[{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BlogPosting","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki26\/2021\/06\/14\/am-canum-venaticorum-wikipedia\/#BlogPosting","mainEntityOfPage":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki26\/2021\/06\/14\/am-canum-venaticorum-wikipedia\/","headline":"AM Canum Venaticorum \u2013 Wikipedia","name":"AM Canum Venaticorum \u2013 Wikipedia","description":"before-content-x4 Stern im Sternbild Canes Venatici after-content-x4 AM Canum Venaticorum (AM CVn) ist ein kataklysmischer variabler Doppelstern mit Wasserstoffmangel im","datePublished":"2021-06-14","dateModified":"2021-06-14","author":{"@type":"Person","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki26\/author\/lordneo\/#Person","name":"lordneo","url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki26\/author\/lordneo\/","image":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/secure.gravatar.com\/avatar\/44a4cee54c4c053e967fe3e7d054edd4?s=96&d=mm&r=g","url":"https:\/\/secure.gravatar.com\/avatar\/44a4cee54c4c053e967fe3e7d054edd4?s=96&d=mm&r=g","height":96,"width":96}},"publisher":{"@type":"Organization","name":"Enzyklop\u00e4die","logo":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki4\/wp-content\/uploads\/2023\/08\/download.jpg","url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki4\/wp-content\/uploads\/2023\/08\/download.jpg","width":600,"height":60}},"image":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/thumb\/a\/a7\/Amcvn_lightcurve.png\/310px-Amcvn_lightcurve.png","url":"https:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/thumb\/a\/a7\/Amcvn_lightcurve.png\/310px-Amcvn_lightcurve.png","height":"144","width":"310"},"url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki26\/2021\/06\/14\/am-canum-venaticorum-wikipedia\/","wordCount":5316,"articleBody":"     (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});before-content-x4Stern im Sternbild Canes Venatici       (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4AM 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 Wei\u00dfen Zwerg, der Materie \u00fcber eine Akkretionsscheibe von einem halb-degenerierten oder Wei\u00dfen Zwerg-Begleiter gewinnt.Table of ContentsBeobachtungen[edit]Entfernung[edit]Beschreibung[edit]Verweise[edit]Externe Links[edit]Beobachtungen[edit]         (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4Photoelektrische V-Lichtkurve f\u00fcr AM Canum Venaticorum \u00fcber einen Zeitraum von 330 MinutenIn den Jahren 1939\u201340 wurde am Palomar-Observatorium mit einem 18-Zoll-Schmidt-Teleskop (46 cm) eine Vermessung nach schwachen Wei\u00dfen Zwergen durchgef\u00fchrt.  Ein Teil der Durchmusterung wurde um den galaktischen Nordpol herum durchgef\u00fchrt, um Sterne der Sternklassifikationen O, B und A auszuschlie\u00dfen, da diese massereicheren, kurzlebigeren Sterne dazu neigen, sich entlang der Ebene der Milchstra\u00dfe 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 eigent\u00fcmlichste Spektrum aus dem Set.  Es zeigte keine Wasserstofflinien, sondern breite, diffuse Linien aus neutralem (nicht ionisiertem) Helium.[9]  Dies wurde als wei\u00dfer Zwerg mit Wasserstoffmangel interpretiert.  Im Jahr 1962 wurde dieser Stern mit einem photoelektrischen Detektor beobachtet und es wurde festgestellt, dass seine Helligkeit \u00fcber einen Zeitraum von 18 Minuten variiert.  Die Lichtkurve der Variation zeigte ein doppeltes Sinusmuster.[10]  Sp\u00e4ter wurde ein flackerndes Verhalten beobachtet, das auf einen Stoff\u00fcbergang schlie\u00dfen lie\u00df.[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 zuverl\u00e4ssige 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 St\u00fcck.[11]    Andere Sch\u00e4tzungen seiner Entfernung geben im Vergleich zu Modellen seiner Akkretionsscheibe 288\u00b150 St\u00fcck und 420\u00b180 St\u00fcck.  Eine bodengest\u00fctzte Messung seiner absoluten Parallaxe ergab eine Distanz von 235 St\u00fcck.  Die Ableitung einer relativen Parallaxe im Vergleich zu den gesch\u00e4tzten Parallaxen von drei Vergleichssternen mit dem Hubble-Weltraumteleskop-Feinf\u00fchrungssensor ergibt eine sehr gro\u00dfe Entfernung von 606+135\u221293 pc.[2]Gaia Data Release 2 gibt eine Parallaxe von 3.3512\u00b10,0452 m, was zu einer Entfernung von f\u00fchrt 295\u00b14 St\u00fcck.[12]  Dieser Wert verleiht dem System eine geringere Leuchtkraft und Akkretionsrate, die n\u00e4her an dem liegt, was von Akkretionsscheibenmodellen erwartet w\u00fcrde.[13]       (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4Beschreibung[edit]Das zur Erkl\u00e4rung der Beobachtungen entwickelte Modell war, dass AM Canum Venaticorum ein bin\u00e4res System ist, das aus einem Paar Wei\u00dfer Zwerge in einer engen Umlaufbahn besteht.  Der prim\u00e4re ist ein massereicherer wei\u00dfer Zwerg aus Kohlenstoff\/Sauerstoff, w\u00e4hrend der sekund\u00e4re ein weniger massiver wei\u00dfer Zwerg aus Helium ohne Wasserstoff, aber Spuren schwerer Elemente ist.[2]    Bei der unerwartet gro\u00dfen Entfernung, die das HST gefunden hat, w\u00e4re das Sekund\u00e4robjekt ein halb-entartetes Objekt wie der Subzwerg-B-Stern.[2]Gravitationswellenstrahlung verursacht einen Verlust des Drehimpulses in der Umlaufbahn, was dazu f\u00fchrt, dass Helium vom Sekund\u00e4rteil zum Prim\u00e4rteil \u00fcbertragen wird, wenn sich die beiden n\u00e4hern.[14]  Diese \u00dcbertragung findet statt, weil die Sekund\u00e4rseite ihren Roche-Lappen \u00fcberl\u00e4uft \u2013 ein tropfenf\u00f6rmiger Lappen, der durch die Gravitationswechselwirkung zwischen den beiden Sternen entsteht.[2]Die Massentransferrate zwischen den beiden Sternen wird auf etwa gesch\u00e4tzt 7\u00d710-9  Sonnenmassen pro Jahr, wodurch eine Akkretionsscheibe um den begleitenden Wei\u00dfen Zwerg entsteht.[5]  Die Energieabgabe des Massenstroms auf diese Akkretionsscheibe tr\u00e4gt tats\u00e4chlich in erster Linie zur visuellen Leuchtkraft dieses Systems bei;  \u00fcberstrahlt beide stellaren Komponenten.  Die Temperatur dieser Scheibe betr\u00e4gt 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 \u2013 einen erh\u00f6hten Signalausbruch, der mit einer Periode auftritt, die etwas l\u00e4nger als die Orbitalperiode ist.  Der Superbuckel kann das Ergebnis einer Dehnung der Akkretionsscheibe in Kombination mit einer Pr\u00e4zession sein.  Die elliptische Scheibe pr\u00e4zediert um den Wei\u00dfen Zwerg \u00fcber ein Zeitintervall, das viel l\u00e4nger als die Umlaufperiode ist, was zu einer leichten \u00c4nderung der Ausrichtung der Scheibe \u00fcber jede Umlaufbahn f\u00fchrt.[15]Normalerweise weist AM CVn nur Magnitudenvariationen von 0,05 auf.  AM-CVn-Sternsysteme wie dieses sind jedoch nova-\u00e4hnliche Objekte, von denen bekannt ist, dass sie zuf\u00e4llig intensive Leuchtintensit\u00e4ten 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 \u0394m = 1,07\u00b10,03 und dauerte 212 Sekunden.  Die bei diesem Ereignis freigesetzte Energiemenge wird gesch\u00e4tzt als 2.7\u00d71036 Erg.[16]  Diese Blitze werden durch die kurze thermonukleare Fusion von Helium verursacht, das von der Prim\u00e4rh\u00fclle entlang einer \u00e4u\u00dferen H\u00fclle gesammelt wird.[17]Verweise[edit]^ ein b Cutri, RM;  et al.  (M\u00e4rz 2003), &#8220;2MASS All-Sky Catalogue of Point Sources&#8221;, VizieR Online-Datenkatalog: II\/246, 2246, s.  0, Bibcode:2003yKat.2246&#8230;.0C^ ein b c d e f G Roelofs, GHA;  et al.  (September 2007), &#8220;Hubble Space Telescope Parallaxes of AM CVn Stars and Astrophysical Consequences&#8221;, Das Astrophysikalische Journal, 666 (2): 1174\u20131188, arXiv:0705.3855, Bibcode:2007ApJ&#8230;666.1174R, doi:10.1086\/520491, S2CID 18785732^ Van Altena, WF;  Lee, JT;  Hoffleit, ED (1995).  &#8220;Der allgemeine Katalog der trigonometrischen [stellar] Parallaxen&#8221;. Neuer Hafen.  Bibcode:1995gcts.book&#8230;..V.^ ein b Mermilliod, J.-C.  (1986).  &#8220;Zusammenstellung von Eggens UBV-Daten, umgewandelt in UBV (unver\u00f6ffentlicht)&#8221;. Katalog der Eggener UBV-Daten: 0. Bibcode:1986EgUBV&#8230;&#8230;..0M.^ ein b c d Roelofs, GHA;  et al.  (September 2006), &#8220;Kinematik des ultrakompakten Heliumakkretors AM Canum Venaticorum&#8221;, Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society, 371 (3): 1231\u20131242, ARXIV:astro-ph\/0606327, Bibcode:2006MNRAS.371.1231R, doi:10.1111\/j.1365-2966.2006.10718.x, S2CID 15295671^ ein b c Brown, AGA;  et al.  (Gaia-Kollaboration) (August 2018). &#8220;Gaia Datenfreigabe 2: Zusammenfassung der Inhalte und Umfrageeigenschaften&#8221;. Astronomie &#038; Astrophysik. 616.  A1.  arXiv:1804.09365.  Bibcode:2018A&#038;A&#8230;616A&#8230;1G.  mach:10.1051\/0004-6361\/201833051. Gaia DR2-Aufnahme f\u00fcr diese Quelle bei VizieR.^ ein b c d Kusterer, D.-J;  Nagel, T.;  Hartmann, S.;  Werner, K.;  Feldmeier, A. (2014). &#8220;Monte-Carlo-Strahlungstransfer in CV-Scheibenwinden: Anwendung auf den AM-CVn-Prototyp&#8221;. Astronomie und Astrophysik. 561: A14.  Bibcode:2014A&#038;A&#8230;561A..14K.  mach:10.1051\/0004-6361\/201321438.^ Humason, ML;  Zwicky, F. (Januar 1947), &#8220;Eine Suche nach schwachen blauen Sternen&#8221;, Astrophysikalisches Journal, 105: 85, Bibcode:1947ApJ&#8230;105&#8230;85H, doi:10.1086\/144884^ Greenstein, Jesse L.;  Matthews, Mildred S. (Juli 1957), &#8220;Studies of the White Dwarfs. I. Broad Features in White Dwarf Spectra&#8221;, Astrophysikalisches Journal, 126: 14, Bibcode:1957ApJ&#8230;126&#8230;14G, doi:10.1086\/146364^ Smak, J. (Februar 1967), &#8220;18-min. Licht-Variationen von HZ 29&#8221;, Informationsblatt zu variablen Sternen, 182: 1, Bibcode:1967IBVS..182&#8230;.1S^ Ak, T.;  Bilir, S.;  Ak, S.;  Eker, Z. (2008).  \u201eR\u00e4umliche Verteilung und galaktische Modellparameter von kataklysmischen Variablen\u201c. Neue Astronomie. 13 (3): 133\u2013143.  arXiv:0708.1053.  Bibcode:2008NeuA&#8230;13..133A.  mach:10.1016\/j.newast.2007.08.003.  S2CID 17804687.^ Bailer-Jones, CAL;  Rybizki, J.;  Fouesneau, M.;  Mantelet, G.;  Andrae, R. (2018).  &#8220;VizieR Online Data Catalog: Entfernungen zu 1,33 Milliarden Sternen in Gaia DR2 (Bailer-Jones+, 2018)&#8221;. VizieR Online-Datenkatalog.  Bibcode:2018yKat.1347&#8230;.0B.^ G. Ramsay;  et al.  (2018).  \u201eDie physikalischen Eigenschaften von AM-CVn-Sternen: neue Erkenntnisse von Gaia DR2\u201c. Astronomie &#038; Astrophysik. 620: A141.  arXiv:1810.06548.  Bibcode:2018A&#038;A&#8230;620A.141R.  mach:10.1051\/0004-6361\/201834261.  S2CID 76652045.^ ein b Nelemans, G.;  Steeghs, D.;  Groot, PJ (September 2001), &#8220;Spektroskopischer Beweis f\u00fcr die bin\u00e4re Natur von AM CVn&#8221;, Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society, 326 (2): 621\u2013627, ARXIV:astro-ph\/0104220, Bibcode:2001MNRAS.326..621N, doi:10.1046\/j.1365-8711.2001.04614.x, S2CID 19290217^ Pearson, KJ (Juli 2007), &#8220;Sind Superh\u00f6cker gute Ma\u00dfe f\u00fcr das Massenverh\u00e4ltnis f\u00fcr AM-CVn-Systeme?&#8221;, Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society, 379 (1): 183\u2013189, ARXIV:0705.0141, Bibcode:2007MNRAS.379..183P, doi:10.1111\/j.1365-2966.2007.11932.x, S2CID 2685807^ Marar, TMK;  et al.  (Januar 1988), &#8220;Fackeln auf AM Canum Venaticorum&#8221;, Astronomie und Astrophysik, 189 (1\u20132): 119\u2013123, Bibcode:1988A&#038;A&#8230;189..119M^ Bildsten, Lars;  Shen, Ken J.;  Weinberg, Nevin N.;  Nelemans, Gijs (Juni 2007), &#8220;Schwache thermonukleare Supernovae von AM Canum Venaticorum Binaries&#8221;, Das Astrophysikalische Journal, 662 (2): L95\u2013L98, arXiv:astro-ph\/0703578, Bibcode:2007ApJ&#8230;662L..95B, doi:10.1086\/519489, S2CID 119369896Externe Links[edit]Koordinaten: 12ha 34ich 54,58so, +37\u00b0 37\u2032 43,4\u2033     (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4"},{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BreadcrumbList","itemListElement":[{"@type":"ListItem","position":1,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki26\/#breadcrumbitem","name":"Enzyklop\u00e4die"}},{"@type":"ListItem","position":2,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki26\/2021\/06\/14\/am-canum-venaticorum-wikipedia\/#breadcrumbitem","name":"AM Canum Venaticorum \u2013 Wikipedia"}}]}]