AM Гончих Псов

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
(перенаправлено с «АМ Гончих Псов»)
Перейти к навигации Перейти к поиску
Эта статья — о двойной звезде. О классе двойных звёзд см. звёзды типа AM Гончих Псов.
AM Гончих Псов
Двойная звезда
Положение звезды в созвездии
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Катаклизмическая переменная
Прямое восхождение 12ч 34м 54,60с[1]
Склонение +37° 37′ 44,10″[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
 • прямое восхождение 36,6[3] mas в год
 • склонение 25,5[3] mas в год
Параллакс (π) 1.65 ± 0.30[2] mas
Спектральные характеристики
Спектральный класс DBp[4]
Показатель цвета
 • B−V −0.23[5]
 • U−B −1.01[5]
Переменность AM CVn[6]
Физические характеристики
Радиус 0,0137 R☉
Элементы орбиты
Период (P) 1,028,7322±0,0003 с. (17:08,732±0,018 мин) [6] лет
Наклонение (i) 43±2° [6]°v
Коды в каталогах
AM CVn, EGGR 91, HZ 29, GSC 03018-02523, PG 1232+379, WD 1232+37, AAVSO 1229+38.
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных 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.) (рус., 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[править | править код]


Примечания[править | править код]

  1. ↑ 1 2 Cutri, R. M.; et al. (March 2003), "2MASS All-Sky Catalog of Point Sources", VizieR On-line Data Catalog: II/246, vol. 2246, p. 0, Bibcode:2003yCat.2246....0C
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Roelofs, G. H. A.; et al. (September 2007), "Hubble Space Telescope Parallaxes of AM CVn Stars and Astrophysical Consequences", The Astrophysical Journal, 666 (2): 1174—1188, arXiv:0705.3855, Bibcode:2007ApJ...666.1174R, doi:10.1086/520491
  3. ↑ 1 2 A. M.; Mickaelian; Sinamyan, P. K. Proper motions and natures of First Byurakan Survey blue stellar objects (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2010. — Vol. 407. — P. 681. — doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16959.x. — Bibcode: 2010MNRAS.407..681M.
  4. ↑ W. F.; Van Altena; Lee, J. T.; Hoffleit, E. D. The general catalogue of trigonometric [stellar] parallaxes // New Haven. — 1995. — Bibcode: 1995GCTP..C......0V.
  5. ↑ 1 2 J.-C.; Mermilliod. Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished) (англ.) // Catalogue of Eggen's UBV data : journal. — 1986. — P. 0. — Bibcode: 1986EgUBV........0M.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 Roelofs, G. H. A.; et al. (September 2006), "Kinematics of the ultracompact helium accretor AM Canum Venaticorum", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 371 (3): 1231—1242, arXiv:astro-ph/0606327, Bibcode:2006MNRAS.371.1231R, 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, 105: 85, Bibcode:1947ApJ...105...85H, 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, 126: 14, Bibcode:1957ApJ...126...14G, doi:10.1086/146364
  9. ↑ Smak, J. (February 1967), "18-min. Light-Variations of HZ 29", Information Bulletin on Variable Stars, 182: 1, Bibcode:1967IBVS..182....1S
  10. ↑ Peters, P.; Mathews, J. (1963). "Gravitational Radiation from Point Masses in a Keplerian Orbit". Physical Review. Vol. 131, no. 1. pp. 435—440. Bibcode:1963PhRv..131..435P. doi:10.1103/PhysRev.131.435.
  11. ↑ Peters, P. (1964). "Gravitational Radiation and the Motion of Two Point Masses". Physical Review. Vol. 136, no. 4B. pp. B1224—B1232. Bibcode:1964PhRv..136.1224P. doi:10.1103/PhysRev.136.B1224.
  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, 326 (2): 621—627, arXiv:astro-ph/0104220, Bibcode:2001MNRAS.326..621N, 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, 379 (1): 183—189, arXiv:0705.0141, Bibcode:2007MNRAS.379..183P, doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11932.x
  14. ↑ Marar, T. M. K.; et al. (January 1988), "Flares on AM Canum Venaticorum", Astronomy and Astrophysics, 189 (1—2): 119—123, Bibcode:1988A&A...189..119M
  15. ↑ Bildsten, Lars; Shen, Ken J.; Weinberg, Nevin N.; Nelemans, Gijs (June 2007), "Faint Thermonuclear Supernovae from AM Canum Venaticorum Binaries", The Astrophysical Journal, 662 (2): L95—L98, arXiv:astro-ph/0703578, Bibcode:2007ApJ...662L..95B, doi:10.1086/519489
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=AM_Гончих_Псов&oldid=106908968