AM Canum Venaticorum
|
Observationsdata Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS ) |
|
|---|---|
| Konstellation | Canes Venatici |
| Rätt uppstigning | 12 h 34 m 54,60 s |
| Deklination | +37° 37′ 44,1″ |
| Skenbar magnitud (V) | +14,02 (13,7–14,2) |
| Egenskaper | |
| Spektral typ | DBp |
| U−B färgindex | −1.01 |
| B−V färgindex | −0,23 |
| Variabel typ | AM CVn |
| Astrometri | |
| Korrekt rörelse (μ) | RA: 30.935 mas / år december: 12.420 mas / år |
| Parallax (π) | 3,3512 ± 0,0452 mas |
| Distans | 970 ± 10 ly (298 ± 4 st ) |
| Absolut magnitud ( MV ) |
4,90 +0,37 −0,45 |
| Bana | |
| Period (P) | 1 028,7322 ± 0,0003 s (17: 08,732 ± 0,018 min ) |
| Lutning (i) | 43 ± 2 ° |
| Detaljer | |
| WD | |
| Massa | 0,6 M ☉ |
| Radie | 0,0137 R ☉ |
| Temperatur | 100 000 K |
| givare | |
| Massa | 0,1 M ☉ |
| Övriga beteckningar | |
| Databasreferenser | |
| SIMBAD | data |
AM Canum Venaticorum (AM CVn) är en vätebrist, kataklysmisk variabel dubbelstjärna i stjärnbilden Canes Venatici . Det är typstjärnan i sin klass av variabler, AM Canum Venaticorum-stjärnorna . Systemet består av att en vit dvärg får materia via en ansamlingsskiva från en halvdegenererad eller vit dvärgkompis.
Observationer
genomfördes en undersökning av svaga vita dvärgar med ett 18-tums (46 cm) Schmidt-teleskop vid Palomar-observatoriet . En del av undersökningen gjordes runt den norra galaktiska polen för att utesluta stjärnor av stjärnklassificeringarna O, B och A, eftersom dessa stjärnor med högre massa och kortare livslängd tenderar att koncentreras längs Vintergatans plan där ny stjärnbildning inträffar. Av de observerade stjärnorna konstruerade Milton L. Humason och Fritz Zwicky en lista över svaga blå stjärnor 1947, med deras blå nyans som tyder på en relativt hög effektiv temperatur . Den 29:e stjärnan på deras lista, HZ 29, visade sig ha det mest märkliga spektrumet av setet. Den visade en frånvaro av vätelinjer , men breda, diffusa linjer av neutralt (icke- joniserat ) helium. Detta tolkades som en vätebrist vit dvärg. 1962 observerades denna stjärna med en fotoelektrisk detektor och visade sig variera i magnitud under en period av 18 minuter. Variationens ljuskurva visade ett dubbelt sinusmönster . Senare observerades ett flimrande beteende, vilket antydde en massöverföring .
Distans
Avståndet till AM CVn har varit svårt att fastställa. Det är för svagt för att ha en uppmätt Hipparcos -parallax, för avlägset för att ha en tillförlitlig exakt parallax bestämd på andra sätt, och för sällsynt för att få dess parametrar kända genom jämförelse med andra objekt.
Kalibrering mot andra kataklysmiska variabler ger ett avstånd på 143 st . Andra uppskattningar av dess avstånd, i jämförelse med modeller av dess accretion disk, ger 288 ± 50 st och 420 ± 80 st . En markbaserad mätning av dess absoluta parallax gav ett avstånd på 235 pc . Härledning av en relativ parallax, i jämförelse med de uppskattade parallaxerna för tre jämförelsestjärnor, med hjälp av Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor ger ett mycket stort avstånd på 606
+135 −93 pc .
Gaia Data Release 2 ger en parallax på 3,3512 ± 0,0452 mas , vilket leder till ett avstånd på 295 ± 4 st . Detta värde ger systemet en lägre ljusstyrka och ackretionshastighet, närmare vad som kan förväntas av ackretionsskivor.
Beskrivning
Modellen som utvecklades för att förklara observationerna var att AM Canum Venaticorum är ett binärt system som består av ett par vita dvärgar i en nära omloppsbana. Den primära är en mer massiv vit dvärg som består av kol / syre , medan den sekundära är en mindre massiv vit dvärg gjord av helium , utan väte utan spår av tyngre grundämnen. På det oväntat stora avståndet som hittats av HST, skulle sekundären vara ett halvdegenererat föremål som subdvärg B-stjärna .
Gravitationsvågstrålning orsakar en förlust av rörelsemängd i omloppsbanan, vilket leder till överföring av helium från sekundär till primär när de två närmar sig. Denna överföring sker eftersom sekundären svämmar över sin Roche-lob — en droppformad lob som skapas av gravitationssamverkan mellan de två stjärnorna.
Massöverföringshastigheten mellan de två stjärnorna uppskattas till cirka 7 × 10 −9 solmassor per år, vilket skapar en ansamlingsskiva runt den vita dvärgen. Energin som utmatas från massflödet till denna accretionskiva är faktiskt den primära bidragsgivaren till den visuella ljusstyrkan hos detta system; överglänser båda stjärnkomponenterna. Temperaturen på denna skiva är cirka 30 000 K.
Höghastighetsfotometri av systemet visar flera perioder av variation i ljusstyrkan. Huvudperioden på 1 028,73 sekunder (17 m 8,73 s ) är parets omloppsperiod. En sekundär period på 1 051 sekunder (17 m 31 s ) tros vara orsakad av en superhump — ett förhöjt utbrott i signalen som inträffar med en period som är något längre än omloppsperioden. Superhumpen kan vara resultatet av en förlängning av accretionskivan i kombination med precession . Den elliptiska skivan precesserar kring den vita dvärgen under ett tidsintervall som är mycket längre än omloppsperioden, vilket orsakar en liten förändring i skivans orientering över varje bana.
Blossar
Normalt uppvisar AM CVn endast storleksvariationer på 0,05. Emellertid är AM CVn-stjärnsystem som detta novaliknande objekt som är kända för att slumpmässigt generera intensiva flare i ljusstyrka. AM Canum Venaticorum uppvisade just ett sådant blossande beteende två gånger under perioden 1985–1987, med dessa bloss som visade snabba fluktuationer i ljusstyrka. En flare från 1986 orsakade en ökning i magnitud på upp till Δm = 1,07 ± 0,03 och varade i 212 sekunder. Mängden energi som frigörs under denna händelse uppskattas till 2,7 × 10 36 erg . Dessa blixtar orsakas av den korta termonukleära fusionen av helium som ackumuleras längs ett yttre skal av den primära.
externa länkar
- En rundtur i AM CVn ( video från Chandra X-ray Observatory)
