壁宿二信息
全天第53亮星，視星等2.06等，絕對星等-0.7等，是顆B9IV型白色亞巨星。壁宿二是顆獵犬座α型變星。亮度變化於2.02等到2.06等之間，變光周期為0.966222日（23時11分21.6秒），變光曆元為2441862.126儒略日。資料
| 星座 | 仙女座 | |
| 赤經 | 00h 08m 23.2586s | |
| 赤緯 | +29° 05′ 25.555″ | |
| 視星等 (V) | 2.22 | 4.21 |
| 特徵 | ||
| 光譜類型 | B8IVpMnHg | A3V |
| U-B 色指數 | −0.46 | |
| B-V 色指數 | −0.11 | |
| R-I 色指數 | −0.10 | |
| 天體測量 | ||
| 徑向速度 (Rv) | −10.6 ± 0.3 km/s | |
| 自行： | | |
| 赤經 (μα cos δ) | 135.68 mas/yr | |
| Dec. (μδ) | −162.95 mas/yr | |
| 視差 (π) | 33.60 ± 0.73 mas | |
| 距離 | 97 ± 2 ly (29.8 ± 0.6 pc) | |
| 絕對星等 (MV) | −0.19 ± 0.30 | 2.00 ± 0.30 |
| Details | ||
| 質量 | 3.60 ± 0.20 M☉ | 1.78 ± 0.08M☉ |
| 半徑 | 2.7 ± 0.4 R☉ | 1.65 ± 0.3R☉ |
| 表面重力(log g) | 4.15 ± 0.16 | 4.28 ± 0.20 |
| 光度 (bolometric) | 240 ± 90 L☉ | 13 ± 7 L☉ |
| 溫度 | 13800 ± 125 K | 8500 ± 250K |
| 金屬量 | [M/H] = 0.2 | [M/H] = 0.2 |
| 自轉 | 2.38195 d | |
| 自轉速度(v sin i) | 52km/s | 110 ± 5km/s |
| 軌道 | ||
| 周期 (P) | 96.7015 ± 0.0044 days | |
| 半長軸 (a) | 24.0 ± 0.13 mas | |
| 離心率 (e) | 0.535 ± 0.0046 | |
| 傾角 (i) | 105.6 ± 0.23° | |
| 經度交點 (Ω) | 284.4 ± 0.21° | |
| 近星點 曆元 (T) | MJD 47374.563 ± 0.095 | |
| 近星點引數 (ω) (secondary) | 257.4 ± |
壁宿二含義
壁宿二西名Alpheratz，意思是“連在一起的人頭”。在古代星圖上，這顆星恰好在公主安杜路墨達的頭部，它是飛馬座和仙女座所共有，稱為飛馬座δ，1928年後才劃歸仙女座。壁宿二位置
壁宿二（Alpha And / α And / α Andromedae）在英文的固有名稱是 Alpheratz和Sirrah（與Sirah的拼法相通），是在仙女座中最亮的一顆恆星，位置緊鄰在飛馬座的東北部，是構成飛馬四邊形的恆星之一。做為一顆與飛馬座相連線的恆星，它也曾經被稱為飛馬座δ，但這個名稱現在已經不再使用了。另一顆有雙重名稱的恆星是金牛座β。壁宿二與地球相距97光年，雖然以裸眼觀看是一顆視星等2.06等的單獨恆星，實際上他是一對聯星，由軌道距離很近的兩顆恆星組成。兩顆恆星中較量的一顆是化學組成很不尋常汞錳星，它的大氣層中包含異常高濃度的汞、錳和其他元素，包括鎵和氙，是已知的汞-錳星中最亮的一顆。系統
一顆恆星的徑向速度是接近或遠離觀測者，可以從光譜的紅移或藍移測量出來。美國天文學家Vesto Slipher在1902至1904年對壁宿二進行一系列的測量，發現了它的徑向速度有著周期性的變化。他認為是一對軌道周期大約100天的分光雙星[6]。在1907年，漢斯魯道夫公布了初步的軌道[7]稍後，羅伯特霍勒斯貝克公布了更精確的軌道[8]。在系統內光度較暗的星在1988和1989年間首度被潘曉沛和它的工作夥伴使用干涉儀發現，他們用的是美國加州威爾遜山天文台的馬克III恆星干涉儀，這次工作的結果在1992年發表[9]。因為這兩顆恆星光度之間的差異，在1990年之前都未能分辨出案興的譜線，Jocelyn Tomkin、潘曉沛和James K. McCarthy在1991至1994年的觀測在1995年發表 [10]。
這兩顆星互繞的公轉周期是96.7天[11]。較大、較亮的一顆稱為主星，它的光譜類型是B8IVpMnHg，質量大約是3.6太陽質量，表面溫度大約是13,800K，在所有波長上測量得到的光度約為太陽的200倍。較小、較暗的伴星稱為次星，質量大約是1.8太陽質量，表面溫度大約是8,500K，另外全波長的光度約是太陽的10倍。它是一顆早期型的A型星，光譜類型估計為A3V。
化學特性
在1906年，Norman Lockyer和F. E. Baxandall報告壁宿二的光譜中有異於平常的譜線[12]。 在1914年，, Baxandall指出這種異常的譜線來自錳，並且在屏一（天兔座μ）也有相似的譜線[13]。在1931年，W. W. 摩根辨識出了另外12顆光譜中有錳譜線的恆星[14]。許多這一類的恆星隨後被辨識出屬於汞-錳星的成員[15]，是在大氣層內含有汞、錳、磷和鎵等元素的化學異常星[16], §3.4.。在壁宿二的情況是：在較明亮的主星除了汞-錳星已經提到的元素外，還有過量的氙。Ryabchikova、Malanushenko、和觀察到次要恆星的大氣層中還有過量的鋇，因此建議在分類上應屬於金屬線星[5]。在1970年，Georges Michaud建議這些化學異常星是出現輻射性擴散的恆星。依據這樣的理論，這些恆星的大氣層會異常的寧靜，一些元素會因為重力的力量而下沉，而其他一些會被輻射壓力推擠至表面。這種理論成功的解釋了包括汞-錳星的許多被觀察到的化學異常星。
主星的變化
壁宿二曾經被報告為有輕微變化的變星 [18]，但是從1990至1994年間的觀測發現它的光度非常穩定，變化少於0.01星等[19]。儘管如此，Adelman和他的夥伴在2002年發表了在1993和1999年的觀測指出，汞的波長為398.4納米的譜線會隨著主星的自轉而變化，而這是因為汞在大氣層內的分布是不均勻的。使用都卜勒影像的觀測讓Adelman等人發現雲層集中在赤道的附近[20]。在2007年發表對都卜勒影像的後續研究，顯示這些雲彩在恆星的表面緩慢的漂移[21]。光學伴星
這個聯星系統是威廉赫歇爾在1781年7月21日發現的目視雙星 ，在阿肯特雙星目錄中的標示為ADS 94 B，它由一顆G-型恆星和一顆視星等大約是10.8等的伴星組成，狻然看起來在天空中與另外兩顆恆星很接近，旦再空間中並未在一起夜空中最亮的恆星
| 亮星之所以亮是因為它們的光度較高且/或離地球距離較近。以下是101顆在可見光波段從地球看起來最明亮的獨立的恆星列表。由於隨著視星等的增加，可觀測恆星的數目將大大增加，因此此處只列出前100顆（不包括太陽）。實際上，整個天空亮過視星等+11的恆星幾乎都記錄在案了，對更暗天體的探索也在持續之中。 |
