사냥개자리 AM

3. 거리

사냥개자리 AM(en)까지의 거리는 측정하기 어려웠다. 이 천체는 히파르코스 위성으로 시차를 측정하기에는 너무 희미하고, 다른 방법으로 신뢰할 수 있는 정확한 시차를 결정하기에는 너무 멀리 떨어져 있으며, 다른 천체와의 비교를 통해 매개변수를 알기에는 매우 드문 유형이기 때문이다.

과거에는 여러 방법으로 거리를 추정하려는 시도가 있었다. 다른 격변 변광성과의 비교를 통해서는 약 143 pc이라는 결과가 나왔다. 강착 원반 모델과의 비교를 통해서는 288 ± 50 pc와 420 ± 80 pc 라는 두 가지 추정치가 제시되었다. 지상 관측을 통해 얻은 절대 시차 측정값은 약 235 pc의 거리를 나타냈다. 허블 우주 망원경의 정밀 유도 센서를 사용하여 세 개의 비교 별에 대한 상대 시차를 측정한 결과는 606 +135 −93 pc로 상당히 먼 거리로 추정되었다.

최근 가이아 데이터 릴리스 2는 3.3512 ± 0.0452 mas의 시차를 측정했으며, 이는 295 ± 4 pc의 거리로 환산된다. 이 값은 이전 추정치들보다 작으며, 사냥개자리 AM 시스템의 광도와 강착률이 예상보다 낮다는 것을 시사한다. 또한 이 거리는 강착 원반 모델에서 예측하는 값과 더 잘 일치한다.^[1]

4. 물리적 특징

사냥개자리 AM은 좁은 궤도에서 서로를 공전하는 한 쌍의 백색 왜성으로 구성된 쌍성계 모델로 설명된다. 주성은 탄소와 산소로 이루어진 질량이 더 큰 백색 왜성이며, 반성은 헬륨으로 이루어진 질량이 작은 백색 왜성이다. 이 반성은 수소가 없고 미량의 무거운 원소만 포함하고 있다. 허블 우주 망원경(HST) 관측 결과 예상보다 멀리 떨어져 있다는 점을 고려하면, 반성은 준축퇴 물질로 이루어진 준왜성 B형 별일 가능성도 있다.

두 별은 중력파 방출로 인해 각운동량을 잃으면서 서로 점점 가까워지고 있다. 이 과정에서 반성의 헬륨이 주성으로 이동하게 된다. 이러한 질량 이동은 반성이 자신의 로슈엽—두 별 사이의 중력적 상호작용에 의해 형성되는 물방울 모양의 영역—을 넘어서 팽창하기 때문에 발생한다.

질량 이동률은 연간 약 7 × 10⁻⁹ 태양 질량으로 추정되며, 이로 인해 주성인 백색 왜성 주위에 강착 원반이 형성된다. 이 강착 원반으로 흘러 들어가는 질량에서 나오는 에너지가 실제로 이 시스템의 가시광선 광도에 가장 크게 기여하며, 두 별 자체의 밝기를 능가한다. 이 원반의 온도는 약 30,000 K이다.

이 시스템의 밝기를 정밀하게 측정한 결과, 여러 주기의 변화가 관측되었다. 주요 주기는 1028.73 초 (17분 8.73초)로, 이는 두 별의 궤도 주기에 해당한다. 두 번째 주기인 1051 초 (17분 31초)는 초과대광(superhump) 현상 때문인 것으로 여겨진다. 초과대광은 궤도 주기보다 약간 더 긴 주기로 나타나는 밝기의 증폭 현상으로, 강착 원반이 늘어나 세차 운동을 하면서 발생하는 것으로 설명된다. 타원형으로 변형된 원반은 궤도 주기보다 훨씬 긴 시간 간격에 걸쳐 백색 왜성 주위를 세차 운동하며, 매 궤도마다 원반의 방향이 약간씩 변하게 된다.

4. 1. 플레어

참조

_[1] 간행물 The physical properties of AM CVn stars: new insights from Gaia DR2 2018
_[2] 웹사이트 SIMBAD 질의 결과 http://simbad.u-stra[...]
_[3] 간행물 Kinematics of the ultracompact helium accretor AM Canum Venaticorum 2006-09
_[4] 웹인용 Faint Thermonuclear Supernovae from AM Canum Venaticorum Binaries http://arxiv.org/abs[...] 2008-07-25