AM Гончих Псов (AM Ikucn] Hvkf)

Перейти к навигации Перейти к поиску
AM Гончих Псов
Звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 12ч 34м 54,62с[1]
Склонение +37° 37′ 44,12″[1]
Расстояние 298,4006 ± 4,0247 пк[1]
Видимая звёздная величина (V) 14,13 ± 0,01[2]
Созвездие Гончие Псы
Астрометрия
Собственное движение
 • прямое восхождение 30,935 ± 0,073 mas/год[1]
 • склонение 12,42 ± 0,053 mas/год[1]
Параллакс (π) 3,3512 ± 0,0452 mas[1] и 3,3106 ± 0,0303 mas[3]
Спектральные характеристики
Спектральный класс DBpec[4][5]
Показатель цвета
 • B−V −0,11
Переменность катаклизмическая
Физические характеристики
Радиус 0,0137 R☉
Коды в каталогах

GSC 03018-02523, 2MASS J12345460+3737440, AAVSO 1229+38, CSI+37-12324, PLX 2900.02, SDSS J123454.63+373744.2, UBV 11300, UCAC4 639-046599, uvby98 620020091 V, AM CVn, UCAC2 45005054, PM J12349+3737, Gaia DR2 1519860699806445184, EGGR 91, CBS 354, FBS B 91, FBS 1232+379, GEN# +6.20020091, HZ 29, LAMOST J123454.67+373744.8, PG 1232+379, TIC 321453404, WD 1232+37, 2XMM J123454.6+373743, Gaia DR3 1519860699806445184 и WISEA J123454.64+373744.2

Информация в базах данных
SIMBAD V* AM CVn
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

AM Гончих Псов (лат. AM Canum Venaticorum) — новоподобная, двойная катаклизмическая переменная звезда (NL)[6] и переменная звезда типа AM Гончих Псов (AM)[7][8][9] в созвездии Гончих Псов на расстоянии приблизительно 973 световых лет (около 298 парсек) от Солнца. Визуальная звёздная величина звезды — от +14,2m до +14,1m[10]. Орбитальный период — около 1028,7322 с (17,146 мин, 0,2858 часа, 0,01191 суток)[11].

Является прототипом переменных типа AM Гончих Псов.

Характеристики

[править | править код]

Первый компонент — аккрецирующий белый карлик спектрального класса DBp[10], или DBnnp[12]. Масса — около 0,68 солнечной[11]. Эффективная температура — около 17000 K[13].

Второй компонент — белый карлик. Масса — около 0,125 солнечной[11].

Описание

[править | править код]

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 звёзды, как правило, сосредоточены вдоль плоскости Млечного Пути, где имеет место процесс звездообразования.

Кривая блеска AM Гончих Псов с 330-минутным периодом

В 1947 году для наблюдаемых объектов, Милтоном Л. Хьюмасоном и Фрицем Цвики был построен список слабых голубых звезд[14]. 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[5]. 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 отображаются двойной синусоидой[15]. В дальнейшем наблюдалось мерцание, которое заставляло предположить массоперенос в системе[16].

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[16]. (В некоторых переменных типа AM Гончих Псов вторичным может быть полу-вырожденный объект, такой как субкарлик спектрального класса B). Система излучает гравитационные волны во время вращения, которые уменьшают тензор напряжений энергии-импульса[англ.], вызывая уменьшение орбиты[17]. Эта передача происходит потому, что вторичная звезда переполняет полость Роша, созданную за счет гравитационного взаимодействия между двумя звёздами[16].

Скорость массообмена между белыми карликами оценивается как примерно 7⋅10−9 солнечных масс в год, что приводит к созданию аккреционного диска вокруг белого карлика[18]. 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[18].

Высокоскоростная фотометрия системы показывает несколько периодов изменений в светимости переменной. Основной период 1028,73 секунд является орбитальным периодом пары[19]. Вторичный период 1051 секунд, 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[20].

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 году 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[21]. Эти вспышки вызваны кратковременным термоядерным синтезом гелия, который накапливается вдоль внешней оболочки первичной звезды[22].

Ссылки

[править | править код]

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  2. ↑ Zacharias N., Finch C. T., Girard T. M., Bartlett J. L., Monet D. G., Zacharias M. I. VizieR Online Data Catalog: UCAC4 Catalogue (Zacharias+, 2012) (англ.) — 2012. — Vol. 1322.
  3. ↑ Gaia Data Release 3 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2022.
  4. ↑ Patterson J., Sterner E., Raymond J. On the certification of AM Canum Venaticorum as a cataclysmic variable (англ.) // The Astrophysical Journal Letters — IOP Publishing, 1992. — Vol. 384. — P. 234–248. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/170866
  5. ↑ 1 2 Greenstein J. L., Matthews M. S. Studies of the white dwarfs. I. Broad features in white dwarf spectra (англ.) // The Astrophysical Journal Letters — IOP Publishing, 1957. — Vol. 126. — P. 14–18. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/146364
  6. ↑ Sparks W. M., Sion E. M. Nova-produced Common Envelope: Source of the Nonsolar Abundances and an Additional Frictional Angular Momentum Loss in Cataclysmic Variables (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2021. — Vol. 914, Iss. 1. — P. 16. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.3847/1538-4357/ABF2BC — arXiv:2103.14149
  7. ↑ Schaefer B. E. Evolutionary Period Changes for 52 Cataclysmic Variables, and the Failure for the Most-fundamental Prediction of the Magnetic Braking Model (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2024. — Vol. 966, Iss. 2. — 29 p. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.3847/1538-4357/AD31A9 — arXiv:2404.12525
  8. ↑ Sarkar A., Ge H., Tout C. A. Evolved cataclysmic variables as progenitors of AM CVn stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2023. — Vol. 520, Iss. 2. — P. 3187—3200. — 14 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STAD354 — arXiv:2301.12992
  9. ↑ Liu W., Jiang L., Chen W. On the Progenitors of AM CVn Stars as LISA Sources: The Evolved Donor Star Channel (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2021. — Vol. 910, Iss. 1. — 8 p. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.3847/1538-4357/ABDFC7 — arXiv:2101.09850
  10. ↑ 1 2 AM CVn, database entry, Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS5.1, 2017 Ed.), N. N. Samus, O. V. Durlevich, et al., CDS ID II/250 Accessed online 2024-06-07.
  11. ↑ 1 2 3 Kupfer T., Korol V., Littenberg T. B., Shah S., Savalle E., Groot P. J., Marsh T. R., Le Jeune M., Nelemans G., Pala A. F. et al. LISA Galactic Binaries with Astrometry from Gaia DR3 (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2024. — Vol. 963, Iss. 2. — 14 p. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.3847/1538-4357/AD2068 — arXiv:2302.12719
  12. ↑ Cruzalèbes P., Petrov R. G., Robbe-Dubois S., Varga J., Burtscher L., Allouche F., Berio P., Hofmann, K. -H., Hron J., Jaffe W. et al. A catalogue of stellar diameters and fluxes for mid-infrared interferometry (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2019. — Vol. 490, Iss. 3. — P. 3158—3176. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STZ2803 — arXiv:1910.00542
  13. ↑ Sion E. M., Solheim J., Szkody P., Gaensicke B. T., Howell S. B. The first direct spectroscopic detection of a white dwarf primary in an AM CVn system (англ.) // The Astrophysical Journal Letters — IOP Publishing, 2006. — Vol. 636, Iss. 2. — P. L125—L128. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/500085 — arXiv:astro-ph/0602119
  14. ↑ Humason M. L., Zwicky F. A search for faint blue stars (англ.) // The Astrophysical Journal Letters — IOP Publishing, 1947. — Vol. 105. — P. 85–91. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/144884
  15. ↑ Smak J. 18-min. Light-variations of HZ 29 (англ.) // Information Bulletin on Variable Stars — Konkoly Observatory, 1967. — Vol. 182. — P. 1. — ISSN 0374-0676; 1587-2440; 1587-6578
  16. ↑ 1 2 3 Roelofs, G. H. A., Groot P. J., Benedict G. F., McArthur B. E., Morales-Rueda L., Steeghs D., Marsh T. R., Nelemans G. Hubble Space Telescope Parallaxes of AM CVn Stars and Astrophysical Consequences (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2007. — Vol. 666, Iss. 2. — P. 1174–1188. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/520491 — arXiv:0705.3855
  17. ↑ Peters P. C., Mathews J. Gravitational Radiation from Point Masses in a Keplerian Orbit (англ.) // Physical Review / E. L. Nichols, E. Merritt, F. Bedell, G. D. Sprouse — Lancaster: for the American Physical Society by the American Institute of Physics, 1963. — Vol. 131, Iss. 1. — P. 435—440. — ISSN 0031-899X; 1536-6065 — doi:10.1103/PHYSREV.131.435
  18. ↑ 1 2 Roelofs, G. H. A., Groot P. J., Nelemans G., Marsh T. R., Steeghs D. Kinematics of the ultracompact helium accretor AM Canum Venaticorum (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2006. — Vol. 371, Iss. 3. — P. 1231–1242. — 12 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1111/J.1365-2966.2006.10718.X — arXiv:astro-ph/0606327
  19. ↑ Nelemans G., Steeghs D., Groot P. J. Spectroscopic evidence for the binary nature of AM CVn (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2001. — Vol. 326, Iss. 2. — P. 621–627. — 7 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1046/J.1365-8711.2001.04614.X — arXiv:astro-ph/0104220
  20. ↑ Pearson K. J. Are superhumps good measures of the mass ratio for AM CVn systems? (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2007. — Vol. 379, Iss. 1. — P. 183–189. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1111/J.1365-2966.2007.11932.X — arXiv:0705.0141
  21. ↑ Marar, T. M. K., Padmini V. N., Seetha S., Narayanan Kutty, K. R., Kasturirangan K., Rao U. R., Bhattacharyya J. C. Flares on AM Canum Venaticorum (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 1988. — Vol. 189. — P. 119–123. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
  22. ↑ Bildsten L., Shen K. J., Weinberg N. N., Nelemans G. Faint Thermonuclear Supernovae from AM Canum Venaticorum Binaries (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2007. — Vol. 662, Iss. 2. — P. L95—L98. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/519489 — arXiv:astro-ph/0703578
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=AM_Гончих_Псов&oldid=138239598