AM Canum Venaticorum - AM Canum Venaticorum

AM Canum Venaticorum (AM CVn) ist ein katastrophal variabler binärer Stern mit Wasserstoffmangel im Sternbild Canes Venatici . Es ist der Typstern seiner Variablenklasse, die AM Canum Venaticorum-Sterne . Das System besteht aus einem weißen Zwerg , der über eine Akkretionsscheibe von einem halb entarteten oder weißen Zwergbegleiter Materie gewinnt .

Beobachtungen

Photoelektrische V-Lichtkurve für AM Canum Venaticorum über einen Zeitraum von 330 Minuten

In den Jahren 1939 bis 1940 wurde am Palomar-Observatorium eine Untersuchung auf schwache weiße Zwerge mit einem 46-cm- Schmidt-Teleskop durchgeführt . Ein Teil der Untersuchung wurde um den nördlichen galaktischen Pol durchgeführt, um Sterne der Sternklassifikationen O, B und A auszuschließen , da diese kurzlebigen Sterne mit höherer Masse dazu neigen, sich entlang der Ebene der Milchstraße zu konzentrieren, wo sich neue Sterne bilden tritt ein. Aus den beobachteten Sternen wurde 1947 von Milton L. Humason und Fritz Zwicky eine Liste schwacher blauer Sterne erstellt , deren blauer Farbton auf eine relativ hohe effektive Temperatur hindeutet . Es wurde festgestellt, dass der 29. Stern auf ihrer Liste, HZ 29, das eigenartigste Spektrum aus dem Satz hat. Es zeigte keine Wasserstoffleitungen , aber breite, diffuse Linien von neutralem (nicht ionisiertem ) Helium. Dies wurde als wasserstoffarmer Weißer Zwerg interpretiert. 1962 wurde dieser Stern mit einem fotoelektrischen Detektor beobachtet und es wurde festgestellt, dass seine Größe über einen Zeitraum von 18 Minuten variierte. Die Lichtkurve der Variation zeigte ein doppeltes Sinusmuster . Später wurde ein flackerndes Verhalten beobachtet, das auf einen Stoffübergang hindeutete .

Entfernung

Der Abstand von AM CVn war schwer zu bestimmen. Es ist zu schwach, eine gemessene Hipparcos- Parallaxe zu haben, zu weit entfernt, um eine zuverlässige, genaue Parallaxe zu haben, die auf andere Weise bestimmt wird, und zu selten, um ihre Parameter durch Vergleich mit anderen Objekten bekannt zu machen.

Die Kalibrierung gegen andere kataklysmische Variablen ergibt einen Abstand von 143  Stk . Andere Schätzungen seiner Entfernung im Vergleich zu Modellen seiner Akkretionsscheibe ergeben 288 ± 50 Stk. Und 420 ± 80 Stk . Eine bodengestützte Messung seiner absoluten Parallaxe ergab einen Abstand von 235 Stk . Ableitung einer relativen Parallaxe, im Vergleich zu dem geschätzten Parallaxen von drei Vergleich Sternen, die mit Hubble Weltraumteleskop Feinsteuerungssensor gibt einen sehr großen Abstand von 606 +135
-93  pc .

Gaia Data Release 2 ergibt eine Parallaxe von 3,3512 ± 0,0452  mas , was zu einer Entfernung von 295 ± 4 Stk . Dieser Wert verleiht dem System eine geringere Leuchtkraft und Akkretionsrate, die näher an den Erwartungen der Akkretionsscheibenmodelle liegt.

Beschreibung

Das zur Erklärung der Beobachtungen entwickelte Modell war, dass AM Canum Venaticorum ein binäres System ist, das aus einem Paar weißer Zwerge in einer engen Umlaufbahn besteht. Der primäre ist ein massiverer weißer Zwerg, der aus Kohlenstoff / Sauerstoff besteht , während der sekundäre ein weniger massiver weißer Zwerg aus Helium ist , ohne Wasserstoff, aber mit Spuren schwererer Elemente. In der unerwartet großen Entfernung, die der HST gefunden hat, wäre die Sekundärseite ein halb entartetes Objekt wie der Zwerg-B-Stern .

Gravitationswellenstrahlung verursacht einen Verlust des Drehimpulses in der Umlaufbahn, was zur Übertragung von Helium von der Sekundärseite zur Primärwicklung führt, wenn sich die beiden nähern. Diese Übertragung erfolgt, weil die Sekundärseite ihren Roche-Lappen überläuft - einen tropfenförmigen Lappen, der durch die Gravitationswechselwirkung zwischen den beiden Sternen entsteht.

Die Stoffübergangsrate zwischen den beiden Sternen wird auf ungefähr geschätzt 7 × 10 ^–9 Sonnenmassen pro Jahr, wodurch eine Akkretionsscheibe um den begleitenden Weißen Zwerg entsteht. Die Energie, die vom Massenstrom auf diese Akkretionsscheibe abgegeben wird, trägt tatsächlich in erster Linie zur visuellen Leuchtkraft dieses Systems bei. beide Sternkomponenten überstrahlen. Die Temperatur dieser Scheibe beträgt etwa 30.000 K.

Die Hochgeschwindigkeitsphotometrie des Systems zeigt mehrere Variationsperioden in der Leuchtkraft. Die Hauptperiode von 1.028,73  Sekunden (17 ^m 8,73 ^s ) ist die Umlaufzeit des Paares. Eine sekundäre Periode von Es wird angenommen, dass 1.051  Sekunden (17 ^m 31 ^s ) durch einen Superhump verursacht werden - einen erhöhten Ausbruch im Signal, der mit einer Periode auftritt, die etwas länger als die Umlaufzeit ist. Der Superhump kann das Ergebnis einer Dehnung der Akkretionsscheibe in Kombination mit einer Präzession sein . Die elliptische Scheibe bewegt sich über ein Zeitintervall, das viel länger als die Umlaufzeit ist, um den Weißen Zwerg herum, was zu einer geringfügigen Änderung der Ausrichtung der Scheibe über jede Umlaufbahn führt.

Fackeln

Normalerweise weist AM CVn nur Größenschwankungen von 0,05 auf. AM CVn-Sternensysteme wie dieses sind jedoch novaähnliche Objekte, von denen bekannt ist, dass sie zufällig intensive Leuchtkraftfackeln erzeugen. AM Canum Venaticorum zeigte im Zeitraum 1985–1987 zweimal genau dieses Aufflackern, wobei diese Aufflackern schnelle Schwankungen der Leuchtkraft zeigten. Eine Fackel von 1986 verursachte eine Zunahme der Größe von bis zu Δm = 1,07 ± 0,03 und dauerte 212 Sekunden. Die während dieses Ereignisses freigesetzte Energiemenge wird auf geschätzt 2,7 × 10 ³⁶   erg . Diese Blitze werden durch die kurze thermonukleare Fusion von Helium verursacht, die sich entlang der Außenhülle von der Primärhülle ansammelt.

Verweise

Externe Links

• Eine Tour durch AM CVn ( Video des Chandra-Röntgenobservatoriums )

Koordinaten : 12 ^h 34 ^m 54,58 ^s , + 37 ° 37 ′ 43,4 ″