AM Canum Venaticorum stea - AM Canum Venaticorum star
O stea AM Canum Venaticorum ( stea AM CVn), este un tip rar de stea variabilă cataclismică numită după steaua lor de tip, AM Canum Venaticorum . În aceste albastru fierbinte variabile binare , o pitică albă înregistrează diferența de hidrogen -poor materia dintr - o stea companion compact.
Aceste binare au perioade orbitale extrem de scurte (mai scurte de aproximativ o oră) și au spectre neobișnuite dominate de heliu cu hidrogen absent sau extrem de slab. Se preconizează că vor fi surse puternice de unde gravitaționale , suficient de puternice pentru a fi detectate cu ajutorul antenei spațiale cu interferometru laser (LISA).
Aspect
Stelele AM CVn diferă de majoritatea celorlalte variabile cataclismice (CV) prin lipsa liniilor de hidrogen din spectrele lor. Acestea prezintă un continuu larg corespunzător stelelor fierbinți cu linii complexe de absorbție sau emisie. Unele stele prezintă linii de absorbție și linii de emisie în momente diferite. Stelele AM CVn sunt de mult cunoscute că prezintă trei tipuri de comportament: o stare de izbucnire ; o stare înaltă ; și o stare scăzută .
În starea de izbucnire, stelele prezintă o variabilitate puternică cu perioade de 20-40 de minute. Stelele V803 Centauri și CR Boötis sunt stele care prezintă un comportament izbucnitor. Aceste stele prezintă ocazional super-explozii mai lungi și, uneori, puțin mai strălucitoare . Intervalul dintre izbucniri este mai mare în medie pentru stelele cu perioade mai lungi. Spectrele prezintă linii puternice de absorbție a heliului în timpul izbucnirilor, cu multe linii mai slabe de emisie de heliu și fier aproape de minim. Liniile spectrale sunt de obicei dublate, producând linii largi de absorbție cu fund plat și linii ascuțite de emisie cu vârf dublu. Acesta este cel mai comun tip de variabilă AM CVn, probabil pentru că sunt cel mai ușor de detectat.
În starea înaltă, stelele prezintă variații de luminozitate de câteva zecimi de magnitudine cu perioade scurte multiple, mai mici sau în jur de 20 de minute. AM CVn în sine arată această stare, împreună cu celălalt exemplu luminos HP Librae . Variațiile apar adesea cel mai puternic cu una sau două perioade și perioada de bătăi între ele. Spectrele prezintă linii de absorbție în principal de heliu, iar starea înaltă este numită astfel, deoarece este similară cu o explozie permanentă.
În starea scăzută, nu există variații de luminozitate, dar spectrele variază cu perioade mai lungi de 40 de minute până la aproximativ o oră. GP Comae Berenices este cea mai cunoscută vedetă de acest tip. Spectrele arată în principal emisiile și starea este similară cu un minim permanent al stelelor izbucnite.
În plus față de cele trei tipuri standard de variabilitate, stelele de perioadă extremă scurtă (<12 minute) prezintă doar mici variații de luminozitate foarte rapide. ES Ceti și V407 Vulpeculae prezintă acest comportament.
Stelele în stare înaltă, fie permanent, fie în timpul unei izbucniri, prezintă adesea variații de luminozitate cu o perioadă destul de consistentă diferită de perioada orbitală. Această variație de luminozitate are o amplitudine mai mare decât variația cu perioada orbitală și este cunoscută sub numele de superhump .
Este posibil ca sistemele AM CVn să prezinte eclipse , dar acest lucru este rar datorită dimensiunilor mici ale celor două stele componente.
Proprietatile sistemului
Sistemele AM CVn sunt alcătuite dintr-o stea pitică albă acretor , o stea donatoare formată în mare parte din heliu și, de obicei, un disc de acumulare .
Componentele
Cele ultrascurte perioade orbitale de 10-65 minute , indică faptul că atât steaua donator și accretor stele sunt degenerate obiecte sau semi-degenerate.
Acretorul este întotdeauna o pitică albă, cu o masă între aproximativ jumătate și o masă solară ( M ☉ ). De obicei, acestea au temperaturi de 10.000-20.000 K, deși în unele cazuri aceasta poate fi mai mare. Au fost propuse temperaturi de peste 100.000 K pentru unele stele (de ex. ES Ceti), posibil cu acumulare de impact direct fără disc. Luminozitatea acretorului este de obicei scăzută (mai slabă decât magnitudinea absolută 10), dar pentru unele sisteme de perioadă foarte scurtă, cu rate de acreție ridicate, aceasta ar putea ajunge la magnitudinea a 5-a. În majoritatea cazurilor, ieșirea luminii acretorului este inundată de discul de acumulare. Unele variabile AM CVn au fost detectate la lungimile de undă ale razelor X. Acestea conțin stele de accretor extrem de fierbinți sau posibile puncte fierbinți pe acretor datorită acreției de impact direct.
Steaua donatoare poate fi o pitică albă cu heliu (sau posibil hibrid), o stea cu heliu cu masă redusă sau o stea cu secvență principală evoluată . În unele cazuri, o pitică albă donatoare poate avea o masă comparabilă cu acretorul, deși este inevitabil oarecum mai mică chiar și atunci când sistemul se formează pentru prima dată. În majoritatea cazurilor, și în special până la momentul în care se formează un sistem AM CVn cu un donator nedegenerat, donatorul a fost puternic dezgolit până la un mic nucleu de heliu de 0,01 M ☉ - 0,1 M ☉ . Deoarece steaua donatoare este dezbrăcată, ea se extinde adiabatic (sau aproape de ea), răcindu-se la doar 10.000-20.000 K. Prin urmare, stelele donatoare din sistemele AM CVn sunt efectiv invizibile, deși există posibilitatea de a detecta o pitică maro sau o dimensiune a planetei obiect care orbitează o pitică albă odată ce procesul de acumulare sa oprit.
Discul de acumulare este de obicei principala sursă de radiații vizibile. Poate fi la fel de strălucitoare ca magnitudinea absolută 5 în starea înaltă, mai tipic magnitudinea absolută 6-8, dar magnitudinile 3-5 sunt mai slabe în starea scăzută. Spectrele neobișnuite tipice sistemelor AM CVn provin de pe discul de acumulare. Discurile sunt formate în mare parte din heliu de la steaua donatoare. La fel ca în cazul noilor pitice , starea înaltă corespunde unei stări de disc mai fierbinți cu heliu ionizat optic gros, în timp ce în starea scăzută discul este mai rece, nu ionizat și transparent. Variabilitatea suprahump se datorează unei precesări excentrice a discului de acreție. Perioada de precesiune poate fi legată de raportul dintre masele celor două stele, oferind o modalitate de a determina masa chiar și a stelelor donatoare invizibile.
Stări orbitale
Stările observate au fost legate de patru stări ale sistemului binar:
- Perioadele orbitale ultra-scurte mai mici de 12 minute nu au disc de acumulare și prezintă impactul direct al materialului care se acumulează asupra piticului alb sau, eventual, are un disc de acumulare foarte mic.
- Sistemele cu perioade cuprinse între 12 și 20 de minute formează un disc mare de acumulare stabil și apar permanent în explozie, comparabil cu variabilele asemănătoare unei noi fără hidrogen.
- Sistemele cu perioade de 20-40 de minute formează discuri variabile care prezintă izbucniri ocazionale, comparabile cu novae pitice de tip SU UMa fără hidrogen .
- Sistemele cu perioade orbitale mai lungi de 40 de minute formează mici discuri stabile de acumulare, comparabile cu noile pitice în repaus.
Scenarii de formare
Există trei tipuri posibile de stele donatoare într-o binară variabilă AM CVn, deși acretorul este întotdeauna un pitic alb. Fiecare tip binar se formează printr-o cale evolutivă diferită, deși toate implică inițial binare de secvență principală apropiate care trec printr-una sau mai multe faze de anvelopă obișnuite pe măsură ce stelele evoluează departe de secvența principală.
Stelele AM CVn cu un donator de pitic alb se pot forma atunci când un binar format dintr-un pitic alb și un gigant cu masă mică evoluează printr-o fază de anvelopă comună (CE). Rezultatul CE va fi un binar dublu alb-pitic. Prin emisia de radiații gravitaționale, binarul își pierde impulsul unghiular , ceea ce determină micșorarea orbitei binare. Când perioada orbitală a scăzut la aproximativ 5 minute, cel mai puțin masiv (și cel mai mare) dintre cei doi pitici albi își vor umple lobul Roche și vor începe transferul de masă către partenerul său. La scurt timp după debutul transferului de masă, evoluția orbitală se va inversa și orbita binară se va extinde. În această fază, după perioada minimă, binarul este cel mai probabil să fie observat.
Stelele AM CVn cu un donator de stele de heliu se formează într-un mod similar, dar în acest caz uriașul care provoacă învelișul comun este mai masiv și produce mai degrabă o stea de heliu decât o a doua pitică albă. O stea cu heliu este mai extinsă decât o pitică albă, iar atunci când radiația gravitațională aduce cele două stele în contact, este steaua cu heliu care își va umple lobul Roche și va începe transferul de masă, la o perioadă orbitală de aproximativ 10 minute. Ca și în cazul unui donator pitic alb, se așteaptă ca orbita binară să „sară” și să înceapă să se extindă imediat după începerea transferului de masă și ar trebui să observăm de obicei binarul după perioada minimă.
Al treilea tip de potențial donator într-un sistem AM CVn este steaua de secvență principală evoluată . În acest caz, steaua secundară nu provoacă un anvelopă comună, ci își umple lobul Roche aproape de sfârșitul secvenței principale (secvența principală de vârstă terminală sau TAMS ). Un ingredient important pentru acest scenariu este frânarea magnetică , care permite pierderea eficientă a impulsului unghiular de pe orbită și, prin urmare, o contracție puternică a orbitei până la perioade ultra-scurte. Scenariul este destul de sensibil la perioada orbitală inițială; dacă steaua donatoare își umple lobul Roche prea mult înainte de TAMS, orbita va converge, dar va sări în perioade de 70-80 de minute, ca CV-urile obișnuite. Dacă donatorul începe transferul de masă prea mult timp după TAMS, rata de transfer de masă va fi mare și orbita va divergența. Doar o gamă restrânsă de perioade inițiale, în jurul acestei perioade de bifurcație, va duce la perioadele ultra-scurte care sunt observate în stelele AM CVn. Procesul de aducere a celor două stele pe o orbită strânsă sub influența frânării magnetice se numește captare magnetică . Stelele AM CVn formate în acest fel pot fi observate fie înainte, fie după perioada minimă (care poate fi situată între 5 și 70 de minute, în funcție exact de momentul în care steaua donatoare și-a umplut lobul Roche) și se presupune că are ceva hidrogen pe suprafața lor.
Înainte de a se stabili într-o stare AM CVn, sistemele binare pot suferi mai multe erupții cu heliu nova , dintre care V445 Puppis este un posibil exemplu. Sistemele AM CVn sunt de așteptat să transfere masa până când o componentă devine un obiect sub-stelar întunecat, dar este posibil ca acestea să ducă la o supernovă de tip Ia , probabil o formă sub-luminoasă cunoscută sub numele de tip .Ia sau Iax .