| AM Beagle Hunde | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| dobbeltstjerne | |||||||||
| | |||||||||
| Observationsdata ( Epoke J2000.0 ) |
|||||||||
| Type | kataklysmisk variabel | ||||||||
| højre opstigning | 12 t 34 m 54,60 s [1] | ||||||||
| deklination | +37° 37′ 44,10″ [1] | ||||||||
| Afstand |
1976++440 −−300 |
||||||||
| Tilsyneladende størrelse ( V ) | V max = +14,02 m , V min = +13,7 m , P = +0,28 d [2] | ||||||||
| Konstellation | Hunde Hunde | ||||||||
| Astrometri | |||||||||
| Korrekt bevægelse | |||||||||
| • højre opstigning | 36,6 [3] mas om året | ||||||||
| • deklination | 25,5 [3] mas om året | ||||||||
| parallakse (π) | 1,65 ± 0,30 [2] mas | ||||||||
| Spektral karakteristika | |||||||||
| Spektral klasse | dbp [4] | ||||||||
| Farveindeks | |||||||||
| • B−V | −0,23 [5] | ||||||||
| • U−B | −1,01 [5] | ||||||||
| variabilitet | AM CVn [6] | ||||||||
| fysiske egenskaber | |||||||||
| Radius | 0,0137R☉ | ||||||||
| Orbitale elementer | |||||||||
| Periode ( P ) | 1.028.7322±0.0003 sek. (17:08.732±0.018 min.) [6] år | ||||||||
| Tilbøjelighed ( i ) | 43±2° [6] °v | ||||||||
| Koder i kataloger | |||||||||
|
AM CVn, EGGR 91, HZ 29, GSC 03018-02523, PG 1232+379, WD 1232+37, AAVSO 1229+38. |
|||||||||
| Information i databaser | |||||||||
| SIMBAD | data | ||||||||
| Stjernesystem | |||||||||
|
En stjerne har 2 komponenter. Deres parametre er vist nedenfor: |
|||||||||
|
|||||||||
|
|||||||||
| Oplysninger i Wikidata ? | |||||||||
AM Canis Venaticorum ( AM Canum Venaticorum , AM CVn ) er en kataklysmisk variabel dobbeltstjerne i stjernebilledet Canis Venaticorum . Hun blev stamfader til en hel klasse af variable stjerner . Baseret på parallaksemålinger med Hubble- rumteleskopet kan det beregnes, at systemet er omkring 2000 lysår (610 parsecs ) fra Jorden, at det har en egenbevægelse på 34,25 ± 0,88 mas•yr −1 i en positionsvinkel på 67 ,0 ± 1,7 [2] .
I 1939-1940 blev undersøgelser af svage hvide dværge udført ved hjælp af 18-tommer (46 cm) Schmidt-teleskopet ved Palomar-observatoriet . En del af forskningen er blevet udført omkring galaksens nordpol for at udelukke stjerner af spektraltyperne O, B og A, da disse massive kortlivede stjerner har tendens til at være koncentreret langs Mælkevejens plan , hvor stjernedannelsesprocessen finder sted .
I 1947 blev en liste over svage blå stjerner udarbejdet af Milton L. Humason og Fritz Zwicky [7] til observerbare objekter . Deres blå nuance indikerer en relativt høj effektiv temperatur . Den 29. stjerne på deres liste (HZ 29) havde det mest specifikke spektrum af flokken. Det viser fraværet af brintlinjer i spektret , men brede, diffuse linjer af neutralt ( ikke-ioniseret ) helium [8] . Sådan blev brintfattige hvide dværge fundet . I 1962 blev denne stjerne observeret af en fotoelektrisk detektor og viste sig at variere i størrelse med en periode på 18 minutter. Lyskurven viste variationer, som er repræsenteret ved en dobbelt sinusbølge [9] . Efterfølgende blev der observeret flimmer, som gjorde det muligt at foreslå masseoverførsel i systemet [2] .
Modellen udviklet til at forklare observationerne var, at AM Hounds of the Dog er et binært system bestående af et par hvide dværge i en meget tæt bane. Den primære er en mere massiv carbon / ilt hvid dværg , mens den sekundære er en mindre massiv helium hvid dværg , uden brint , men med spor af tunge grundstoffer [2] . (I nogle variabler såsom AM Canes , kan den sekundære være et semi-degenereret objekt såsom en subdværg af spektral type B i stedet for en heliumhvid dværg ). Systemet udsender gravitationsbølger under rotation, som mindsker energi-momentumspændingstensoren, hvilket får kredsløbet til at falde [10] [11] . Denne overførsel sker, fordi den sekundære stjerne fylder Roche-lappen skabt af gravitationsinteraktionen mellem de to stjerner [2] .
Hastigheden for masseoverførsel mellem hvide dværge anslås til at være cirka 7⋅10 -9 solmasser om året, hvilket fører til dannelsen af en tilvækstskive omkring den hvide dværg [6] . Frigivelsen af energi fra massestrømmen til denne tilvækstskive yder hovedbidraget til hele systemets visuelle lysstyrke; disken dværger begge hvide dværge . Temperaturen på denne skive er omkring 30.000 K [6] .
Højhastighedsfotometri af systemet viser flere perioder med variation i variablens lysstyrke. Hovedperioden på 1.028,73 sekunder (17min 8,73s) er parrets omløbsperiode [12] . Den sekundære periode på 1.051 sekunder (17min 31s) menes at være forårsaget af superpukler i lyskurven, som har en periode lidt længere end omløbsperioden. Superhumps kan være resultatet af en relativ forlængelse af accretion disken kombineret med præcession. Den elliptiske skive præcesserer rundt om den hvide dværg over et tidsinterval, der er lidt længere end omløbsperioden, hvilket resulterer i en lille ændring i diskens orientering med hvert element i banen [13] .
Typisk udviser dette stjernesystem kun lysstyrkevariationer på 0,05m . AM Canis Hound- stjernesystemerne er dog også nova -lignende objekter, der ser ud til at være i stand til tilfældigt at generere intense udbrud. AM Beagle Dogs udviste denne adfærd to gange mellem 1985 og 1987 . I 1986 forårsagede blussen en stigning i lysstyrken med Δm= 1,07 ± 0,03 m og varede 212 sek. Mængden af energi, der frigives under denne begivenhed, estimeres til at være 2,7⋅10 36 Erg . [14] . Disse udbrud er forårsaget af kortvarig termonuklear fusion af helium , som akkumuleres langs den ydre skal af den primære stjerne [15] .
| Stjerner i stjernebilledet Canes Venatici | |
|---|---|
| Bayer | |
| Flamsteed | |
| Variabler | |
| planetsystemer _ | |
| Andet | |
| Liste over stjerner i stjernebilledet Canes Venatici | |