AO Serpentis upptäcktes av C. Hoffmeister för att vara en förmörkande dubbelstjärna av Algol-typ 1935.[7] Följande år rapporterade P. Guthnick och R. Prager en magnitudvariation mellan 10,5 och 12,0.[8] År 2004 fastställde S.-L. Kim et al. att en av komponenterna pulserar med en kort period.[9] Observatörer av variabla stjärnor har registrerar en toppmagnitud på 10,7, sjunkande till 12,0 under primärstjärnans förmörkelse och 10,8 vid följeslagarens förmörkelse.[10]
Egenskaper
Primärstjärnan AO Serpentis A är en vit till blå stjärna i huvudserien av spektralklass A2.[3] Den har en massa som är lika med ca 2,6[4]solmassor, en radie som är ca 1,6[4]solradie och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca 14,5 gånger solen[4] vid en effektiv temperatur av ca 8 800 K.[4]
Ljuskurva i synliga bandet från för AO Serpentis, plottad från ASAS-SN-data.[11]
Följeslagaren AO Serpentis B är en gul till vit stjärna, som har en massa som är lika med ca 0,5[4] solmassa, en radie som är ca 1,4[4] solradie och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca 0,93 gånger solen[4] vid en effektiv temperatur av ca 4 800 K.[4]
AO Serpentis är en halvt fristående dubbelstjärna där följeslagaren helt fyller sin Roche-lob medan den primärstjärnan är 61 procent full. Den har en omloppsperiod på 21,1 timmar och en halv storaxel på bara 5,6 gånger solens radie. Omloppsplanet lutar med en vinkel på 90° mot siktlinjen från jorden, vilket gör att följeslagaren förmörkas helt en gång per omlopp.[4] Omloppsperioden visar långsiktiga cykliska variationer, som ändras med upp till 0,0051 dygn per 17,32 år. Detta kan bero på magnetiska aktivitetscykler eller påverkan av en tredje kropp. Omloppsperioden som helhet minskar gradvis med en hastighet av (−5,39 ± 0,03)×10−7 dygn per år på grund av förlust av massa och rörelsemängd av systemet.[3]
Komponenternas fysikaliska egenskaper kan förklaras av en massöverföring. Vid någon tidpunkt i det förflutna strömmade massa från den (vid tiden) mer massiva och utvecklade följeslagaren. Detta har gjort primärstjärnan till en huvudseriestjärna av spektraltyp A medan följeslagaren är mindre massiv men alltför stor. Den hetare primärstjärnan är en Delta Scuti-variabel som har radiell pulsering med en dominant frekvens på 21,852 per dygn och en sekundärfrekvens på 23,484 per dygn.[4]
^ [abcdef] Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300. (Erratum: doi:10.1051/0004-6361/202039657e). Gaia EDR3 record for this source at VizieR.
^ [abc] Høg, E.; et al. (2000), "The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars", Astronomy and Astrophysics, 355: L27, Bibcode:2000A&A...355L..27H, doi:10.1888/0333750888/2862, ISBN 978-0333750889.
^ [abc] Yang, Y. -G.; et al. (April 2010), "Photometric Properties for Selected Algol-type Binaries. II. AO Serpentis and V338 Herculis", The Astronomical Journal, 139 (4): 1360–1368, Bibcode:2010AJ....139.1360Y, doi:10.1088/0004-6256/139/4/1360, S2CID 122306646.
^ [abcdefghijklmnop] Park, Jang-Ho; et al. (December 2020), "Physical Nature of the Eclipsing δ Scuti Star AO Serpentis", The Astronomical Journal, 160 (6): 9, arXiv:2010.02441, Bibcode:2020AJ....160..247P, doi:10.3847/1538-3881/abbef4, S2CID 222141749, 247.
^Guthnick, P.; Prager, R. (October 1936), "Benennung von veränderlichen Sternen", Astronomische Nachrichten, 260 (22): 393, Bibcode:1936AN....260..393G, doi:10.1002/asna.19362602202.
^Kim, S. -L.; et al. (June 2004), "Discovery of a short-periodic pulsating component in the Algol-type eclipsing binary system AO Ser", Information Bulletin on Variable Stars, 5538: 1, Bibcode:2004IBVS.5538....1K.
^Samus', N. N; et al. (2017), "General catalogue of variable stars", Astronomy Reports, GCVS 5.1, 61 (1): 80, Bibcode:2017ARep...61...80S, doi:10.1134/S1063772917010085, S2CID 125853869.
