| AM Câini Beagle | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| stea dublă | |||||||||
| | |||||||||
| Date observaționale ( Epoca J2000.0 ) |
|||||||||
| Tip de | variabilă cataclismică | ||||||||
| ascensiunea dreaptă | 12 h 34 m 54,60 s [1] | ||||||||
| declinaţie | +37° 37′ 44.10″ [1] | ||||||||
| Distanţă |
1976++440 −−300 |
||||||||
| Mărimea aparentă ( V ) | V max = +14,02 m , V min = +13,7 m , P = +0,28 d [2] | ||||||||
| Constelaţie | Hounds Câini | ||||||||
| Astrometrie | |||||||||
| Mișcarea corectă | |||||||||
| • ascensiunea dreaptă | 36,6 [3] mas pe an | ||||||||
| • declinaţie | 25,5 [3] mas pe an | ||||||||
| Paralaxa (π) | 1,65 ± 0,30 [2] mas | ||||||||
| Caracteristici spectrale | |||||||||
| Clasa spectrală | dbp [4] | ||||||||
| Indice de culoare | |||||||||
| • B−V | −0,23 [5] | ||||||||
| • U−B | −1,01 [5] | ||||||||
| variabilitate | AM CVn [6] | ||||||||
| caracteristici fizice | |||||||||
| Rază | 0,0137R☉ | ||||||||
| Elemente orbitale | |||||||||
| Perioada ( P ) | 1,028,7322±0,0003 s. (17:08,732±0,018 min) [6] ani | ||||||||
| Înclinație ( i ) | 43±2° [6] °v | ||||||||
| Codurile din cataloage | |||||||||
|
AM CVn, EGGR 91, HZ 29, GSC 03018-02523, PG 1232+379, WD 1232+37, AAVSO 1229+38. |
|||||||||
| Informații în baze de date | |||||||||
| SIMBAD | date | ||||||||
| Sistem stelar | |||||||||
|
O stea are 2 componente, parametrii acestora sunt prezentați mai jos: |
|||||||||
|
|||||||||
|
|||||||||
| Informații în Wikidata ? | |||||||||
AM Canis Venaticorum ( AM Canum Venaticorum , AM CVn ) este o stea binară variabilă cataclismică din constelația Canis Venaticorum . Ea a devenit progenitoarea unei întregi clase de stele variabile . Pe baza măsurătorilor de paralaxă cu telescopul spațial Hubble , se poate calcula că sistemul se află la aproximativ 2000 de ani lumină (610 parsecs ) de Pământ, că are o mișcare adecvată de 34,25 ± 0,88 mas•yr -1 la un unghi de poziție de 67 .0 ± 1.7 [2] .
În 1939-1940, studiile asupra piticelor albe slabe au fost efectuate folosind telescopul Schmidt de 18 inchi (46 cm) la Observatorul Palomar . O parte a cercetării a fost făcută în jurul polului nord al galaxiei pentru a exclude stelele de tipuri spectrale O, B și A, deoarece aceste stele masive cu viață scurtă tind să fie concentrate de-a lungul planului Căii Lactee , unde procesul de formare a stelelor . are loc .
În 1947, Milton L. Humason și Fritz Zwicky [7] au întocmit o listă de stele albastre slabe pentru obiecte observabile . Nuanța lor albastră indică o temperatură efectivă relativ ridicată . A 29-a stea de pe lista lor (HZ 29) a avut cel mai specific spectru al grupului. Ea arată absența liniilor de hidrogen în spectru , dar linii largi, difuze de heliu neutru ( neionizat ) [8] . Așa s-au găsit piticele albe sărace în hidrogen . În 1962 , această stea a fost observată de un detector fotoelectric și s-a constatat că variază în magnitudine cu o perioadă de 18 minute. Curba luminii a prezentat variații, care sunt reprezentate de o undă sinusoidală dublă [9] . Ulterior, s-a observat pâlpâirea, ceea ce a făcut posibilă sugerarea transferului de masă în sistem [2] .
Modelul dezvoltat pentru a explica observațiile a fost că AM Hounds of the Dog este un sistem binar format dintr-o pereche de pitici albe pe o orbită foarte apropiată. Primarul este o pitică albă carbon / oxigen mai masivă , în timp ce secundară este o pitică albă cu heliu mai puțin masivă , fără hidrogen , dar cu urme de elemente grele [2] . (În unele variabile, cum ar fi AM Canes , secundarul poate fi un obiect semi-degenerat, cum ar fi un subpitic de tip spectral B în loc de o pitică albă cu heliu ). Sistemul emite unde gravitaționale în timpul rotației, care scad tensorul energiei-impuls, determinând scăderea orbitei [10] [11] . Acest transfer are loc deoarece steaua secundară umple lobul Roche creat de interacțiunea gravitațională dintre cele două stele [2] .
Rata de transfer de masă între piticele albe este estimată la aproximativ 7⋅10 -9 mase solare pe an, ceea ce duce la crearea unui disc de acreție în jurul piticii albe [6] . Eliberarea energiei din fluxul de masă către acest disc de acreție aduce principala contribuție la luminozitatea vizuală a întregului sistem; discul piticizează ambele pitice albe . Temperatura acestui disc este de aproximativ 30.000 K [6] .
Fotometria de mare viteză a sistemului arată mai multe perioade de variație a luminozității variabilei. Perioada principală de 1.028,73 secunde (17min 8,73s) este perioada orbitală a perechii [12] . Se crede că perioada secundară de 1,051 secunde (17min 31s) este cauzată de supracocoașe în curba luminii, care are o perioadă puțin mai lungă decât perioada orbitală. Superhumps pot fi rezultatul unei alungiri relative a discului de acreție combinată cu precesia. Discul eliptic precedă în jurul piticii albe pe un interval de timp puțin mai lung decât perioada orbitală, rezultând o mică schimbare a orientării discului cu fiecare element al orbitei [13] .
De obicei, acest sistem stelar prezintă doar variații de luminozitate de 0,05 m . Cu toate acestea, sistemele stelare AM Canis Hound sunt, de asemenea, obiecte asemănătoare nova care par a fi capabile să genereze aleatoriu izbucniri intense. AM Beagle Dogs a manifestat acest comportament de două ori între 1985 și 1987 . În 1986 , erupția a provocat o creștere a luminozității cu Δm= 1,07 ± 0,03 m și a durat 212 sec. Cantitatea de energie eliberată în timpul acestui eveniment este estimată la 2,7⋅10 36 Erg . [14] . Aceste izbucniri sunt cauzate de fuziunea termonucleară pe termen scurt a heliului , care se acumulează de-a lungul învelișului exterior al stelei primare [15] .
| Stele din constelația Canes Venatici | |
|---|---|
| Bayer | |
| Flamsteed | |
| Variabile | |
sisteme planetare | |
| Alte | |
| Lista stelelor din constelația Canes Venatici | |