AM Canum Venaticorum (AM CVn) es una estrella binaria variable cataclísmica deficiente en hidrógeno en la constelación de Canes Venatici . Es el tipo de estrella de su clase de variables, las estrellas AM Canum Venaticorum . El sistema consiste en una enana blanca que gana materia a través de un disco de acreción de una compañera semidegenerada o enana blanca.
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS ) | |
---|---|
Constelación | Bastones Venatici |
Ascensión recta | 12 h 34 m 54.60 s [1] |
Declinación | + 37 ° 37 ′ 44,1 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | +14.02 (13.7-14.2) [2] |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | DBp [3] |
Índice de color U − B | −1,01 [4] |
Índice de color B − V | −0,23 [4] |
Tipo variable | AM CVn [5] |
Astrometria | |
Movimiento adecuado (μ) | RA: 30,935 [6] mas / año Diciembre: 12,420 [6] mas / año |
Paralaje (π) | 3.3512 ± 0.0452 [6] mas |
Distancia | 970 ± 10 Ly (298 ± 4 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | 4,90+0,37 −0,45[2] |
Órbita [5] | |
Periodo (P) | 1.028,7322 ± 0.0003 s (17:08,732 ± 0,018 min ) |
Inclinación (i) | 43 ± 2 ° |
Detalles | |
WD | |
Masa | 0,6 [7] M ☉ |
Radio | 0.0137 [7] R ☉ |
Temperatura | 100.000 [7] K |
donante | |
Masa | 0,1 [7] M ☉ |
Otras designaciones | |
EGGR 91, HZ 29, GSC 03018-02523, PG 1232 + 379, WD 1232 + 37, AAVSO 1229 + 38. | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Observaciones
Durante 1939-1940, se llevó a cabo un estudio de las enanas blancas tenues utilizando un telescopio Schmidt de 18 pulgadas (46 cm) en el observatorio Palomar . Parte del estudio se realizó alrededor del polo norte galáctico para excluir estrellas de las clasificaciones estelares O, B y A, ya que estas estrellas de mayor masa y vida más corta tienden a concentrarse a lo largo del plano de la Vía Láctea donde se forman nuevas estrellas. ocurre. A partir de las estrellas observadas, Milton L. Humason y Fritz Zwicky construyeron una lista de estrellas azules tenues en 1947, [8] con su tono azul que sugiere una temperatura efectiva relativamente alta . Se descubrió que la estrella número 29 en su lista, HZ 29, tenía el espectro más peculiar del set. Mostraba una ausencia de líneas de hidrógeno , pero líneas amplias y difusas de helio neutro (no ionizado ). [9] Esto se interpretó como una enana blanca deficiente en hidrógeno. En 1962, esta estrella fue observada con un detector fotoeléctrico y se encontró que variaba en magnitud durante un período de 18 minutos. La curva de luz de la variación mostró un patrón sinusoidal doble . [10] Más tarde, se observó un comportamiento de parpadeo, lo que sugirió una transferencia de masa . [2]
Distancia
La distancia de AM CVn ha sido difícil de determinar. Es demasiado débil para tener un paralaje de Hipparcos medido , demasiado distante para tener un paralaje preciso y confiable determinado por otros medios, y demasiado raro para que se conozcan sus parámetros en comparación con otros objetos.
La calibración contra otras variables cataclísmicas produce una distancia de143 uds . [11] Otras estimaciones de su distancia, en comparación con los modelos de su disco de acreción, dan288 ± 50 pc y420 ± 80 ud . Una medición en tierra de su paralaje absoluto dio una distancia de235 uds . La derivación de una paralaje relativa, en comparación con las paralaje estimadas de tres estrellas de comparación, utilizando el sensor de guía fina del telescopio espacial Hubble proporciona una distancia muy grande de606+135
−93 pc . [2]
Gaia Data Release 2 ofrece un paralaje de3.3512 ± 0.0452 mas , lo que lleva a una distancia de295 ± 4 pza . [12] Este valor le da al sistema una menor luminosidad y tasa de acreción, más cercana a lo que se esperaría de los modelos de disco de acreción. [13]
Descripción
El modelo desarrollado para explicar las observaciones fue que AM Canum Venaticorum es un sistema binario que consiste en un par de enanas blancas en una órbita cercana. La primaria es una enana blanca más masiva compuesta de carbono / oxígeno , mientras que la secundaria es una enana blanca menos masiva hecha de helio , sin hidrógeno pero con trazas de elementos más pesados. [2] En la forma inesperada gran distancia encontrado por el HST, el secundario habría una semi- degenerada objeto tal como estrella B subenana . [2]
La radiación de ondas gravitacionales está causando una pérdida de momento angular en la órbita, lo que lleva a la transferencia de helio del secundario al primario a medida que los dos se acercan. [14] Esta transferencia se produce porque la secundaria está desbordando su lóbulo de Roche, un lóbulo en forma de lágrima creado por la interacción gravitacional entre las dos estrellas. [2]
La tasa de transferencia de masa entre las dos estrellas se estima en aproximadamente 7 × 10 −9 masas solares por año, lo que crea un disco de acreción alrededor de la enana blanca compañera. [5] La salida de energía del flujo másico hacia este disco de acreción es en realidad el principal contribuyente a la luminosidad visual de este sistema; eclipsando ambos componentes estelares. La temperatura de este disco es de unos 30.000 K. [5]
La fotometría de alta velocidad del sistema muestra múltiples períodos de variación en la luminosidad. El período principal de1.028,73 segundos (17 m 8,73 s ) es el período orbital del par. [14] Un período secundario deSe cree que 1.051 segundos (17 m 31 s ) son causados por un superhump, un estallido elevado en la señal que ocurre con un período un poco más largo que el período orbital. El superhump puede ser el resultado de un alargamiento del disco de acreción en combinación con la precesión . El disco elíptico hace precesión alrededor de la enana blanca durante un intervalo de tiempo mucho más largo que el período orbital, provocando un ligero cambio en la orientación del disco en cada órbita. [15]
Llamaradas
Normalmente, AM CVn solo presenta variaciones de magnitud de 0,05. Sin embargo, los sistemas estelares AM CVn como este son objetos parecidos a una nova que se sabe que generan aleatoriamente llamaradas intensas de luminosidad. AM Canum Venaticorum mostró ese comportamiento de llamarada dos veces durante el período 1985-1987, con estas llamaradas mostrando rápidas fluctuaciones en la luminosidad. Un brote de 1986 provocó un aumento de magnitud de hasta Δm =1,07 ± 0,03 y duró 212 segundos. La cantidad de energía liberada durante este evento se estima como2,7 × 10 36 erg . [16] Estos destellos son causados por la breve fusión termonuclear de helio que se acumula a lo largo de una capa exterior por el primario. [17]
Referencias
- ^ a b Cutri, RM; et al. (Marzo de 2003), "Catálogo de fuentes puntuales de 2MASS All-Sky", Catálogo de datos en línea de VizieR: II / 246 , 2246 , p. 0, código bibliográfico : 2003yCat.2246 .... 0C
- ^ a b c d e f g Roelofs, GHA; et al. (Septiembre de 2007), "Paralaje del telescopio espacial Hubble de estrellas AM CVn y consecuencias astrofísicas", The Astrophysical Journal , 666 (2): 1174-1188, arXiv : 0705.3855 , Bibcode : 2007ApJ ... 666.1174R , doi : 10.1086 / 520491 , S2CID 18785732
- ^ Van Altena, WF; Lee, JT; Hoffleit, ED (1995). "El catálogo general de paralaje trigonométrico [estelar]". New Haven . Bibcode : 1995gcts.book ..... V .
- ^ a b Mermilliod, J.-C. (1986). "Recopilación de datos UBV de Eggen, transformados a UBV (inédito)". Catálogo de UBV de Eggen Datos : 0. Bibcode : 1986EgUBV ........ 0M .
- ^ a b c d Roelofs, GHA; et al. (Septiembre de 2006), "Cinemática del acretor de helio ultracompacto AM Canum Venaticorum", Avisos mensuales de la 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
- ^ a b c Brown, AGA; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). " Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta" . Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A & A ... 616A ... 1G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 . Registro de Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
- ^ a b c d Kusterer, D. -J; Nagel, T .; Hartmann, S .; Werner, K .; Feldmeier, A. (2014). "Transferencia de radiación Monte Carlo en vientos de disco CV: Aplicación al prototipo AM CVn" . Astronomía y Astrofísica . 561 : A14. Bibcode : 2014A & A ... 561A..14K . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201321438 .
- ^ Humason, ML; Zwicky, F. (enero de 1947), "Una búsqueda de estrellas azules débiles", Astrophysical Journal , 105 : 85, Bibcode : 1947ApJ ... 105 ... 85H , doi : 10.1086 / 144884
- ^ Greenstein, Jesse L .; Matthews, Mildred S. (julio de 1957), "Estudios de las enanas blancas. I. Características generales en espectros de las enanas blancas", Astrophysical Journal , 126 : 14, Bibcode : 1957ApJ ... 126 ... 14G , doi : 10.1086 / 146364
- ^ Smak, J. (febrero de 1967), "18-min. Light-Variations of HZ 29", Boletín informativo sobre estrellas variables , 182 : 1, código bibliográfico : 1967IBVS..182 .... 1S
- ^ Ak, T .; Bilir, S .; Ak, S .; Eker, Z. (2008). "Distribución espacial y parámetros del modelo galáctico de variables cataclísmicas". Nueva Astronomía . 13 (3): 133–143. arXiv : 0708.1053 . Código Bibliográfico : 2008NewA ... 13..133A . doi : 10.1016 / j.newast.2007.08.003 . S2CID 17804687 .
- ^ Bailer-Jones, CAL; Rybizki, J .; Fouesneau, M .; Mantelet, G .; Andrae, R. (2018). "Catálogo de datos en línea de VizieR: distancias a 1,33 mil millones de estrellas en Gaia DR2 (Bailer-Jones +, 2018)". Catálogo de datos en línea de VizieR . Código bibliográfico : 2018yCat.1347 .... 0B .
- ^ G. Ramsay; et al. (2018). "Las propiedades físicas de las estrellas AM CVn: nuevos conocimientos de Gaia DR2". Astronomía y Astrofísica . 620 : A141. arXiv : 1810.06548 . Código Bib : 2018A & A ... 620A.141R . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201834261 . S2CID 76652045 .
- ^ a b Nelemans, G .; Steeghs, D .; Groot, PJ (septiembre de 2001), "Evidencia espectroscópica de la naturaleza binaria de AM CVn", Avisos mensuales de la 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
- ^ Pearson, KJ (julio de 2007), "¿Son los superhumps buenas medidas de la relación de masa para sistemas AM CVn?", Avisos mensuales de la 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
- ^ Marar, TMK; et al. (Enero de 1988), "Flares on AM Canum Venaticorum", Astronomy and Astrophysics , 189 (1-2): 119-123, Bibcode : 1988A & A ... 189..119M
- ^ Bildsten, Lars; Shen, Ken J .; Weinberg, Nevin N .; Nelemans, Gijs (junio de 2007), "Supernovas termonucleares débiles de AM Canum Venaticorum Binaries", The Astrophysical Journal , 662 (2): L95-L98, arXiv : astro-ph / 0703578 , Bibcode : 2007ApJ ... 662L..95B , doi : 10.1086 / 519489 , S2CID 119369896
enlaces externos
- Un recorrido por AM CVn ( video del Observatorio de rayos X Chandra )
Coordenadas : 12 h 34 m 54.58 s , + 37 ° 37 ′ 43.4 ″