| soy perros beagle | |||||||||
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| estrella doble | |||||||||
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| Datos observacionales ( época J2000.0 ) |
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| Tipo de | variable cataclísmica | ||||||||
| ascensión recta | 12 h 34 min 54,60 s [ 1] | ||||||||
| declinación | +37° 37′ 44.10″ [1] | ||||||||
| Distancia |
1976++440 −−300 |
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| Magnitud aparente ( V ) | V máx = +14,02 m , V mín = +13,7 m , P = +0,28 d [2] | ||||||||
| Constelación | perros sabuesos | ||||||||
| Astrometría | |||||||||
| movimiento adecuado | |||||||||
| • ascensión recta | 36,6 [3] mas por año | ||||||||
| • declinación | 25,5 [3] mas por año | ||||||||
| Paralaje (π) | 1,65 ± 0,30 [2] mas | ||||||||
| Características espectrales | |||||||||
| clase espectral | dbp [4] | ||||||||
| Indice de color | |||||||||
| • B-V | −0.23 [5] | ||||||||
| • U−B | −1.01 [5] | ||||||||
| variabilidad | Soy CVn [6] | ||||||||
| características físicas | |||||||||
| Radio | 0.0137R☉ | ||||||||
| Elementos orbitales | |||||||||
| Período ( P ) | 1,028,7322±0,0003 s. (17:08.732±0.018 min) [6] años | ||||||||
| Inclinación ( i ) | 43±2° [6] °v | ||||||||
| Códigos en catálogos | |||||||||
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AM CVn, EGGR 91, HZ 29, GSC 03018-02523, PG 1232+379, WD 1232+37, AAVSO 1229+38. |
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| Información en bases de datos | |||||||||
| SIMBAD | datos | ||||||||
| Sistema estrella | |||||||||
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Una estrella tiene componentes 2. Sus parámetros se presentan a continuación: |
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| ¿ Información en Wikidata ? | |||||||||
AM Canis Venaticorum ( AM Canum Venaticorum , AM CVn ) es una estrella binaria variable catastrófica en la constelación Canis Venaticorum . Se convirtió en la progenitora de toda una clase de estrellas variables . Con base en las mediciones de paralaje con el telescopio espacial Hubble , se puede calcular que el sistema está a unos 2000 años luz (610 parsecs ) de la Tierra, que tiene un movimiento propio de 34,25 ± 0,88 mas•yr −1 en un ángulo de posición de 67 ,0 ± 1,7 [2] .
En 1939-1940, se llevaron a cabo estudios de enanas blancas débiles utilizando el telescopio Schmidt de 18 pulgadas (46 cm) en el Observatorio Palomar . Parte de la investigación se ha realizado alrededor del polo norte de la galaxia para excluir estrellas de tipo espectral O, B y A, ya que estas estrellas masivas de vida corta tienden a concentrarse a lo largo del plano de la Vía Láctea , donde se produce el proceso de formación estelar . tiene lugar
En 1947, Milton L. Humason y Fritz Zwicky [7] compilaron una lista de estrellas azules tenues para objetos observables . Su tonalidad azul indica una temperatura efectiva relativamente alta . La estrella número 29 de su lista (HZ 29) tenía el espectro más específico del grupo. Muestra la ausencia de líneas de hidrógeno en el espectro , pero líneas amplias y difusas de helio neutro ( no ionizado ) [8] . Así es como se encontraron las enanas blancas pobres en hidrógeno . En 1962 , esta estrella fue observada por un detector fotoeléctrico y se encontró que variaba en magnitud con un período de 18 minutos. La curva de luz mostró variaciones, que están representadas por una doble onda sinusoidal [9] . Posteriormente, se observó parpadeo, lo que permitió sugerir transferencia de masa en el sistema [2] .
El modelo desarrollado para explicar las observaciones fue que AM Hounds of the Dog es un sistema binario que consta de un par de enanas blancas en una órbita muy estrecha. La primaria es una enana blanca de carbono / oxígeno más masiva , mientras que la secundaria es una enana blanca de helio menos masiva , sin hidrógeno , pero con trazas de elementos pesados [2] . (En algunas variables, como AM Canes , la secundaria puede ser un objeto semidegenerado, como una subenana de tipo espectral B en lugar de una enana blanca de helio ). El sistema emite ondas gravitacionales durante la rotación, que disminuyen el tensor de tensión de energía-momento., haciendo que la órbita disminuya [10] [11] . Esta transferencia ocurre porque la estrella secundaria llena el lóbulo de Roche creado por la interacción gravitatoria entre las dos estrellas [2] .
Se estima que la tasa de transferencia de masa entre las enanas blancas es de aproximadamente 7⋅10 -9 masas solares por año, lo que conduce a la creación de un disco de acreción alrededor de la enana blanca [6] . La liberación de energía del flujo másico a este disco de acreción hace la principal contribución a la luminosidad visual de todo el sistema; el disco empequeñece a ambas enanas blancas . La temperatura de este disco es de unos 30.000 K [6] .
La fotometría de alta velocidad del sistema muestra varios períodos de variación en la luminosidad de la variable. El período principal de 1.028,73 segundos (17 min 8,73 s) es el período orbital del par [12] . Se cree que el período secundario de 1.051 segundos (17 min 31 s) es causado por superjorobas en la curva de luz, que tiene un período ligeramente más largo que el período orbital. Las superjorobas pueden ser el resultado de un alargamiento relativo del disco de acreción combinado con la precesión. El disco elíptico hace precesión alrededor de la enana blanca durante un intervalo de tiempo ligeramente más largo que el período orbital, lo que da como resultado un pequeño cambio en la orientación del disco con cada elemento de la órbita [13] .
Por lo general, este sistema estelar exhibe solo variaciones de luminosidad de 0,05 m . Sin embargo, los sistemas estelares AM Canis Hound también son objetos similares a novas que parecen ser capaces de generar explosiones intensas al azar. AM Beagle Dogs exhibió este comportamiento dos veces entre 1985 y 1987 . En 1986 , la llamarada provocó un aumento de luminosidad de Δm= 1,07 ± 0,03 m y duró 212 seg. La cantidad de energía liberada durante este evento se estima en 2.7⋅10 36 Erg . [14] . Estos estallidos son causados por la fusión termonuclear a corto plazo del helio , que se acumula a lo largo de la capa exterior de la estrella primaria [15] .
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