Alfa Andromedae

Alfa Andromedae (kısaca α Andromedae, resmi olarak Alpheratz), Güneş'ten 97 ışık yılı uzaklıkta bulunan ve Beta Andromedae periyodik olarak kararmaya başladığında Andromeda takımyıldızındaki en parlak yıldızdır. Kanatlı At takımyıldızının hemen kuzeydoğusunda yer alır ve Kanatlı At Büyük Kare'sinin sol üstteki yıldızıdır.

+2,06 kadir büyüklüğüyle çıplak gözle tek bir yıldız gibi görünmesine rağmen, aslında yakın yörüngede dönen ikili bir yıldız sistemidir. İki yıldızdan daha parlak olanının kimyasal bileşimi oldukça sıra dışıdır. Atmosferi anormal düzeyde cıva ve manganez ile galyum, ksenon ve diğer elementleri de içeren bilinen en parlak cıva-manganez yıldızıdır.

α Andromedae (Alpha Andromedae olarak Latinceye çevrilmiş) yıldızın Bayer belirtmesidir. Batlamyus, yıldızın (sistemin) Kanatlı At tarafından paylaşıldığını düşünmüş ve Johann Bayer de bu yıldızı her iki takımyıldızda ayrı ayrı Alpha Andromedae (α And) ve Delta Pegasi (δ Peg) olarak belirtmiştir. IAU takımyıldız sınırlarını standartlaştırıp iki yıl sonra 1930'da geniş çapta yayınladığından beri, Pegasi alternatif adı kullanımdan kaldırıldı ve böylece Kanatlı At takımyıldızının dışına çıkmış oldu.

Çoğu Avrupa öğrenim merkezi için yıldızın adı Alpheratz (veya benzer basitleştirilmiş hali olan Alpherat) veya efsanevi tanımın diğer kısmı olan Sirrah olarak bilinirdi.

Bu üç kelimenin de kökeni Arapça bir deyim olan سرة الفرس (serra-el fares) ifadesine dayanır ve "kısrağın/atın göbeği" anlamına gelir. At, Yunanların kanatlı atı Pegasus'tur. Yıldız, neredeyse tüm tasvirlerde Pegasus ve Andromeda'nın ana yıldız deseninin bir parçasıdır. 2016 yılında Uluslararası Astronomi Birliği (International Astronomical Union - IAU), yıldızlar için özel isimleri kataloglamak ve standartlaştırmak amacıyla bir Yıldız İsimleri Çalışma Grubu (Working Group on Star Names - WGSN) oluşturdu. WGSN'nin Temmuz 2016 tarihli ilk bildirisi, Alpheratzın ana yıldız için kullanılacak resmi isim olduğunu onayladı.

Bu yıldız için bazı ortaçağ gökbilimcilerinin kullandığı diğer terimler şunlardır: راس المراة المسلسلة rāsi el-mar'at il-musalsala (zincire vurulmuş kadının başı), el-kaff el-kaḍīb ve kaff el-naṣīr (inançlıların avucu). Zincire vurulmuş kadın, Andromeda'ya gönderme yapmaktadır.

Hindu Ay Takvimi'ne göre bu yıldız, Pegasus'un Büyük Kare'sindeki diğer yıldızlar (α, β ve γ Pegasi) ile birlikte Purva Bhadrapada ve Uttara Bhadrapada nakşatralarını oluşturur.

Çince'de, 壁宿 (Bì Sù) "duvar" anlamına gelir ve α Andromedae ve γ Pegasi'den oluşan bir yıldız desenini ifade eder. Dolayısıyla, α Andromedae'nin Çince adı 壁宿二 (Bì Sù èr), yani "duvarın ikinci yıldızı"dır.

Ayrıca göklerin baş meridyenini işaretleyen "Üç Rehber"den biri olarak bilinir, diğer ikisi Beta Cassiopeiae ve Gama Pegasi'dir. Bu yıldızın etkisi altında doğanların onur ve zenginlikle kutsandığına inanılırdı.

Alfa Andromedae, Kuzey Göksel Yarımkürede yer alan bir yıldızdır. Kısmen kutupsal konumu, bu yıldızın özellikle ılıman kuşakta gökyüzünün yükseklerinde göründüğü zaman kuzey yarımküreden gözlemlenebileceği anlamına gelir. Güney yarımkürede ise, özellikle tropikal kuşağın dışında gözlem olumsuz etkilenir, fakat 60° Güney enleminin kuzeyindeki tüm gözlemciler tarafından görülebilir. +2,06 kadir büyüklüğü, onun orta büyüklükteki şehirlerden dahi kolayca gözlemlenmesine olanak tanır.

Akşam gökyüzünde gözlemlenmesi için en iyi zaman Eylül ile Şubat arasındaki aylardır. Kuzey yarımkürede yıldızın kuzeydeki açısının (deklinasyon) etkisiyle daha uzun bir süre görülebilirken, güney yarımkürede sadece Avustralya'nın ilkbahar ve yaz aylarında gözlemlenebilir.

Bir yıldızın gözlemciden uzaklaşma veya yaklaşma hızı, spektrumunun kırmızıya kayması veya maviye kayması ölçülerek belirlenebilir. Amerikalı gökbilimci Vesto Slipher, 1902'den 1904'e kadar bir dizi ölçüm yaparak α Andromedae'nin dikey hızının periyodik olarak değiştiğini keşfetti. Yaklaşık 100 günlük bir periyotla spektroskopik ikili bir yıldız sisteminde yörüngede olduğu sonucuna vardı. İlk ön-yörünge çalışması Hans Ludendorff tarafından 1907 yılında yayımlandı ve daha sonra Robert Horace Baker tarafından daha kesin bir yörünge çalışması yapıldı.

Sistemin daha soluk yıldızı ilk kez 1988 ve 1989 yıllarında Xiaopei Pan ve ekibi tarafından Amerika Birleşik Devletleri, Kaliforniya'da bulunan Wilson Dağı Gözlemevi'ndeki Mark III Yıldız İnterferometresi kullanılarak interferometrik olarak çözümlendi. Bu çalışma 1992 yılında yayımlandı. İki yıldız arasındaki parlaklık farkından dolayı spektral çizgileri 1990'ların başına kadar gözlemlenemedi. Bu gözlemler, Jocelyn Tomkin, Xiaopei Pan ve James K. McCarthy tarafından 1991 ile 1994 yılları arasında yapıldı ve 1995 yılında yayımlandı.

Artık iki yıldızın birbirinin etrafında 96,7 günlük bir periyotla döndüğü biliniyor. Birincil olarak adlandırılan daha büyük ve parlak yıldız, B8IVpMnHg tayf tipine, yaklaşık 13.800 K yüzey sıcaklığına, 3,6 güneş kütlesine ve tüm dalga boylarında ölçüldüğünde Güneş'in yaklaşık 200 katı aydınlatma gücüne sahiptir. Daha küçük ve soluk olan yoldaş yıldız, ikincil olarak adlandırılır ve yaklaşık 8.500 K yüzey sıcaklığına, 1,8 güneş kütlesine ve yine tüm dalga boylarında ölçüldüğünde Güneş'in yaklaşık 10 katı aydınlatma gücüne sahiptir. Bu, tayf tipi A3V olarak tahmin edilen erken A-tipi bir yıldızdır.

1906 yılında, Norman Lockyer ve F. E. Baxandall, α Andromedae'nin spektrumunda bir dizi olağandışı çizginin olduğunu bildirdi. 1914 yılında Baxandall, olağandışı çizgilerin çoğunun manganezden kaynaklandığını ve benzer çizgilerin μ Leporis'in spektrumunda da bulunduğunu belirtti. 1931 yılında W. W. Morgan, spektrumlarında manganez çizgileri bulunan 12 yıldız daha tanımladı. Bu yıldızların birçoğu daha sonra kimyasal tuhaf yıldızlar sınıfına ait olacak cıva-manganez yıldızları grubunun bir parçası olarak tanımlandı. Bu tip yıldızlar atmosferlerinde cıva, manganez, fosfor ve galyum gibi elementlerin fazlalığına sahiptirler. α Andromedae örneğinde, daha parlak olan birincil yıldız diğer elementlerin yanı sıra ksenon bolluğuna sahip bir cıva-manganez yıldızıdır.

1970 yılında Georges Michaud, bu tür kimyasal tuhaf yıldızların ışınımsal difüzyondan kaynaklandığını öne sürdü. Bu teoriye göre, olağandışı sakin atmosferlere sahip yıldızlarda, bazı elementler kütleçekim kuvveti etkisiyle çökerken, diğerleri radyasyon basıncı tarafından yüzeye itilir. Bu teori, cıva-manganez yıldızları da dahil olmak üzere gözlemlenen birçok kimyasal tuhaflığı başarıyla açıklamıştır.

α Andromedae'nin çok az bir değişkenliğe sahip olduğu bildirilmiş olsa da, 1990 ile 1994 yılları arasındaki gözlemler, parlaklığının 0,01 kadir içinde sabit olduğunu buldu. Bununla birlikte Adelman ve meslektaşları, 1993 ile 1999 yılları arasındaki gözlemlerde keşfettikleri ve 2002'de yayımladıkları gibi, spektrumundaki cıva çizgisinin (398,4 nm) birincil yıldızın dönmesiyle değiştiğini buldular. Bunun nedeni, cıva dağılımının yıldızın atmosferinde homojen olmamasıdır. Gözlemlere Doppler görüntüleme uygulanması, Adelman ve arkadaşlarının cıvanın ekvator yakınlarındaki bulutlarda yoğunlaştığını bulmalarına olanak sağladı. 2007 yılında yayımlanan Doppler görüntüleme çalışmaları, bu bulutların yıldızın yüzeyi üzerinde yavaşça hareket ettiğini gösterdi.

ikili sistemin, 21 Temmuz 1781'de William Herschel tarafından keşfedilen optik görsel yoldaşı vardır. Aitken Çift Yıldız Kataloğu'nda (Aitken Double Star Catalogue) ADS 94 B olarak belirtilen yıldız, görünür büyüklüğü yaklaşık 10,8 kadir olan G-tipi anakol yıldızıdır. Tesadüfi olarak diğer iki yıldıza yakın gibi görünse de Dünya'dan çok daha uzakta bulunur. Gaia tarafından gözlemlenen ıraklık açısı, bu yıldızın 1.300 ışık yılından daha uzakta olduğunu gösterir.