Симбиотическая переменная типа Z Андромеды

Симбиотические переменные типа Z Андромеды (Z And, ZAND) — тип симбиотических звёзд (которые, в свою очередь, являются одним из видов катаклизмических переменных), состоящих из тесной двойной системы, в которой горячая звезда ионизирует часть протяженной газовой оболочки, и холодного спутника позднего спектрального класса (M, R, N, или S). Комбинированный спектр системы показывает суперпозицию спектральных линий поглощения и излучения вместе с нерегулярной изменчивостью (до 4^m звёздных величин в визуальной области), которые характерны для симбиотических звёзд^[1].

Переменные типа Z Андромеды очень разнородная группа объектов. В Общем каталоге переменных звезд (ОКПЗ), звёзды типа Z Андромеды являются единственной признанной категорией симбиотических звёзд, так что звезда Z Андромеды официально считается не только прототипом звёзд типа Z Андромеды, но и прототипом симбиотических звёзд^[2]. Однако такие звёзды как RR Телескопа, R Водолея, или СН Лебедя имеют уникальные характеристики, которые отличают их в рамках общей симбиотической семьи. В настоящее время известно около 100 переменных типа Z Андромеды^[3].

Странные новоподобные спектральные особенности и изменчивость Z Андромеды были обнаружены в 1901 году Вильяминой Флеминг в обсерватории Гарвардского университета. В спектрах звезд типа Z Андромеды наблюдаются яркие линии водорода, гелия, ионизованного гелия и других атомов с очень высоким потенциалом ионизации. В спектрах многих из этих звезд видны также запрещенные линии, характерные для газовых туманностей^[4]. В основном звёзды этого типа проводят в состоянии покоя большую часть времени, только иногда показывая изменения яркости малой амплитуды полурегулярного типа. Сама Z Андромеды — переменная спектрального типа М, с периодом колебания яркости около 700 дней, и средней величиной около 11^m. Однако на каждом периоде от 10 до 20 лет, Z Андромеды становится очень активной, яркость увеличивается примерно на 3^m. За большими вспышками амплитуды следуют меньшие вспышки с уменьшающейся амплитудой, после чего звезда снова переходит в состояние покоя. Самые яркие зарегистрированные вспышки были в 1939 году, когда видимая звездная величина достигла 7,9 ^m. Во время вспышки, цвет звезды становится более голубым и спектр становится похожим на спектр оболочек горячих, компактных звёзд B-класса. Так называемый Р Cygni профиль (P Cygni profile) показывает сдвиг линий поглощения в фиолетовую часть спектра, что свидетельствует о расширяющейся оболочке. Через некоторое время доминирующий спектр оболочки медленно затухает, звезда становится краснее, Р Cygni профиль исчезает, оболочка рассеивается, и система возвращается к медленным и полурегулярным изменениям яркости, в спектре появляются линии оксида титана, характерные для красных звезд^[1].

Теория звёзд типа Z Андромеды предполагает, что карлик, входящий в систему, наращивает свою массу за счёт звездного ветра, истекающего от красного гиганта. Поскольку система является тесной двойной, то звёздный ветер может быть ключевым компонентом в объяснении и состояния покоя и вспышек. Аккрецирующая материя может создавать аккреционный диск вокруг белого карлика, однако, его существование пока не было подтверждено. Сами системы типа Z Андромеды в настоящее время активно изучаются и имеют много необъяснённых особенностей. Вспышки, вероятно, производятся голубой звездой, но переменность показывает красная звезда. Движением компонентов друг относительно друга и пульсацией их атмосфер можно пытаться объяснить наблюдаемые изменения яркости и спектра, но многие из основных параметров, такие как массы звёзд, взаимное расположение — неизвестны и не позволяют построить полную теоретическую модель системы^[1].