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，是构成秋季四边形的恒星之一[11][12]。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 [11][13]。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。两颗恒星中较亮的一颗是化学组成很不寻常的汞-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[14][7]，是已知的汞-锰星中最亮的一颗[14]。
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| 观测资料 Epoch J2000.0 (ICRS) Equinox J2000.0 | ||
| 星座 | 仙女座 | |
| 赤经 | 00h 08m 23.2586s[1][2] | |
| 赤纬 | +29° 05′ 25.555″[1][2] | |
| 视星等 (V) | 2.22[3] | 4.21[3] |
| 特征 | ||
| 光谱类型 | B8IVpMnHg[4] | A3V[4] |
| U-B 色指数 | −0.46[5] | |
| B-V 色指数 | −0.11[5] | |
| R-I 色指数 | −0.10[5] | |
| 天体测量 | ||
| 径向速度 (Rv) | −10.6 ± 0.3[6][7] km/s | |
| 自行: | ||
| 赤经 (μα cos δ) | 135.68[1][2] mas/yr | |
| Dec. (μδ) | −162.95[1][2] mas/yr | |
| 视差 (π) | 33.60 ± 0.73[1] mas | |
| 距离 | 97 ± 2 ly (29.8 ± 0.6 pc) | |
| 绝对星等 (MV) | −0.19 ± 0.30[7] | 2.00 ± 0.30[7] |
| Details | ||
| 质量 | 3.60 ± 0.20[7] M☉ | 1.78 ± 0.08[7] M☉ |
| 半径 | 2.7 ± 0.4[7] R☉ | 1.65 ± 0.3[7] R☉ |
| 表面重力 (log g) | 4.15 ± 0.16[7] | 4.28 ± 0.20[7] |
| 光度 (bolometric) | 240 ± 90[7] L☉ | 13 ± 7[7] L☉ |
| 温度 | 13800 ± 125[7] K | 8500 ± 250[7] K |
| 金属量 | [M/H] = 0.2[7] | [M/H] = 0.2[7] |
| 自转 | 2.38195 d[8] | |
| 自转速度 (v sin i) | 52[7]km/s | 110 ± 5[7]km/s |
| 轨道[3] | ||
| 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) (secondary) | 257.4 ± 0.31° | |
| Database references | ||
| SIMBAD | data | |
| 其他名称 | ||
Alpheratz, Sirrah, Sirah, α And, Alpha Andromedae, Alpha And, δ Pegasi，δ Peg, Delta Pegasi, Delta Peg, 21 Andromedae，21 And, H 5 32A，MKT 11，ADS 94 A, BD+28°4, CCDM J00083+2905A, FK5 1, GC 127, HD 358, HIP 677, HR 15, IDS 00032+2832 A, LTT 10039, NLTT 346, PPM 89441, SAO 73765, WDS 00084+2905A/Aa.[1][9][10] | ||
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[15]。在1907年，汉斯·鲁道夫公布了初步的轨道[16]稍后，罗伯特·霍勒斯·贝克公布了更精确的轨道[17]。
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[18]。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暗星的谱线，Jocelyn Tomkin、潘晓沛和James K. McCarthy在1991至1994年的观测在1995年发表 [4]。
这两颗星互绕的公转周期是96.7天[3]。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[4][7]。
在1906年，约瑟夫·诺曼·洛克耶和F. E. Baxandall报告壁宿二的光谱中有异于平常的谱线[19]。 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[20]。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[21]。许多这一类的恒星随后被辨识出属于汞-锰星的成员[22]，是在大气层内含有汞、锰、磷和镓等元素的化学异常星[23], §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[7]。
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[23], §4.[24]。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[23], §4.。
壁宿二曾经被报告为有轻微变化的变星 [25]，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[26]。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奈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[27]。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[8]。
语源学和文化意义
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 [29][30][9]，在艾肯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[28]，虽然看起来在天空中与另外两颗恒星很接近，但在空间中并未在一起[29]。
注解和参考资料
外部链接
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