AF Andromedae

AF Andromedae (AF 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. La massa della stella non è stata calcolata esplicitamente, ma si stima sia 50-120 M_☉.^[3]

AF Andromedae
Classe spettrale	WN, O, B, A
Tipo di variabile	LVB
Distanza dal Sole	~2,5 miliardi di anni luce
Costellazione	Andromeda
Coordinate
(all'epoca J2000.0)
Ascensione retta	00h 43m 33.086s[1]
Declinazione	+41° 49′ 10.31″[1]
Dati fisici
Raggio medio	63[2] R⊙
Massa	50-120[3] M⊙
Temperatura superficiale	33 000±3 000 K[4] (media) 7 000[4] (max)
Luminosità	1.500.000[5] L⊙
Dati osservativi
Magnitudine app.	17,325
Nomenclature alternative
AF Andromedae, AF And, HV 4013, 2MASS 00433308+4112103, Var 19

Scoperta

Ne fu scoperta la natura di stella variabile nel 1927, dall'osservatorio dell'Harvard College, con un intervallo di magnitudine fotografica compreso tra 15,3 e 16,5, e venne inizialmente indicata come HV 4013,^[6] per poi diventare AF Andromedae.^[7] Uno studio successivo ne ricostruì la storia tra il 1917 e il 1953, rilevando cinque o sei eruzioni maggiori e due o tre minori.^[8] Altre eruzioni furono osservate nel 1970-74, 1987-92, 1998-2001^[4] e 2017.^[9]

AF And è stata spesso chiamata var 19, dal nome del suo numero in una lista di stelle variabili di Hubble in M31 e M33. È stata identificata come una delle cinque variabili Hubble-Sandage: Var A, Var B, Var C e Var 2 in M33 e Var 19 in M31.^[10][11][8] 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 15,5 e 17,6, con magnitudini visive leggermente superiori.^[10] Il primo spettro dettagliato fu pubblicato nel 1975.^[12]

Spettro di emissione

AF And, durante le fasi esplosive, ha uno spettro di emissione peculiare, molto simile a quello di Eta Carinae, probabilmente a causa di un denso vento stellare.^[12] Quando è quiescente, lo spettro è simile alle stelle post-sequenza principale di tipo O o a quelle di tipo WN.^[13]

In particolare si riscontrano emissioni insolitamente forti nelle righe 250,7 nm del Fe_II^[14] (caratteristica simile a quella riscontrata in Eta Carinae)^[13] e dell'idrogeno, sia consentite che proibite, nonché linee di He_I^[15]più deboli. La variabilità e la mancanza di certe righe di assorbimento sfidano una normale classificazione spettrale, ma è stata ipotizzata una classificazione vicina alla A.^[12]