Gwiazda AM Canum Venaticorum - AM Canum Venaticorum star
Gwiazdy typu AM CVn (AM CVN gwiazda), to rzadki rodzaj kataklizmu zmiennej gwiazdy o nazwie po ich rodzaj gwiazdy, AM canum Venaticorum . W tych gorących niebieskich zmiennych binarnych , a biały karzeł accretes wodoru -poor materii z gwiazdy towarzyszącej kompaktowej.
Te układy binarne mają wyjątkowo krótkie okresy orbitalne (krótsze niż około godziny) i mają niezwykłe widma zdominowane przez hel bez wodoru lub wyjątkowo słabe. Przewiduje się, że będą silnymi źródłami fal grawitacyjnych , wystarczająco silnymi, aby można je było wykryć za pomocą anteny kosmicznej interferometru laserowego (LISA).
Wygląd
Gwiazdy AM CVn różnią się od większości innych zmiennych kataklizmicznych (CV) brakiem linii wodoru w ich widmach. Pokazują szerokie kontinuum odpowiadające gorącym gwiazdom ze złożonymi liniami absorpcji lub emisji. Niektóre gwiazdy pokazują linie absorpcyjne i emisyjne w różnym czasie. Gwiazdy AM CVn od dawna znane są z trzech typów zachowań: stanu wybuchu ; stan wysoki ; i stan niski .
W stanie wybuchu gwiazdy wykazują silną zmienność z okresami 20–40 minut. Gwiazdy V803 Centauri i CR Boötis to gwiazdy wykazujące wybuchowość. Gwiazdy te czasami pokazują dłuższe, a czasem trochę jaśniejsze, superbłyski . Przerwa między wybuchami jest średnio dłuższa dla gwiazd o dłuższych okresach. Widma pokazują silne linie absorpcji helu podczas wybuchów, z wieloma słabszymi liniami emisyjnymi helu i żelaza prawie minimalnymi. Linie widmowe są zwykle podwajane, tworząc szerokie, płaskodenne linie absorpcyjne i ostre linie emisyjne o podwójnych szczytach. Jest to najpowszechniejszy typ zmiennych AM CVn, prawdopodobnie dlatego, że są one najłatwiejsze do wykrycia.
W stanie wysokim gwiazdy wykazują zmiany jasności rzędu kilku dziesiątych wielkości z wieloma krótkimi okresami, mniejszymi niż lub około 20 minut. Sam AM CVn pokazuje ten stan, wraz z innym jasnym przykładem HP Librae . Wariacje często występują najsilniej z jednym lub dwoma okresami i okresem dudnienia między nimi. Widma pokazują linie absorpcyjne głównie helu, a stan wysoki jest tak nazywany, ponieważ jest podobny do trwałego wybuchu.
W stanie niskim nie ma zmian jasności, ale widma zmieniają się w okresach dłuższych niż 40 minut do około godziny. Najbardziej znaną gwiazdą tego typu jest GP Comae Berenices . Widma pokazują głównie emisje, a stan jest podobny do stałego minimum wybuchających gwiazd.
Oprócz trzech standardowych typów zmienności, gwiazdy o ekstremalnie krótkim okresie (<12 minut) wykazują tylko niewielkie, bardzo szybkie zmiany jasności. ES Ceti i V407 Vulpeculae wykazują takie zachowanie.
Gwiazdy w stanie wysokim, trwale lub podczas wybuchu, często wykazują zmiany jasności z dość stałym okresem różnym od okresu orbitalnego. Ta zmiana jasności ma większą amplitudę niż zmiana w okresie orbitalnym i jest nazywana superhumpem .
Systemy AM CVn mogą pokazywać zaćmienia , ale zdarza się to rzadko ze względu na małe rozmiary gwiazd dwuskładnikowych.
Właściwości systemu
Systemy AM CVn składają się z akretora białego karła, gwiazdy- dawcy składającej się głównie z helu i zwykle dysku akrecyjnego .
Części
Te ultra krótki okres orbitalny z 10-65 minut wskazują, że zarówno dawca i accretor gwiazda gwiazdy są zdegenerowane lub częściowo zdegenerowane obiekty.
Akretor jest zawsze białym karłem o masie od około połowy do jednej masy Słońca ( M ☉ ). Zwykle mają temperaturę 10 000–20 000 K, chociaż w niektórych przypadkach może być wyższa. Dla niektórych gwiazd (np. ES Ceti) zaproponowano temperatury powyżej 100 000 K, prawdopodobnie z akrecją bezpośrednią bez dysku. Jasność akretora jest zwykle niska (słabsza niż absolutna jasność 10 magnitudo), ale w niektórych systemach o bardzo krótkim okresie z dużymi szybkościami akrecji może wynosić nawet 5 magnitudo. W większości przypadków światło akrecyjne jest zapychane przez dysk akrecyjny. Niektóre zmienne AM CVn zostały wykryte przy długościach fal promieniowania rentgenowskiego. Zawierają one bardzo gorące gwiazdy akretora lub możliwe gorące punkty na akrecie z powodu bezpośredniego uderzenia.
Gwiazdą będącą dawcą może być potencjalnie helowy (lub prawdopodobnie hybrydowy) biały karzeł, gwiazda helowa o małej masie lub wyewoluowana gwiazda ciągu głównego . W niektórych przypadkach biały karzeł będący dawcą może mieć masę porównywalną do przyrostu, chociaż nieuchronnie jest ona nieco niższa, nawet gdy układ się uformuje. W większości przypadków, w szczególności do czasu powstania systemu AM CVn z nieodegenerowanym dawcą, dawca został mocno rozebrany do maleńkiego rdzenia helowego o wielkości 0,01 M ☉ - 0,1 M ☉ . Gdy gwiazda-dawczyni jest pozbawiona, rozszerza się adiabatycznie (lub blisko niej), schładzając się do zaledwie 10 000–20 000 K. Dlatego gwiazdy dawcy w układach AM CVn są faktycznie niewidoczne, chociaż istnieje możliwość wykrycia brązowego karła lub wielkości planety obiekt krążący wokół białego karła po zatrzymaniu procesu akrecji.
Dysk akrecyjny jest zwykle głównym źródłem promieniowania widzialnego. Może być tak jasny jak 5 magnitudo w stanie wysokim, częściej absolutna jasność 6–8 magnitudo, ale 3–5 magnitudo słabszy w stanie niskim. Niezwykłe widma typowe dla systemów AM CVn pochodzą z dysku akrecyjnego. Dyski są zbudowane głównie z helu z gwiazdy dawcy. Podobnie jak w przypadku nowych karłowatych , stan wysoki odpowiada gorętszemu stanowi dysku z optycznie grubym zjonizowanym helem, podczas gdy w stanie niskim dysk jest chłodniejszy, niezjonizowany i przezroczysty. Zmienność superhump jest spowodowana precesją mimośrodowego dysku akrecyjnego. Okres precesji można powiązać ze stosunkiem mas dwóch gwiazd, dając możliwość określenia masy nawet niewidocznych gwiazd dawców.
Stany orbitalne
Obserwowane stany zostały powiązane z czterema stanami systemu binarnego:
- Ultrakrótkie okresy orbitalne trwające krócej niż 12 minut nie mają dysku akrecyjnego i wykazują bezpośredni wpływ materiału akrecyjnego na białego karła lub mogą mieć bardzo mały dysk akrecyjny.
- Układy z okresami od 12 do 20 minut tworzą duży, stabilny dysk akrecyjny i pojawiają się stale w wybuchu, porównywalnym ze zmiennymi podobnymi do nowej bez wodoru.
- Systemy z okresami 20–40 minut tworzą zmienne dyski, które okazjonalnie wykazują wybuchy, porównywalne z nowymi karłowatymi typu SU UMa bez wodoru .
- Systemy z okresami orbitalnymi dłuższymi niż 40 minut tworzą małe, stabilne dyski akrecyjne, porównywalne do spoczynkowych nowych karłowatych.
Scenariusze formacji
Istnieją trzy możliwe typy gwiazd dawców w układzie binarnym zmiennej AM CVn, chociaż akretorem jest zawsze biały karzeł. Każdy typ podwójny przechodzi przez inną ścieżkę ewolucyjną, chociaż wszystkie obejmują początkowo bliskie układy podwójne sekwencji głównej przechodzące przez jedną lub więcej wspólnych faz obwiedni, gdy gwiazdy ewoluują od ciągu głównego.
Gwiazdy AM CVn z dawcą białego karła mogą powstać, gdy układ podwójny składający się z białego karła i olbrzyma o małej masie ewoluuje w fazie wspólnej otoczki (CE). Wynikiem CE będzie podwójny układ podwójny z białym karłem. Poprzez emisję promieniowania grawitacyjnego układ podwójny traci moment pędu , co powoduje kurczenie się orbity podwójnej. Kiedy okres orbitalny skurczy się do około 5 minut, mniej masywny (i większy) z dwóch białych karłów wypełni jego płat Roche i rozpocznie przenoszenie masy do swojego towarzysza. Wkrótce po rozpoczęciu transferu masy ewolucja orbity odwróci się i podwójna orbita rozszerzy się. To właśnie w tej fazie, po okresie minimum, najprawdopodobniej zaobserwuje się układ binarny.
Gwiazdy AM CVn z dawcą helu powstają w podobny sposób, ale w tym przypadku olbrzym, który tworzy wspólną powłokę, jest masywniejszy i wytwarza gwiazdę helową, a nie drugiego białego karła. Gwiazda helowa jest bardziej rozszerzona niż biały karzeł, a kiedy promieniowanie grawitacyjne styka się z dwiema gwiazdami, to właśnie gwiazda helowa wypełni płat Roche'a i rozpocznie transfer masy na orbicie około 10 minut. Podobnie jak w przypadku dawcy białego karła oczekuje się, że podwójna orbita „odbije się” i zacznie rozszerzać wkrótce po rozpoczęciu transferu masy, a po minimum okresu zwykle powinniśmy obserwować układ podwójny.
Trzecim typem potencjalnego dawcy w systemie AM CVn jest wyewoluowana gwiazda ciągu głównego . W tym przypadku gwiazda wtórna nie tworzy wspólnej otoczki, ale wypełnia płat Roche'a pod koniec sekwencji głównej (sekwencja główna wieku końcowego lub TAMS ). Ważnym składnikiem tego scenariusza jest hamowanie magnetyczne , które umożliwia skuteczną utratę momentu pędu z orbity, a tym samym silne skurczenie orbity do bardzo krótkich okresów. Scenariusz jest raczej wrażliwy na początkowy okres orbitalny; jeśli gwiazda-dawca wypełnia płat Roche'a zbyt długo przed TAMS, orbita zbiegnie się, ale będzie odbijać się w okresach 70–80 minut, jak w zwykłych CV. Jeśli dawca rozpocznie transfer masy zbyt długo po TAMS, szybkość transferu masy będzie wysoka, a orbita rozejdzie się. Tylko wąski zakres początkowych okresów, wokół tego okresu rozwidlenia , doprowadzi do ultrakrótkich okresów obserwowanych w gwiazdach AM CVn. Proces sprowadzenia dwóch gwiazd na bliską orbitę pod wpływem hamowania magnetycznego nazywa się wychwytem magnetycznym . Powstałe w ten sposób gwiazdy AM CVn można obserwować przed lub po minimalnym okresie (który może leżeć od 5 do 70 minut, w zależności od tego, kiedy dokładnie gwiazda-dawca wypełnił jej płat Roche'a) i zakłada się, że na ich powierzchni znajduje się trochę wodoru.
Przed osiągnięciem stanu AM CVn, układy podwójne mogą przejść kilka erupcji helowej nowej , z czego V445 Puppis jest możliwym przykładem. Oczekuje się, że systemy AM CVn będą przenosić masę, dopóki jeden ze składników nie stanie się ciemnym subgwiazdowym obiektem, ale jest możliwe, że mogą one spowodować powstanie supernowej typu Ia , prawdopodobnie formy subświetlnej znanej jako typ .Ia lub Iax .