AM Canum Venaticorum – Wikipedia

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Stern im Sternbild Canes Venatici

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AM Canum Venaticorum (AM CVn) ist ein kataklysmischer variabler Doppelstern mit Wasserstoffmangel im Sternbild Canes Venatici. Er ist der Typstern seiner Variablenklasse, der AM Canum Venaticorum Sterne. Das System besteht aus einem Weißen Zwerg, der Materie über eine Akkretionsscheibe von einem halb-degenerierten oder Weißen Zwerg-Begleiter gewinnt.

Beobachtungen[edit]

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

In den Jahren 1939–40 wurde am Palomar-Observatorium mit einem 18-Zoll-Schmidt-Teleskop (46 cm) eine Vermessung nach schwachen Weißen Zwergen durchgeführt. Ein Teil der Durchmusterung wurde um den galaktischen Nordpol herum durchgeführt, um Sterne der Sternklassifikationen O, B und A auszuschließen, da diese massereicheren, kurzlebigeren Sterne dazu neigen, sich entlang der Ebene der Milchstraße zu konzentrieren, wo neue Sternentstehungen tritt ein. Aus den beobachteten Sternen wurde 1947 von Milton L. Humason und Fritz Zwicky eine Liste schwacher blauer Sterne erstellt.[8] mit ihrem blauen Farbton, der auf eine relativ hohe effektive Temperatur hindeutet. Der 29. Stern auf ihrer Liste, HZ 29, hatte das eigentümlichste Spektrum aus dem Set. Es zeigte keine Wasserstofflinien, sondern breite, diffuse Linien aus neutralem (nicht ionisiertem) Helium.[9] Dies wurde als weißer Zwerg mit Wasserstoffmangel interpretiert. Im Jahr 1962 wurde dieser Stern mit einem photoelektrischen Detektor beobachtet und es wurde festgestellt, dass seine Helligkeit über einen Zeitraum von 18 Minuten variiert. Die Lichtkurve der Variation zeigte ein doppeltes Sinusmuster.[10] Später wurde ein flackerndes Verhalten beobachtet, das auf einen Stoffübergang schließen ließ.[2]

Entfernung[edit]

Die Entfernung von AM CVn war schwierig zu bestimmen. Es ist zu schwach, um eine gemessene Hipparcos-Parallaxe zu haben, zu weit entfernt, um eine zuverlässige genaue Parallaxe auf andere Weise bestimmen zu lassen, und zu selten, um ihre Parameter durch Vergleich mit anderen Objekten zu kennen.

Die Kalibrierung gegen andere katastrophale Variablen ergibt einen Abstand von 143 Stück.[11] Andere Schätzungen seiner Entfernung geben im Vergleich zu Modellen seiner Akkretionsscheibe 288±50 Stück und 420±80 Stück. Eine bodengestützte Messung seiner absoluten Parallaxe ergab eine Distanz von 235 Stück. Die Ableitung einer relativen Parallaxe im Vergleich zu den geschätzten Parallaxen von drei Vergleichssternen mit dem Hubble-Weltraumteleskop-Feinführungssensor ergibt eine sehr große Entfernung von 606+135
−93 pc.[2]

Gaia Data Release 2 gibt eine Parallaxe von 3.3512±0,0452 m, was zu einer Entfernung von führt 295±4 Stück.[12] Dieser Wert verleiht dem System eine geringere Leuchtkraft und Akkretionsrate, die näher an dem liegt, was von Akkretionsscheibenmodellen erwartet würde.[13]

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Beschreibung[edit]

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 massereicherer weißer Zwerg aus Kohlenstoff/Sauerstoff, während der sekundäre ein weniger massiver weißer Zwerg aus Helium ohne Wasserstoff, aber Spuren schwerer Elemente ist.[2] Bei der unerwartet großen Entfernung, die das HST gefunden hat, wäre das Sekundärobjekt ein halb-entartetes Objekt wie der Subzwerg-B-Stern.[2]

Gravitationswellenstrahlung verursacht einen Verlust des Drehimpulses in der Umlaufbahn, was dazu führt, dass Helium vom Sekundärteil zum Primärteil übertragen wird, wenn sich die beiden nähern.[14] Diese Übertragung findet statt, weil die Sekundärseite ihren Roche-Lappen überläuft – ein tropfenförmiger Lappen, der durch die Gravitationswechselwirkung zwischen den beiden Sternen entsteht.[2]

Die Massentransferrate zwischen den beiden Sternen wird auf etwa geschätzt 7×10-9 Sonnenmassen pro Jahr, wodurch eine Akkretionsscheibe um den begleitenden Weißen Zwerg entsteht.[5] Die Energieabgabe des Massenstroms auf diese Akkretionsscheibe trägt tatsächlich in erster Linie zur visuellen Leuchtkraft dieses Systems bei; überstrahlt beide stellaren Komponenten. Die Temperatur dieser Scheibe beträgt etwa 30.000 K.[5]

Die Hochgeschwindigkeitsphotometrie des Systems zeigt mehrere Variationsperioden der Helligkeit. Die Hauptperiode von 1.028,73 Sekunden (17ich 8,73so) ist die Umlaufzeit des Paares.[14] Eine zweite Periode von 1.051 Sekunden (17ich 31so) wird vermutlich durch einen Superbuckel verursacht – einen erhöhten Signalausbruch, der mit einer Periode auftritt, die etwas länger als die Orbitalperiode ist. Der Superbuckel kann das Ergebnis einer Dehnung der Akkretionsscheibe in Kombination mit einer Präzession sein. Die elliptische Scheibe präzediert um den Weißen Zwerg über ein Zeitintervall, das viel länger als die Umlaufperiode ist, was zu einer leichten Änderung der Ausrichtung der Scheibe über jede Umlaufbahn führt.[15]

Normalerweise weist AM CVn nur Magnitudenvariationen von 0,05 auf. AM-CVn-Sternsysteme wie dieses sind jedoch nova-ähnliche Objekte, von denen bekannt ist, dass sie zufällig intensive Leuchtintensitäten erzeugen. AM Canum Venaticorum zeigte im Zeitraum 1985-1987 zweimal ein solches Flares-Verhalten, wobei diese Flares schnelle Helligkeitsschwankungen aufwiesen. Ein Fackel 1986 verursachte eine Magnitudenzunahme von bis zu Δm = 1,07±0,03 und dauerte 212 Sekunden. Die bei diesem Ereignis freigesetzte Energiemenge wird geschätzt als 2.7×1036 Erg.[16] Diese Blitze werden durch die kurze thermonukleare Fusion von Helium verursacht, das von der Primärhülle entlang einer äußeren Hülle gesammelt wird.[17]

Verweise[edit]

  1. ^ ein b Cutri, RM; et al. (März 2003), “2MASS All-Sky Catalogue of Point Sources”, VizieR Online-Datenkatalog: II/246, 2246, s. 0, Bibcode:2003yKat.2246….0C
  2. ^ ein b c d e f G Roelofs, GHA; et al. (September 2007), “Hubble Space Telescope Parallaxes of AM CVn Stars and Astrophysical Consequences”, Das Astrophysikalische Journal, 666 (2): 1174–1188, arXiv:0705.3855, Bibcode:2007ApJ…666.1174R, doi:10.1086/520491, S2CID 18785732
  3. ^ Van Altena, WF; Lee, JT; Hoffleit, ED (1995). “Der allgemeine Katalog der trigonometrischen [stellar] Parallaxen”. Neuer Hafen. Bibcode:1995gcts.book…..V.
  4. ^ ein b Mermilliod, J.-C. (1986). “Zusammenstellung von Eggens UBV-Daten, umgewandelt in UBV (unveröffentlicht)”. Katalog der Eggener UBV-Daten: 0. Bibcode:1986EgUBV……..0M.
  5. ^ ein b c d Roelofs, GHA; et al. (September 2006), “Kinematik des ultrakompakten Heliumakkretors AM Canum Venaticorum”, Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society, 371 (3): 1231–1242, ARXIV:astro-ph/0606327, Bibcode:2006MNRAS.371.1231R, doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10718.x, S2CID 15295671
  6. ^ ein b c Brown, AGA; et al. (Gaia-Kollaboration) (August 2018). “Gaia Datenfreigabe 2: Zusammenfassung der Inhalte und Umfrageeigenschaften”. Astronomie & Astrophysik. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A…616A…1G. mach:10.1051/0004-6361/201833051. Gaia DR2-Aufnahme für diese Quelle bei VizieR.
  7. ^ ein b c d Kusterer, D.-J; Nagel, T.; Hartmann, S.; Werner, K.; Feldmeier, A. (2014). “Monte-Carlo-Strahlungstransfer in CV-Scheibenwinden: Anwendung auf den AM-CVn-Prototyp”. Astronomie und Astrophysik. 561: A14. Bibcode:2014A&A…561A..14K. mach:10.1051/0004-6361/201321438.
  8. ^ Humason, ML; Zwicky, F. (Januar 1947), “Eine Suche nach schwachen blauen Sternen”, Astrophysikalisches Journal, 105: 85, Bibcode:1947ApJ…105…85H, doi:10.1086/144884
  9. ^ Greenstein, Jesse L.; Matthews, Mildred S. (Juli 1957), “Studies of the White Dwarfs. I. Broad Features in White Dwarf Spectra”, Astrophysikalisches Journal, 126: 14, Bibcode:1957ApJ…126…14G, doi:10.1086/146364
  10. ^ Smak, J. (Februar 1967), “18-min. Licht-Variationen von HZ 29”, Informationsblatt zu variablen Sternen, 182: 1, Bibcode:1967IBVS..182….1S
  11. ^ Ak, T.; Bilir, S.; Ak, S.; Eker, Z. (2008). „Räumliche Verteilung und galaktische Modellparameter von kataklysmischen Variablen“. Neue Astronomie. 13 (3): 133–143. arXiv:0708.1053. Bibcode:2008NeuA…13..133A. mach:10.1016/j.newast.2007.08.003. S2CID 17804687.
  12. ^ Bailer-Jones, CAL; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Mantelet, G.; Andrae, R. (2018). “VizieR Online Data Catalog: Entfernungen zu 1,33 Milliarden Sternen in Gaia DR2 (Bailer-Jones+, 2018)”. VizieR Online-Datenkatalog. Bibcode:2018yKat.1347….0B.
  13. ^ G. Ramsay; et al. (2018). „Die physikalischen Eigenschaften von AM-CVn-Sternen: neue Erkenntnisse von Gaia DR2“. Astronomie & Astrophysik. 620: A141. arXiv:1810.06548. Bibcode:2018A&A…620A.141R. mach:10.1051/0004-6361/201834261. S2CID 76652045.
  14. ^ ein b Nelemans, G.; Steeghs, D.; Groot, PJ (September 2001), “Spektroskopischer Beweis für die binäre Natur von AM CVn”, Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society, 326 (2): 621–627, ARXIV:astro-ph/0104220, Bibcode:2001MNRAS.326..621N, doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04614.x, S2CID 19290217
  15. ^ Pearson, KJ (Juli 2007), “Sind Superhöcker gute Maße für das Massenverhältnis für AM-CVn-Systeme?”, Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society, 379 (1): 183–189, ARXIV:0705.0141, Bibcode:2007MNRAS.379..183P, doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11932.x, S2CID 2685807
  16. ^ Marar, TMK; et al. (Januar 1988), “Fackeln auf AM Canum Venaticorum”, Astronomie und Astrophysik, 189 (1–2): 119–123, Bibcode:1988A&A…189..119M
  17. ^ Bildsten, Lars; Shen, Ken J.; Weinberg, Nevin N.; Nelemans, Gijs (Juni 2007), “Schwache thermonukleare Supernovae von AM Canum Venaticorum Binaries”, Das Astrophysikalische Journal, 662 (2): L95–L98, arXiv:astro-ph/0703578, Bibcode:2007ApJ…662L..95B, doi:10.1086/519489, S2CID 119369896

Externe Links[edit]

Koordinaten: Himmelskarte12ha 34ich 54,58so, +37° 37′ 43,4″


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