RX J0806.3+1527 (original) (raw)
かに座HM星は、かに座の方向に地球から1600光年離れた位置にある白色矮星の連星である。
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| dbo:abstract | RX J0806.3+1527, nebo podle katalogu proměnných hvězd HM Cancri, je nejtěsněji obíhající známá dvojhvězda. Je tvořena dvojicí bílých trpaslíků o hmotnostech 0,55 a 0,27 hmotnosti Slunce, kteří obíhají kolem společného těžiště s periodou 321,5 sekund (5 minut a 21,5 sekundy). Velikost hvězd zhruba odpovídá velikosti Země a jejich vzdálenost – 80 000 km – zhruba 1/5 vzdálenosti Země a Měsíce. Systém se nachází 1 600 světelných let od Sluneční soustavy. Rotace systému se postupně zpomaluje – o zhruba 1,2 ms/rok. To odpovídá ztrátě energie vyzařováním gravitačních vln, spočítané podle obecné teorie relativity. Podle některých předpokladů by se mělo jednat o nejsilnější zdroj gravitačních vln v naší galaxii. (cs) RX J0806.3+1527, manchmal abgekürzt als J0806 bezeichnet, auch bekannt unter der Variablenbezeichnung HM Cancri (HM Cnc), ist ein Doppelsternsystem aus zwei Weißen Zwergen mit je etwa einer halben Sonnenmasse, die einander in einer Entfernung von nur rund 80.000 Kilometer (etwa 1/5 des mittleren Abstands Mond-Erde) in knapp 5½ Minuten umkreisen, entsprechend einer mittleren Umlaufgeschwindigkeit von 400 Kilometer pro Sekunde. J0806 ist etwa 1.600 Lichtjahre von der Erde entfernt und befindet sich im Sternbild Krebs. Im visuellen und im Röntgenbereich treten Helligkeitsvariationen mit einer Periode von 321,5 Sekunden auf. HM Cancri wurde 1999 mit dem am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik gebauten Satelliten ROSAT als Quelle von Röntgenstrahlen entdeckt.Die beobachtete Röntgenstrahlung entsteht vermutlich an den magnetischen Polen der beiden Weißen Zwerge. J0806 hält zwei astronomische Rekorde: Es ist das Doppelsternsystem mit der kürzesten bislang bekannten Umlaufzeit und dazu auch noch das engste. Diese Entdeckung gelang einem internationalen Forscherteam um Gijs Roelofs vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge (USA). Über ihre Erkenntnisse berichteten die Wissenschaftler in der Fachzeitschrift The Astrophysical Journal Letters. Gijs Nelemans von der Radboud-Universität in Nijmegen (Niederlande) sagte, die beiden Sterne müssten in einer früheren Phase Masse verloren und sich einander angenähert haben. Was genau dazu führte, sei noch nicht bekannt. Die Sterne kommen sich jährlich um einen halben Meter näher. Es wird vermutet, dass das System in einem Röntgen- oder Gammaflash (Gammablitz) enden wird. Die Sterne liegen so nahe beieinander, dass Materie von einem Stern zum anderen fließt und dort auf den Äquator fällt. Deswegen wird vermutet, dass es eine Akkretionsscheibe um den kleineren Stern gibt. Mittels Spektralmessungen am 10-Meter-Keck-I-Teleskop auf Hawaii bestätigte sich, dass die vor 11 Jahren gemessene 5,36-Minuten-Periode die Umlaufzeit eines Doppelsterns ist. Denn während sich die beiden Sterne umkreisen, verursacht die Kreisbewegung der Sterne eine jeweils periodische Verschiebung der Spektrallinien vom kürzeren blauen zum längeren roten Wellenlängenbereich und zurück. Diesen optischen Doppler-Effekt nutzten die Forscher, um die Umlaufgeschwindigkeit von HM Cancri zu messen. Da HM Cancri sehr lichtschwach ist, mussten laut Arne Rau vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, dem Beobachtungsleiter auf Hawaii, hunderte von Spektren in kürzester Zeit aufgenommen werden. Die scheinbare Helligkeit von HM Cancri beträgt nur 21 mag. Das entspricht einem Millionstel der Helligkeit der schwächsten am Sternenhimmel mit bloßen Augen erkennbaren Objekte. Arne Rau vertritt auch die Auffassung, dass das Sternsystem in ein paar Millionen Jahren zu einer Supernova vom Typ Ia werden könne. Zunächst rechnet er auch mit einem zukünftigen Auseinanderdriften, denn „wenn der leichtere Stern Masse verliert, wird er größer. Dadurch verschiebt sich das Massenzentrum nach außen und die Perioden werden länger“. Das System sollte auch die stärkste bekannte Quelle von vermuteten Gravitationswellen sein. Mit dem Projekt eLISA/NGO, einem für 2034 geplanten, aus drei Satelliten bestehenden interferometrischen Gravitationswellendetektor der ESA, sollen deswegen die Gravitationswellen von HM Cancri gemessen werden. Die Abstrahlung von Gravitationswellen würde auch die beobachtete Verringerung der Periode um 1,2 Millisekunden pro Jahr gut erklären. Arne Rau sagte zu den erwarteten durch HM Cancri entstehenden Gravitationswellen: „Es wäre ein Schock, sollte HM Cancri nicht [durch LISA] gesehen werden, zudem würde es eine der Hauptaussagen aus Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie in Frage stellen.“ (de) HM Cancri (en abrégé HM Cnc), également désigné RX J0806.3+1527 et parfois raccourci J0806, est un système d'étoile binaire à rayons X situé à environ ∼1 600 a.l. (∼491 pc). Il comprend deux naines blanches denses qui orbitent toutes les 321,5 secondes (dans ce système, la durée de « l'année » n'est que de 5,4 minutes), à une distance estimée de seulement 80 000 kilomètres l'une de l'autre (environ 1/5 de la distance entre la Terre et la Lune). Les deux étoiles orbitent entre elles à des vitesses supérieures à 400 kilomètres par seconde. On estime leur masse à environ la moitié de celle de notre Soleil. Comme les naines blanches typiques, elles sont extrêmement denses, étant composées de matière dégénérée, et ont ainsi des rayons de l'ordre de celui de la Terre. Les astronomes pensent que les deux étoiles finiront par fusionner, à partir de données provenant de nombreux satellites de mesure des rayons X, comme l'observatoire X-Ray Chandra, le XMM-Newton et le télescope spatial Swift. Ces données montrent que la période orbitale des deux étoiles est en constante diminution à raison de 1,2 milliseconde par an, car elles se rapprochent ainsi d'environ 60 centimètres par jour. Avec une période de révolution de 5,4 minutes, HM Cancri / RX J0806 est le système binaire dont la période orbitale est la plus courte actuellement[Quand ?] connue. (fr) RX J0806.3+1527 or HM Cancri (sometimes shortened to HM Cnc or J0806 after establishing identity) is an X-ray binary star system about 1,600 light-years (490 pc; 1.5×1016 km) away. It comprises two dense white dwarfs orbiting each other once every 321.5 seconds (in this system the "year" duration is of only 5.4 minutes), at an estimated distance of only 80,000 kilometres (50,000 mi) apart (about 1/5 the distance between the Earth and the Moon). The two stars orbit each other at speeds in excess of 400 kilometres per second (890,000 mph). The stars are estimated to be about half as massive as the Sun. Like typical white dwarfs, they are extremely dense, being composed of degenerate matter, and so have radii on the order of the Earth's radius. Astronomers believe that the two stars will eventually merge, based on data from many X-ray satellites, such as Chandra X-Ray Observatory, XMM-Newton and the Swift Gamma-Ray Burst Mission. These data show that the orbital period of the two stars is steadily decreasing at a rate of 1.2 milliseconds per year as they thus are getting closer by approximately 60 centimetres (2.0 ft) per day. At this rate, they can be expected to merge in approximately 340,000 years. With a revolution period of 5.4 minutes, RX J0806.3+1527 is the shortest orbital period binary white dwarf system currently known. (en) かに座HM星は、かに座の方向に地球から1600光年離れた位置にある白色矮星の連星である。 (ja) HM Cancri (oznaczany również jako RX J0806.3+1527 lub J0806) – bardzo ciasny układ podwójny gwiazd, w skład którego wchodzą dwa białe karły. Okrążają one wspólny środek masy w czasie 321,5 sekundy. Odległość między nimi to zaledwie 0,0005 j.a. Obydwa składniki mają rozmiary Ziemi, a ich masy stanowią po 0,5 M☉. Układ ten oddalony jest od Ziemi o 1600 lat świetlnych. Według ogólnej teorii względności układ taki może być źródłem emisji fal grawitacyjnych, unoszących energię, rozchodzących się w przestrzeni z prędkością światła w próżni. Utrata energii powoduje skrócenie okresu orbitalnego o około 1,2 milisekundy rocznie i wzajemne zbliżanie się składników układu o około 60 cm dziennie. (pl) RX J0806.3+1527 или HM Рака (HM Cnc) — рентгеновская двойная звезда на расстоянии около 1600 световых лет от Солнца. Состоит из двух плотных белых карликов, вращающихся друг вокруг друга с периодом 321,5 секунды (в такой двойной системе продолжительность года составляет около 5,4 минуты) на расстоянии около 80000 км друг от друга (1/5 расстояния от Земли до Луны). Две звезды обращаются вокруг друг друга со скоростями больше 400 км/с. По оценкам массы звёзд составляют половину массы Солнца. Звёзды состоят из плотного вырожденного вещества, поэтому их радиусы сопоставимы с радиусом Земли. По мнению учёных, в конечном итоге звёзды сольются воедино, что подтверждается данными наблюдений в рентгеновском диапазоне такими спутниками, как Chandra, XMM-Newton и Swift. Данные наблюдений показывают, что орбитальный период уменьшается на 1,2 миллисекунды в год, при этом звёзды сближаются на 60 см в день. При таком темпе звёзды сольются воедино приблизительно через 340 тысяч лет. RX J0806 является двойной системой с наименьшим из известных периодов обращения. (ru) |
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