AE Aquarii
| Doppelstern AE Aquarii | |||||
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| Künstlerische Darstellung des AE Aquarii-Systems | |||||
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| AladinLite | |||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||
| Sternbild | Wassermann | ||||
| Rektaszension | 20h 40m 09,16s [1] | ||||
| Deklination | −00° 52′ 15,06″ [1] | ||||
| Helligkeiten | |||||
| Scheinbare Helligkeit | 10,18 - 12,12 mag[2] | ||||
| Helligkeit (J-Band) | (9,45) mag[1] | ||||
| G-Band-Magnitude | (10,952 ± 0,005) mag[1] | ||||
| Spektrum und Indices | |||||
| Veränderlicher Sterntyp | DQ+ELL[2] | ||||
| B−V-Farbindex | 2,06[1] | ||||
| U−B-Farbindex | 2,815[1] | ||||
| R−I-Index | 4,071[1] | ||||
| Spektralklasse | WD+K3Ve[2] | ||||
| Astrometrie | |||||
| Radialgeschwindigkeit | −69,30 ± 4,8 km/s[1] | ||||
| Parallaxe | (10,966 ± 0,055) mas[1] | ||||
| Entfernung | 258 bis 470 Lj 79 bis 144 pc [3] | ||||
| Eigenbewegung[1] | |||||
| Rek.-Anteil: | (9,0 ± 4,2) mas/a | ||||
| Dekl.-Anteil: | (−14,6 ± 3,4) mas/a | ||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||
| Masse | (0,63 / 0,37) M☉[4] | ||||
| Radius | (0,01 / 0,79) R☉[4] | ||||
| Rotationsdauer | 9,8797 h[2] | ||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||
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AE Aquarii, auch AE Aqr, ist ein kataklysmisch veränderliches Doppelsternsystem vom Typ DQ-Herculis. Es besteht aus einem magnetischen Weißen Zwerg, mit einer Masse von etwa 0,63 M☉, und ca. 0,01 R☉. Er befindet sich in enger Umlaufbahn mit einem massearmen Hauptreihenstern mit etwa 0,76 M☉ und 0,79 R☉[4] der Spektralklasse K3-5 V, der in seinem Kern Wasserstoff zu Helium fusioniert aber sein Roche-Volumen ausfüllt.[5] Beide umkreisen sich um den gemeinsamen Schwerpunkt mit einer Periodendauer von 9,88 Stunden. Der Weiße Zwerg hat die kürzeste bekannte Rotationsdauer aller Weißen Zwerge mit 33,08 Sekunden pro Umdrehung, die mit einer ungewöhnlich hohen Rate von 1,78 ns pro Jahr zunimmt.[6]
AE Aquarii wird der Unterklasse der DQ-Herculis-Sterne zugeordnet, da der Weiße Zwerg ein mittelstarkes Magnetfeld von 2,4 × 106 Gauss besitzt,[7] das ausreichend ist, um die Bewegung des Plasmastroms signifikant zu beeinflussen, aber zu schwach um den Weißen Zwerg in eine synchrone Rotation mit dem Begleitstern zu zwingen.[8]
Von Astronomen wird angenommen, dass die extrem starken Magnetfelder geladene Teilchen einfangen und sie auf nahezu Lichtgeschwindigkeit beschleunigen. Wenn die Teilchen mit dem Magnetfeld interagieren, strahlen sie Röntgenstrahlen ab. Außerdem wird polarisierte Zyklotronstrahlung durch das Plasma emittiert. Daher sind die harten Röntgenpulse von AE Aquarii denen des Pulsars im Zentrum des Krebsnebels sehr ähnlich.[9]
Dieses System zeigt Ausbrüche, die über mehrere Bänder des elektromagnetischen Spektrums einschließlich der Röntgenstrahlen beobachtet wurden. Der rote Zwergstern verliert ständig an Masse. Der größte Teil davon wird durch den schnell drehenden Weißen Zwerg aus dem System geschleudert. Die Röntgenhelligkeit wird – wie bereits oben erwähnt – durch die Akkretion des Weißen Zwergs verursacht, der durch sein starkes Magnetfeld die Bildung einer Akkretionsscheibe bis zu einem Radius von ca. 100.000 km verhindert. Die Materie, die mit einer geschätzten Transferrate von M ≈ 7,3 × 1010 kg/s auftrifft, wird in thermische Energie umgewandelt und abgestrahlt. Die Temperatur der Akkretionssäulen über den Polen beträgt ca. 107 bis 108 K, so dass die Emission überwiegend im Ultraviolett und Röntgenbereich erfolgt.[6]
Es wird heute allgemein angenommen, dass AE Aquarii eine Superweiche Röntgenquelle war,[10] und gegenwärtig als „Propellersystem“ interpretiert wird.[8][11] Beobachtungen mit Hipparcos ergaben eine Parallaxe von 9,80 mas mit einem Fehler von ± 2,84 mas. Das entspricht einem Abstand von 102 pc von der Erde. Durch die schwache Helligkeit des Objekts (11. Größenordnung) ist der Fehler relativ groß, so dass der tatsächliche Wert wahrscheinlich zwischen 79 und 144 pc (258 und 470 Lj) liegt.[3] Aufgrund seiner einzigartigen Eigenschaften wurde dieses System einer ganzen Reihe wissenschaftlicher Studien unterzogen.[6]
Siehe auch
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Einzelnachweise
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- ↑ a b c d e f g h i V* AE Aqr. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 29. März 2019.
- ↑ a b c d AE Aqr. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 29. März 2019.
- ↑ a b F. van Leeuwen: Validation of the new Hipparcos reduction. In: Astronomy and Astrophysics. 474. Jahrgang, Nr. 2, November 2007, S. 653–664, doi:10.1051/0004-6361:20078357, arxiv:0708.1752, bibcode:2007A&A...474..653V.
- ↑ a b c J. Echevarría, et al.: High-dispersion absorption-line spectroscopy of AE Aqr. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 387, Issue 4, 11 July 2008, Pages 1563–1574. 4. Juli 2008, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13248.x.
- ↑ The Characteristics of the Cool Component of the Cataclysmic Variable AE Aquarii From HIPPARCOS Observations. Michael Friedjung, 2006, archiviert vom am 29. März 2019; abgerufen am 29. März 2019.
- ↑ a b c Christopher W. Mauche: Chandra High-Energy Transmission Grating Spectrum of AE Aquarii. In: The Astrophysical Journal. 706. Jahrgang, Nr. 1, November 2009, S. 130–141, doi:10.1088/0004-637X/706/1/130, arxiv:0910.0084, bibcode:2009ApJ...706..130M.
- ↑ P. J. Meintjes: On the evolution of the nova-like variable AE Aquarii. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 336, Issue 1, 11 October 2002, Pages 265–275. 11. Oktober 2002, doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05731.x.
- ↑ a b Graham A. Wynn, et al.: A magnetic propeller in the cataclysmic variable AE Aquarii. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 286, Issue 2, 1 April 1997, Pages 436–446. 1. April 1997, doi:10.1093/mnras/286.2.436.
- ↑ NASA - White Dwarf Pulses Like a Pulsar. Robert Naeye / Rob Gutro, 1. Februar 2008, abgerufen am 29. März 2019.
- ↑ K. Beuermann: The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects. In: The Astronomical Society of the Pacific. 2002, doi:10.1086/342494.
- ↑ K. Schenker, et al.: AE Aquarii: how cataclysmic variables descend from supersoft binaries. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 337, Issue 3, 11 December 2002, Pages 1105–1112. 11. Dezember 2002, doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05999.x.