AE Andromedae

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.

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	50-120[3] M⊙
Temperatura superficiale	20 000[4] (media)
Luminosità	450 000-700 000[2] L⊙
Dati osservativi
Magnitudine app.	17.0[5] (min) 17,426 17.9[5] (max)
Magnitudine ass.	7
Nomenclature alternative
AE And, HV 4476, 2MASS 00430251+4149121

Scoperta

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

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 Fe_II (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 He_I e N_II 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

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]