Omikron Andromedae

ο And befindet sich an der westlichsten Grenze der Andromeda unweit der Grenze des Sternbilds Eidechse. Seine scheinbare Helligkeit schwankt zwischen 3,55^m und 3,78^m.^[2] Nach Parallaxen-Messungen des Weltraumteleskops Gaia ist ο And circa 350 Lichtjahre von der Erde entfernt.^[1] Allerdings ist dieser Wert mit einer großen Messunsicherheit behaftet. Gemäß der von der Vorgängersonde Hipparcos ermittelten Parallaxe von (4,75 ± 0,53) Millibogensekunden wäre die Entfernung des Sterns etwa doppelt so groß, nämlich rund 690 Lichtjahre.^[8]

ο And ist ein Mehrfachstern mit mindestens drei, vielleicht auch vier Komponenten. Im letzteren Fall könnte er aus zwei engen Doppelsternpaaren, die einander in größerer Entfernung umkreisen, bestehen.^[6] Zuerst konnte R. H. Wilson 1949 mit Hilfe eines 0,5-m-Teleskops die beiden weiter voneinander entfernten Komponenten A und B interferometrisch trennen und so die Doppelsternnatur von ο And feststellen. Laut Wilson waren die beiden Komponenten damals weniger als 0,1" voneinander entfernt.^[9] 1975 betrug ihr Winkelabstand 0,375"^[10] und 2014 nur noch 0,21".^[11] Sie umrunden einander mit einer Periode von 118 Jahren auf einer stark elliptischen Bahn (Exzentrizität 0,34). Die große Halbachse beträgt 0,304" und die Inklination 107,4°.^[12] Der Begleiter B ist um 2,3^m lichtschwächer als die Hauptkomponente A.^[5]

1975 entdeckte A. Blazit mittels Speckle-Interferometrie mit dem 4-m-Teleskop des Kitt-Peak-Nationalobservatoriums einen dritten Begleiter, der damals nur 0,05" von der Komponente A entfernt war.^[5] Diese beiden als Aa und Ab bezeichneten Komponenten umlaufen einander alle 5,6 Jahre auf einem elliptischen Orbit (Exzentrizität 0,22).^[13] Allerdings wird mittlerweile die Existenz dieses Begleiters Ab bezweifelt.^[14] Dafür bestätigte sich 1988 die Existenz einer vierten Komponente definitiv mit Hilfe eines 0,42-m-Teleskops im Rahmen einer von der University of British Columbia unternommenen Suche nach spektroskopischen Doppelsternen.^[10] Das Forscherteam um G. M. Hill stellte hierbei eine Umlaufperiode dieses vierten Begleiters von 33,01 Tagen fest, und seine Vermutung, dass die Komponente B der enge spektroskopische Doppelstern ist, wurde später sicher bewiesen.^[13]

Bezüglich seiner Eigenschaft als Veränderlicher Stern gehört ο And zur Klasse der Gamma-Cassiopeiae-Sterne. Seine Helligkeit schwankt irregulär zwischen 3,55.^m und 3,78^m Die Variabilität geht dabei von der hellsten und massereichsten Komponente Aa des Mehrfachstern-Systems aus.^[2] Diese ist ein Riesenstern der Spektralklasse B6 mit einer effektiven Temperatur der äußeren Atmosphäre von etwa 13800 Kelvin. Es handelt sich um einen schnell rotierenden Be-Stern, dessen Spektrum Emissionslinien mit ausgeprägt veränderlicher Stärke zeigt. Außerdem finden sich Spektrallinien, die von einem A2p-Stern stammen, der wohl mit der Komponente B des -Systems identisch ist.^[5] Ferner zeigt ο And noch eine weitere Form von Helligkeitsschwankungen mit einer Periode von ungefähr einem Tag, die der Variabilität von Beta-Lyrae-Sternen ähneln. Diese Veränderlichkeit dürfte aber nicht durch die Bedeckung eines Sterns des Systems durch einen der anderen herbeigeführt werden, sondern von einer einzelnen Komponente stammen.^[15]

• Omi And von Jim Kaler, Stars
• Omi. And. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 11. August 2022.