AM Canum Venaticorum - AM Canum Venaticorum - Wikipedia

Tato část je o binární hvězdě. Třídu binárních hvězd pojmenovanou po ní viz Hvězda AM Canum Venaticorum.
AM Canum Venaticorum
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0 (ICRS )
SouhvězdíHůlky Venatici
Správný vzestup12h 34m 54.60s[1]
Deklinace+37° 37′ 44.1″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)+14.02 (13.7–14.2)[2]
Vlastnosti
Spektrální typDBp[3]
U-B barevný index−1.01[4]
B-V barevný index−0.23[4]
Variabilní typAM CVn[5]
Astrometrie
Správný pohyb (μ) RA: 30.935[6] mas /rok
Prosinec: 12.420[6] mas /rok
Paralaxa (π)3.3512 ± 0.0452[6] mas
Vzdálenost970 ± 10 ly
(298 ± 4 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)4.90+0.37
−0.45[2]
Obíhat[5]
Doba (P)1,028.7322±0,0003 s (17:08.732±0,018 min)
Sklon (i)43±2°
Detaily
WD
Hmotnost0.6[7] M☉
Poloměr0.0137[7] R☉
Teplota100,000[7] K.
dárce
Hmotnost0.1[7] M☉
Jiná označení
EGGR 91, HZ 29, GSC 03018-02523, PG 1232 + 379, WD 1232 + 37, AAVSO  1229+38.
Odkazy na databáze
SIMBADdata

AM Canum Venaticorum (AM CVn) je a nedostatek vodíku kataklyzmatická proměnná binární hvězda v souhvězdí Hůlky Venatici. Je to typová hvězda své třídy proměnných, Hvězdy AM Canum Venaticorum. Systém se skládá z a bílý trpaslík získávání hmoty prostřednictvím akreční disk od polodegenerovaného nebo bílého trpasličího společníka.

Postřehy

Fotoelektrická křivka V pro AM Canum Venaticorum po dobu 330 minut

V letech 1939–40 průzkum slabých bílí trpaslíci bylo provedeno pomocí 18 palců (46 cm) Schmidtův dalekohled na Palomarská observatoř. Část průzkumu byla provedena kolem severní galaktický pól za účelem vyloučení hvězd z hvězdné klasifikace O, B a A, protože tyto hvězdy s vyšší hmotností a kratší životností mají tendenci být soustředěny podél roviny mléčná dráha kde dochází k tvorbě nových hvězd. Z pozorovaných hvězd sestavil seznam slabých modrých hvězd Milton L. Humason a Fritz Zwicky v roce 1947,[8] s jejich modrým odstínem naznačuje relativně vysokou efektivní teplota. Bylo zjištěno, že 29. hvězda na jejich seznamu, HZ 29, je nejpodivnější spektrum ze sady. Zobrazuje nepřítomnost vodíkové potrubí, ale široké, rozptýlené linie neutrálních (ionizovaný ) hélium.[9] To bylo interpretováno jako bílý trpaslík s nedostatkem vodíku. V roce 1962 byla tato hvězda pozorována pomocí fotoelektrický detektor a bylo zjištěno, že se mění v rozsahu po dobu 18 minut. The světelná křivka zobrazené variace a dvojitá sinusoida vzor.[10] Později bylo pozorováno blikající chování, které naznačovalo a hromadný přenos.[2]

Vzdálenost

Vzdálenost AM CVn bylo obtížné určit. Je příliš slabé na to, abychom si jej změřili Hipparcos paralaxa, příliš vzdálená na to, aby spolehlivě přesnou paralaxu určila jinými prostředky, a příliš vzácná na to, aby její parametry byly známy ve srovnání s jinými objekty.

Kalibrace proti ostatním kataklyzmatické proměnné dává vzdálenost 143 ks.[11] Další odhady jeho vzdálenosti, ve srovnání s modely jeho akrečního disku, dávají 288±50 ks a 420±80 ks. Jedno pozemní měření jeho absolutní paralaxy dalo vzdálenost 235 ks. Odvození relativní paralaxy porovnáním s odhadovanými paralaxy tří srovnávacích hvězd pomocí Hubbleův vesmírný dalekohled Senzor jemného navádění dává velmi velkou vzdálenost 606+135
−93 ks.[2]

Gaia Data Release 2 dává paralaxu 3.3512±0.0452 mas, což vede ke vzdálenosti 295±4 ks.[12] Tato hodnota dává systému nižší svítivost a rychlost narůstání, blíže tomu, co by se dalo očekávat u modelů narůstání disků.[13]

Popis

Model vyvinutý k vysvětlení pozorování spočíval v tom, že AM Canum Venaticorum je binární systém skládající se z dvojice bílých trpaslíků na blízké oběžné dráze. Primár je masivnější bílý trpaslík složený z uhlík /kyslík, zatímco sekundární je méně masivní bílý trpaslík vyrobený z hélium, bez vodíku, ale se stopami těžších prvků.[2] Na neočekávaně velkou vzdálenost nalezenou HST by sekundární byl semi-degenerovat předmět jako hvězda subdwarf B..[2]

Gravitační vlnové záření způsobuje ztrátu moment hybnosti na oběžné dráze, což vedlo k přenosu hélia ze sekundárního na primární, když se dva přiblížili.[14] K tomuto přenosu dochází, protože sekundární přetéká jeho Roche lalok - lalok ve tvaru slzy vytvořený gravitační interakcí mezi dvěma hvězdami.[2]

Rychlost přenosu hmoty mezi dvěma hvězdami se odhaduje na asi 7×10−9 sluneční hmoty za rok, což vytváří akreční disk kolem společníka bílého trpaslíka.[5] Energetický výstup z toku hmoty na tento akreční disk je ve skutečnosti hlavním přispěvatelem k vizuální svítivosti tohoto systému; zastínil obě hvězdné komponenty. Teplota tohoto disku je asi 30 000 K.[5]

Vysokorychlostní fotometrie systému ukazuje několik periody variability svítivosti. Hlavní období roku 2006 1,028.73 sekund (17m 8.73s) je oběžná doba páru.[14] Sekundární období 1,051 sekund (17m 31s) se předpokládá, že je způsoben a superhump —Vyvýšený výbuch signálu, ke kterému dochází s periodou o něco delší, než je doba na oběžné dráze. Superhump může být výsledkem prodloužení akrečního disku v kombinaci s precese. Eliptický disk přebírá kolem bílého trpaslíka v časovém intervalu mnohem delším, než je oběžná doba, což způsobí mírnou změnu orientace disku na každé oběžné dráze.[15]

Světlice

Normálně AM CVn vykazuje pouze variace velikosti 0,05. Takové hvězdné systémy AM CVn však jsou nova podobné objekty, o nichž je známo, že náhodně generují intenzivní světlice. AM Canum Venaticorum vykazovalo právě takové šířící se chování během období 1985–1987 dvakrát, přičemž tyto erupce vykazovaly rychlé výkyvy svítivosti. Světlice z roku 1986 způsobila zvýšení velikosti až o Δm = 1.07±0.03 a trvalo 212 sekund. Množství energie uvolněné během této události se odhaduje na 2.7×1036 erg.[16] Tyto záblesky jsou způsobeny zkratkou termonukleární fúze hélia akumulovaného podél vnějšího pláště primárem.[17]

Reference

  1. ^ A b Cutri, R. M .; et al. (Březen 2003), „2MASS All-Sky Catalogue of Point Sources“, Online katalog VizieR: II / 246, 2246, str. 0, Bibcode:2003yCat.2246 ... 0C
  2. ^ A b C d E F G Roelofs, G. H. A .; et al. (Září 2007), „Hubbleův kosmický dalekohled Paralaxy hvězd AM CVn a astrofyzikální důsledky“, Astrofyzikální deník, 666 (2): 1174–1188, arXiv:0705.3855, Bibcode:2007ApJ ... 666.1174R, doi:10.1086/520491, S2CID  18785732
  3. ^ Van Altena, W. F .; Lee, J. T .; Hoffleit, E. D. (1995). "Obecný katalog trigonometrických [hvězdných] paralaxů". Nové nebe. Bibcode:1995gcts.book ..... V.
  4. ^ A b Mermilliod, J.-C. (1986). Msgstr "Kompilace dat Eggenových UBV, transformovaných na UBV (nepublikováno)". Katalog Eggenových UBV dat: 0. Bibcode:1986EgUBV ........ 0M.
  5. ^ A b C d Roelofs, G. H. A .; et al. (Září 2006), „Kinematika ultrakompaktního hélicového akretoru AM Canum Venaticorum“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 371 (3): 1231–1242, arXiv:astro-ph / 0606327, Bibcode:2006MNRAS.371.1231R, doi:10.1111 / j.1365-2966.2006.10718.x, S2CID  15295671
  6. ^ A b C Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Souhrn obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na Vezír.
  7. ^ A b C d Kusterer, D. -J; Nagel, T .; Hartmann, S .; Werner, K .; Feldmeier, A. (2014). „Přenos záření Monte Carlo ve větrech CV disku: Aplikace na prototyp AM CVn“. Astronomie a astrofyzika. 561: A14. Bibcode:2014A & A ... 561A..14K. doi:10.1051/0004-6361/201321438.
  8. ^ Humason, M. L .; Zwicky, F. (leden 1947), „Hledání slabých modrých hvězd“, Astrofyzikální deník, 105: 85, Bibcode:1947ApJ ... 105 ... 85H, doi:10.1086/144884
  9. ^ Greenstein, Jesse L .; Matthews, Mildred S. (červenec 1957), „Studie bílých trpaslíků. I. Široké rysy spektra bílých trpaslíků“, Astrofyzikální deník, 126: 14, Bibcode:1957ApJ ... 126 ... 14G, doi:10.1086/146364
  10. ^ Smak, J. (únor 1967), „18 minut. Varianty světla HZ 29“, Informační bulletin o proměnných hvězdách, 182: 1, Bibcode:1967IBVS..182 .... 1S
  11. ^ Ak, T .; Bilir, S .; Ak, S .; Eker, Z. (2008). "Prostorové rozdělení a parametry galaktického modelu kataklyzmatických proměnných". Nová astronomie. 13 (3): 133–143. arXiv:0708.1053. Bibcode:2008NewA ... 13..133A. doi:10.1016 / j.newast.2007.08.003. S2CID  17804687.
  12. ^ Bailer-Jones, C. A. L .; Rybizki, J .; Fouesneau, M .; Mantelet, G .; Andrae, R. (2018). „Online katalog dat VizieR: Vzdálenosti k 1,33 miliardám hvězd v Gaia DR2 (Bailer-Jones +, 2018)“. Online katalog VizieR. Bibcode:2018yCat.1347 ... 0B.
  13. ^ G. Ramsay; et al. (2018). "Fyzikální vlastnosti hvězd AM CVn: nové poznatky z Gaia DR2". Astronomie a astrofyzika. 620: A141. arXiv:1810.06548. doi:10.1051/0004-6361/201834261. S2CID  76652045.
  14. ^ A b Nelemans, G .; Steeghs, D .; Groot, P. J. (září 2001), „Spektroskopické důkazy o binární povaze AM CVn“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 326 (2): 621–627, arXiv:astro-ph / 0104220, Bibcode:2001MNRAS.326..621N, doi:10.1046 / j.1365-8711.2001.04614.x, S2CID  19290217
  15. ^ Pearson, K. J. (červenec 2007), „Jsou superhumpy dobrým měřítkem hmotnostního poměru pro systémy AM CVn?“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 379 (1): 183–189, arXiv:0705.0141, Bibcode:2007MNRAS.379..183P, doi:10.1111 / j.1365-2966.2007.11932.x, S2CID  2685807
  16. ^ Marar, T. M. K .; et al. (Leden 1988), „Světlice na AM Canum Venaticorum“, Astronomie a astrofyzika, 189 (1–2): 119–123, Bibcode:1988A & A ... 189..119M
  17. ^ Bildsten, Lars; Shen, Ken J .; Weinberg, Nevin N .; Nelemans, Gijs (červen 2007), „Slabé termonukleární supernovy z binárních souborů AM Canum Venaticorum“, Astrofyzikální deník, 662 (2): L95 – L98, arXiv:astro-ph / 0703578, Bibcode:2007ApJ ... 662L..95B, doi:10.1086/519489, S2CID  119369896

externí odkazy

Souřadnice: Mapa oblohy 12h 34m 54.58s, +37° 37′ 43.4″