias
- V* zet And -- Ellipsoidal variable Star (SIMBAD)
- ↑ Wu, Yue; Singh, H. P.; Prugniel, P.; Gupta, R.; Koleva, M. (2011). «Coudé-feed stellar spectral library - atmospheric parameters». Astronomy and Astrophysics 525. A71.
- Massarotti, Alessandro; Latham, David W.; Stefanik, Robert P.; Fogel, Jeffrey (2008). «Rotational and Radial Velocities for a Sample of 761 HIPPARCOS Giants and the Role of Binarity». The Astronomical Journal 135 (1). pp. 209-231.
- ↑ Korhonen, H.; Wittkowski, M.; Kovári, Zs.; Granzer, Th.; Hackman, T.; Strassmeier, K. G. (2010). «Ellipsoidal primary of the RS CVn binary ζ Andromedae . Investigation using high-resolution spectroscopy and optical interferometry». Astronomy and Astrophysics 515. A14.
- Eker, Z.; Ak, N. Filiz; Bilir, S.; Doğru, D.; Tüysüz, M.; Soydugan, E.; Bakış, H.; Uğraş, B.; Soydugan, F.; Erdem, A.; Demircan, O. (2008). «A catalogue of chromospherically active binary stars (third edition)». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (4). pp. 1722-1726.
- Kővári, Zs.; Korhonen, H.; Kriskovics, L.; Vida, K.; Donati, J.-F.; Le Coroller, H.; Monnier, J. D.; Pedretti, E.; Petit, P. (2012). «Measuring differential rotation of the K-giant ζ Andromedae». Astronomy and Astrophysics 539. A50.
- Pourbaix, D.; Tokovinin, A. A.; Batten, A. H.; Fekel, F. C.; Hartkopf, W. I.; Levato, H.; Morrell, N. I.; Torres, G.; Udry, S. (2004). «SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits». Astronomy and Astrophysics 424. pp. 727-732.
- Zasche, P.; Wolf, M.; Hartkopf, W. I.; Svoboda, P.; Uhlař, R.; Liakos, A.; Gazeas, K. (2009). «A Catalog of Visual Double and Multiple Stars With Eclipsing Components». The Astronomical Journal 138 (2). pp. 664-679.