Войти
| Данные наблюдений Epoch J2000.0 Равноденствие J2000.0 (ICRS ) | |
|---|---|
| Созвездие | Canes Venatici |
| Прямое восхождение | 12 34 54,60 |
| Склонение | + 37 ° 37 ′ 44,1 ″ |
| Видимая звездная величина (V) | +14,02 (13,7–14,2) |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | DBp |
| U − B цвет индекс | -1,01 |
| B-V индекс цвета | -0,23 |
| Тип переменной | AM CVn |
| Астрометрия | |
| Правильное движение (μ) | RA:30.935mas /yr Dec.:12.420mas /yr |
| Параллакс (π) | 3,3512 ± 0,0452 mas |
| Расстояние | 970 ± 10 ly (298 ± 4 pc ) |
| Абсолютная звездная величина (MV) | 4,90 + 0,37 -0,45 |
| Орбита | |
| Период (P) | 1,028,7322 ± 0,0003 с (17: 08,732 ± 0,018 мин) |
| Наклон (i) | 43 ± 2 ° |
| Подробности | |
| WD | |
| Масса | 0,6 M☉ |
| Радиус | 0,0137 R☉ |
| Температура | 100000 K |
| донор | |
| Масса | 0,1 M☉ |
| Другие обозначения | |
| EGGR 91, HZ 29, GSC 03018-02523, PG 1232 + 379, WD 1232 + 37, AAVSO 1229 + 38. | |
| Ссылки на базу данных | |
| SIMBAD | данные |
AM Canum Venaticorum(AM CVn) - водорододефицитная катаклизмическая переменная двойная звезда в созвездии Canes Venatici. Это типовая звезда своего класса переменных, звезд AM Canum Venaticorum. Система состоит из белого карлика, получающего материю через аккреционный диск от полувырожденного компаньона или белого карлика.
В 1939–40 гг. с помощью 18-дюймового (46 см) телескопа Шмидта на была проведена съемка слабых белых карликов. Паломарская обсерватория. Часть обзора была проведена вокруг северного галактического полюса, чтобы исключить звезды звездных классификаций O, B и A, поскольку эти более массивные и короткоживущие звезды имеют тенденцию быть сосредоточены вдоль плоскости Млечного Пути, где происходит новое звездообразование. Из наблюдаемых звезд Милтоном Л. Хьюмасоном и Фрицем Цвикки в 1947 году был составлен список слабых синих звезд, их синий оттенок указывает на относительно высокую эффективную температуру.. Было обнаружено, что 29-я звезда в их списке, HZ 29, имеет самый необычный спектр из набора. Он показал отсутствие линий водорода, но широкие диффузные линии нейтрального (не ионизированного ) гелия. Это было интерпретировано как белый карлик с дефицитом водорода. В 1962 году эту звезду наблюдали с помощью фотоэлектрического детектора , и было обнаружено, что ее величина менялась в течение 18 минут. Кривая блеска вариации отображала двойную синусоиду. Позже было обнаружено мерцание, которое предполагает массоперенос.
Расстояние AM CVn было трудно определить. Он слишком слаб, чтобы иметь измеренный параллакс Hipparcos, слишком удален, чтобы иметь надежный точный параллакс, определяемый другими средствами, и слишком редко, чтобы его параметры были известны по сравнению с другими объектами.
Калибровка по другим катастрофическим переменным дает расстояние 143 pc. Другие оценки его расстояния по сравнению с моделями аккреционного диска дают 288 ± 50 пк и 420 ± 80 пк. Одно наземное измерение его абсолютного параллакса дало расстояние 235 пк. Получение относительного параллакса путем сравнения с расчетными параллаксами трех звезд сравнения с использованием космического телескопа Хаббла датчика точного наведения дает очень большое расстояние 606 + 135
- 93 пк.
Gaia Data Release 2 дает параллакс 3,3512 ± 0,0452 mas, что дает расстояние 295 ± 4 пк. Это значение дает системе более низкую светимость и скорость аккреции, близкую к тому, что можно было бы ожидать в моделях аккреционного диска.
Модель, разработанная для объяснения наблюдений, заключалась в том, что AM Canum Venaticorum является двойная система, состоящая из пары белых карликов на близкой орбите. Первичный - более массивный белый карлик, состоящий из углерода / кислорода, тогда как вторичный - менее массивный белый карлик, сделанный из гелия, без водорода, но со следами из более тяжелых элементов. На неожиданно большом расстоянии, обнаруженном HST, вторичный объект будет полу- вырожденным объектом, таким как субкарликовая звезда B.
Гравитационное волновое излучение вызывает потерю угловой момент на орбите, приводящий к передаче гелия от вторичной обмотки к первичной по мере того, как они сближаются. Этот перенос происходит из-за того, что вторичный элемент выходит за пределы своей полости Роша - лепестка в форме капли, созданного гравитационным взаимодействием между двумя звездами.
Скорость переноса массы между двумя звездами оценивается около 7 × 10 солнечных масс в год, что создает аккреционный диск вокруг белого карлика-компаньона. Энергия, выделяемая массовым потоком на этот аккреционный диск, на самом деле является основным источником визуальной яркости этой системы; затмевая оба звездных компонента. Температура этого диска составляет около 30 000 К.
Высокоскоростная фотометрия системы показывает несколько периодов изменения светимости. Основной период 1028,73 секунды (17 8,73) - это период обращения пары. Вторичный период 1051 секунда (17 31), как полагают, вызван супергорбом - повышенной вспышкой сигнала, которая происходит с периодом, немного превышающим орбитальный период. Сверхгорб может быть результатом удлинения аккреционного диска в сочетании с прецессией. Эллиптический диск прецессирует вокруг белого карлика в течение промежутка времени, намного превышающего период обращения, вызывая небольшое изменение ориентации диска на каждой орбите.
Обычно только AM CVn показывает вариации звездной величины 0,05. Однако звездные системы AM CVn, подобные этой, являются объектами типа новой, которые, как известно, случайным образом генерируют интенсивные вспышки светимости. AM Canum Venaticorum дважды в период 1985–1987 гг. Демонстрировал точно такое же вспыхивающее поведение, причем эти вспышки демонстрировали быстрые колебания светимости. Вспышка 1986 г. вызвала увеличение магнитуды до Δm = 1,07 ± 0,03 и длилась 212 секунд. Количество энергии, выделившейся во время этого события, оценивается как 2,7 × 10 эрг. Эти вспышки вызваны кратковременным термоядерным синтезом гелия, накапливаемым вдоль внешней оболочки первичной обмоткой.
