WikiSort.ru - Космос

ПОИСК ПО САЙТУ | о проекте
Эта статья — о двойной звезде. О классе двойных звёзд см. звёзды типа AM Гончих Псов.
AM Гончих Псов
Двойная звезда
Положение звезды в созвездии
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Катаклизмическая переменная
Прямое восхождение 12ч 34м 54.60с[1]
Склонение +37° 37′ 44.1″[1]
Расстояние 1976++440
−-300
Видимая звёздная величина (V) Vmax = +14.02m, Vmin = +13.7m, P = +0.28 д[2]
Созвездие Гончие Псы
Астрометрия
Собственное движение (μ) RA: 36.6[3] mas в год
Dec: 25.5[3] mas в год
Параллакс (π) 1.65 ± 0.30[2] mas
Характеристики
Спектральный класс DBp[4]
Показатель цвета (B − V) −0.23[5]
Показатель цвета (U − B) −1.01[5]
Переменность AM CVn[6]
Элементы орбиты
Период (P) 1,028.7322±0.0003 с. (17:08.732±0.018 мин) [6] лет
Наклонение (i) 43±2° [6]°v
Другие обозначения
AM CVn, EGGR 91, HZ 29, GSC 03018-02523, PG 1232+379, WD 1232+37, AAVSO 1229+38.
Информация в базах данных
SIMBAD данные
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Информация в Викиданных ?

AM Гончих Псов (AM Canum Venaticorum, AM CVn) является катаклизмической переменной двойной звездой в созвездии Гончих Псов. Она стала прародителем целого класса переменных звезд. На основе измерений параллакса с помощью космического телескопа Хаббла, можно вычислить, что система находится на расстоянии около 2000  световых лет (610  парсек) от Земли, что она имеет собственное движение 34,25 ± 0,88 mas•год−1 при позиционном угле 67,0 ± 1,7 [2].

В 1939-1940 годах проходили исследования, слабых белых карликов с использованием 18-дюймового (46 см) телескопа Шмидта в Паломарской обсерватории. Часть исследований была сделана вокруг северного полюса галактики, чтобы исключить звезды спектральных классов O, B и A, так как эти массивные короткоживущие звезды, как правило, сосредоточены вдоль плоскости Млечного Пути, где имеет место процесс звездообразования.

В 1947 году для наблюдаемых объектов, Милтоном Л. Хьюмасоном и Фрицем Цвики был построен список слабых голубых звезд [7]. Их синий оттенок указывает на относительно высокую эффективную температуру. 29 звезда в их списке (HZ 29), имела наиболее специфический спектр из множества. Он показывает отсутствие линий водорода в спектре, но зато широкие, диффузные линии нейтрального (неионизированной) гелия [8]. Так были найдены бедные водородом белые карлики. В 1962 году, эта звезда наблюдалась фотоэлектрическим детектором и было обнаружено, что светимость меняется по величине с периодом 18 минут. Кривая блеска показывала вариации, которые отображается двойной синусоидой[9]. В дальнейшем, наблюдалось мерцание, которое заставляло предложить массоперенос в системе [2].

Кривая блеска AM Гончих Псов с 330-минутным периодом

Модель, разработанная для объяснения наблюдений, заключалась в том, что AM Гончих Псов представляет собой двойную систему, состоящую из пары белых карликов на очень тесной орбите. Основным является более массивный белый карлик, состоящий из углерода/кислорода, в то время как вторичным является менее массивный белый карлик из гелия, без водорода, но со следами тяжелых элементов [2]. (В некоторых переменных типа AM Гончих Псов, вторичным может быть полу-вырожденный объект, такой как субкарлик спектрального класса B вместо гелиевого белого карлика) . Система излучает гравитационные волны во время вращения, которые уменьшают тензор напряжений энергии-импульса (англ.)русск., вызывая уменьшение орбиты[10][11]. Эта передача происходит потому, что вторичная звезда переполняет полость Роша, созданную за счет гравитационного взаимодействия между двумя звездами [2].

Скорость массообмена между белыми карликами оценивается как примерно 7⋅10-9 солнечных масс в год, что приводит к созданию аккреционного диска вокруг белого карлика [6]. Выход энергии из потока массы на этот аккреционный диск вносит основной вклад в визуальную светимость всей системы; диск затмевает оба белых карлика. Температура этого диска составляет около 30 000 К[6].

Высокоскоростная фотометрия системы показывает несколько периодов изменений в светимости переменной. Основной период 1,028.73 секунд (17мин. 8.73с) является орбитальным периодом пары[12]. Вторичный период 1,051 секунд (17мин 31с), как полагают, вызван супергорбами (superhump) на кривой блеска, который имеет период немного длиннее, чем орбитальный период. Супергорбы могут быть результатом относительного удлинения аккреционного диска в сочетании с прецессией. Эллиптический по форме диск прецессирует вокруг белого карлика в течение интервала времени, немного дольше, чем орбитальный период, в результате чего возникает небольшое изменение в ориентации диска по каждому элементу орбиты [13].

Обычно эта звездная система проявляет только вариации светимости величиной 0,05m. Однако звездные системы AM Гончих Псов, также являются новоподобными объектами, которые, способны случайным образом генерировать интенсивные вспышки. AM Гончих Псов демонстрировала такое поведение два раза в период с 1985 по 1987 годы. В 1986 вспышка вызвала увеличение светимости на Δm=1,07 ± 0,03m и длилась 212 сек. Количество энергии, выделяемой во время этого события оценивается как 2,7⋅1036  Эрг.[14]. Эти вспышки вызваны кратковременным термоядерным синтезом гелия, который накапливается вдоль внешней оболочки первичной звезды[15].

Ссылки

Координаты: 12ч 34м 54.58с, +37° 37′ 43.4″

Примечания

  1. 1 2 Cutri, R. M.; Skrutskie, M. F.; van Dyk, S. & Beichman, C. A. (March 2003), 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources, vol. 2246, с. 0
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 Roelofs, G. H. A.; Groot, P. J.; Benedict, G. F. & McArthur, B. E. (September 2007), "Hubble Space Telescope Parallaxes of AM CVn Stars and Astrophysical Consequences", The Astrophysical Journal Т. 666 (2): 1174–1188, DOI 10.1086/520491
  3. 1 2 Mickaelian, A. M.; Sinamyan, P. K. (2010). “Proper motions and natures of First Byurakan Survey blue stellar objects”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 407: 681. Bibcode:2010MNRAS.407..681M. DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.16959.x.
  4. ↑ Van Altena, W. F.; Lee, J. T.; Hoffleit, E. D. (1995). “The general catalogue of trigonometric [stellar] parallaxes”. New Haven. Bibcode:1995GCTP..C......0V.
  5. 1 2 Mermilliod, J.-C. (1986). “Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished)”. Catalogue of Eggen's UBV data: 0. Bibcode:1986EgUBV........0M.
  6. 1 2 3 4 5 Roelofs, G. H. A.; Groot, P. J.; Nelemans, G. & Marsh, T. R. (September 2006), "Kinematics of the ultracompact helium accretor AM Canum Venaticorum", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Т. 371 (3): 1231–1242, DOI 10.1111/j.1365-2966.2006.10718.x
  7. ↑ Humason, M. L. & Zwicky, F. (January 1947), "A Search for Faint Blue Stars", Astrophysical Journal Т. 105: 85, DOI 10.1086/144884
  8. ↑ Greenstein, Jesse L. & Matthews, Mildred S. (July 1957), "Studies of the White Dwarfs. I. Broad Features in White Dwarf Spectra", Astrophysical Journal Т. 126: 14, DOI 10.1086/146364
  9. ↑ Smak, J. (February 1967), "18-min. Light-Variations of HZ 29", Information Bulletin on Variable Stars Т. 182: 1
  10. ↑ Peters, P.. Gravitational Radiation from Point Masses in a Keplerian Orbit (1963), стр. 435–440.
  11. ↑ Peters, P.. Gravitational Radiation and the Motion of Two Point Masses (1964), стр. B1224–B1232.
  12. ↑ Nelemans, G.; Steeghs, D. & Groot, P. J. (September 2001), "Spectroscopic evidence for the binary nature of AM CVn", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Т. 326 (2): 621–627, DOI 10.1046/j.1365-8711.2001.04614.x
  13. ↑ Pearson, K. J. (July 2007), "Are superhumps good measures of the mass ratio for AM CVn systems?", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Т. 379 (1): 183–189, DOI 10.1111/j.1365-2966.2007.11932.x
  14. ↑ Marar, T. M. K.; Padmini, V. N.; Seetha, S. & Narayanan Kutty, K. R. (January 1988), "Flares on AM Canum Venaticorum", Astronomy and Astrophysics Т. 189 (1–2): 119–123
  15. ↑ Bildsten, Lars; Shen, Ken J.; Weinberg, Nevin N. & Nelemans, Gijs (June 2007), "Faint Thermonuclear Supernovae from AM Canum Venaticorum Binaries", The Astrophysical Journal Т. 662 (2): L95–L98, DOI 10.1086/519489

Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".

Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.

Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .



Текст в блоке "Читать" взят с сайта "Википедия" и доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия.

Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.ru внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.

2019-2024
WikiSort.ru - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии