| 词条 | 壁宿二 |
| 释义 | 壁宿二，即仙女座α星（1928年后）或飞马座δ星，其它编号为仙女座 21、HD 235、SAO 73765、HR 15，距离约100光年。 壁宿二信息全天第53亮星，视星等2.06等，绝对星等-0.7等，是颗B9IV型白色亚巨星。壁宿二是颗猎犬座α型变星。亮度变化于2.02等到2.06等之间，变光周期为0.966222日（23时11分21.6秒），变光历元为2441862.126儒略日。 资料星座 仙女座 赤经 00h 08m 23.2586s 赤纬 +29° 05′ 25.555″ 视星等 (V) 2.22 4.21 特征 光谱类型 B8IVpMnHg A3V U-B 色指数 −0.46 B-V 色指数 −0.11 R-I 色指数 −0.10 天体测量 径向速度 (Rv) −10.6 ± 0.3 km/s 自行： 赤经 (μα cos δ) 135.68 mas/yr Dec. (μδ) −162.95 mas/yr 视差 (π) 33.60 ± 0.73 mas 距离 97 ± 2 ly 绝对星等 (MV) −0.19 ± 0.30 2.00 ± 0.30 Details 质量 3.60 ± 0.20 M☉ 1.78 ± 0.08M☉ 半径 2.7 ± 0.4 R☉ 1.65 ± 0.3R☉ 表面重力(log g) 4.15 ± 0.16 4.28 ± 0.20 光度 (bolometric) 240 ± 90 L☉ 13 ± 7 L☉ 温度 13800 ± 125 K 8500 ± 250K 金属量 [M/H] = 0.2 [M/H] = 0.2 自转 2.38195 d 自转速度(v sin i) 52km/s 110 ± 5km/s 轨道 周期 (P) 96.7015 ± 0.0044 days 半长轴 (a) 24.0 ± 0.13 mas 离心率 (e) 0.535 ± 0.0046 倾角 (i) 105.6 ± 0.23° 经度交点 (Ω) 284.4 ± 0.21° 近星点 历元 (T) MJD 47374.563 ± 0.095 近星点引数 (ω) 壁宿二含义壁宿二西名Alpheratz，意思是“连在一起的人头”。在古代星图上，这颗星恰好在公主安杜路墨达的头部，它是飞马座和仙女座所共有，称为飞马座δ，1928年后才划归仙女座。 壁宿二位置壁宿二（Alpha And / α And / α Andromedae）在英文的固有名称是 Alpheratz和Sirrah（与Sirah的拼法相通），是在仙女座中最亮的一颗恒星，位置紧邻在飞马座的东北部，是构成飞马四边形的恒星之一。做为一颗与飞马座相连接的恒星，它也曾经被称为飞马座δ，但这个名称现在已经不再使用了。另一颗有双重名称的恒星是金牛座β。壁宿二与地球相距97光年，虽然以裸眼观看是一颗视星等2.06等的单独恒星，实际上他是一对联星，由轨道距离很近的两颗恒星组成。两颗恒星中较量的一颗是化学组成很不寻常汞锰星，它的大气层中包含异常高浓度的汞、锰和其他元素，包括镓和氙，是已知的汞-锰星中最亮的一颗。 系统一颗恒星的径向速度是接近或远离观测者，可以从光谱的红移或蓝移测量出来。美国天文学家Vesto Slipher在1902至1904年对壁宿二进行一系列的测量，发现了它的径向速度有着周期性的变化。他认为是一对轨道周期大约100天的分光双星[6]。在1907年，汉斯鲁道夫公布了初步的轨道[7]稍后，罗伯特霍勒斯贝克公布了更精确的轨道[8]。 在系统内光度较暗的星在1988和1989年间首度被潘晓沛和它的工作伙伴使用干涉仪发现，他们用的是美国加州威尔逊山天文台的马克III恒星干涉仪，这次工作的结果在1992年发表[9]。因为这两颗恒星光度之间的差异，在1990年之前都未能分辨出案兴的谱线，Jocelyn Tomkin、潘晓沛和James K. McCarthy在1991至1994年的观测在1995年发表 [10]。 这两颗星互绕的公转周期是96.7天[11]。较大、较亮的一颗称为主星，它的光谱类型是B8IVpMnHg，质量大约是3.6太阳质量，表面温度大约是13,800K，在所有波长上测量得到的光度约为太阳的200倍。较小、较暗的伴星称为次星，质量大约是1.8太阳质量，表面温度大约是8,500K，另外全波长的光度约是太阳的10倍。它是一颗早期型的A型星，光谱类型估计为A3V。 化学特性在1906年，Norman Lockyer和F. E. Baxandall报告壁宿二的光谱中有异于平常的谱线[12]。 在1914年，, Baxandall指出这种异常的谱线来自锰，并且在屏一（天兔座μ）也有相似的谱线[13]。在1931年，W. W. 摩根辨识出了另外12颗光谱中有锰谱线的恒星[14]。许多这一类的恒星随后被辨识出属于汞-锰星的成员[15]，是在大气层内含有汞、锰、磷和镓等元素的化学异常星[16], §3.4.。在壁宿二的情况是：在较明亮的主星除了汞-锰星已经提到的元素外，还有过量的氙。Ryabchikova、Malanushenko、和观察到次要恒星的大气层中还有过量的钡，因此建议在分类上应属于金属线星[5]。 在1970年，Georges Michaud建议这些化学异常星是出现辐射性扩散的恒星。依据这样的理论，这些恒星的大气层会异常的宁静，一些元素会因为重力的力量而下沉，而其他一些会被辐射压力推挤至表面。这种理论成功的解释了包括汞-锰星的许多被观察到的化学异常星。 主星的变化壁宿二曾经被报告为有轻微变化的变星 [18]，但是从1990至1994年间的观测发现它的光度非常稳定，变化少于0.01星等[19]。尽管如此，Adelman和他的伙伴在2002年发表了在1993和1999年的观测指出，汞的波长为398.4纳米的谱线会随着主星的自转而变化，而这是因为汞在大气层内的分布是不均匀的。使用多普勒影像的观测让Adelman等人发现云层集中在赤道的附近[20]。在2007年发表对多普勒影像的后续研究，显示这些云彩在恒星的表面缓慢的漂移[21]。 光学伴星这个联星系统是威廉赫歇尔在1781年7月21日发现的目视双星 ，在阿肯特双星目录中的标示为ADS 94 B，它由一颗G-型恒星和一颗视星等大约是10.8等的伴星组成，狻然看起来在天空中与另外两颗恒星很接近，旦再空间中并未在一起 |
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