AM Canum Venaticorum stjerne - AM Canum Venaticorum star

En AM Canum Venaticorum-stjerne (AM CVn-stjerne) er en sjælden type katastrofal variabel stjerne, der er opkaldt efter deres stjernestjerne, AM Canum Venaticorum . I disse varme blå binære variabler , en hvid dværg accretes hydrogen -Dårlig stof fra en kompakt ledsagestjerne.

Disse binære filer har ekstremt korte orbitale perioder (kortere end ca. en time) og har usædvanlige spektre domineret af helium med brint fraværende eller ekstremt svagt. De forudsiges at være stærke kilder til tyngdekraftsbølger , stærke nok til at blive detekteret med laserinterferometer rumantenne (LISA).

Udseende

AM CVn-stjerner adskiller sig fra de fleste andre katastrofale variabler (CV'er) i mangel på brintlinjer fra deres spektre. De viser et bredt kontinuum svarende til varme stjerner med komplekse absorptions- eller emissionslinjer. Nogle stjerner viser absorptionslinjer og emissionslinjer på forskellige tidspunkter. AM CVn-stjerner har længe været kendt for at udvise tre typer adfærd: en udbrudt tilstand ; en høj tilstand ; og en lav tilstand .

I udbrudstilstand viser stjerner stærk variation i perioder på 20-40 minutter. Stjernerne V803 Centauri og CR Boötis er stjerner, der viser udbrudt adfærd. Disse stjerner viser lejlighedsvis længere og undertiden lidt lysere superudbrud . Intervallet mellem udbrud er i gennemsnit længere for stjerner med længere perioder. Spektrene viser stærke heliumabsorptionslinjer under udbruddene med mange svagere emissionslinjer af helium og jern nær minimum. De spektrallinjer fordobles typisk, hvilket giver brede fladbundsabsorberingslinier og skarpe dobbelt-toppede emissionslinjer. Dette er den mest almindelige type AM CVn-variabel, muligvis fordi de nemmest opdages.

I høj tilstand viser stjerner lysstyrkevariationer på nogle få tiendedele af størrelsen med flere korte perioder, mindre end eller omkring 20 minutter. AM CVn viser selv denne tilstand sammen med det andet lyse eksempel HP Librae . Variationer forekommer ofte stærkest med en eller to perioder, og beatperioden mellem dem. Spektrene viser absorptionslinjer hovedsageligt af helium, og den høje tilstand er så navngivet, da den ligner et permanent udbrud.

I lav tilstand er der ingen variation i lysstyrke, men spektrene varierer med perioder, der er længere end 40 minutter op til omkring en time. GP Comae Berenices er den bedst kendte stjerne af denne type. Spectra viser hovedsageligt emission, og staten svarer til et permanent minimum af de udbrudte stjerner.

Ud over de tre standardvariationstyper viser stjerner med ekstrem kort periode (<12 minutter) kun små meget hurtige lysvariationer. ES Ceti og V407 Vulpeculae viser denne adfærd.

Stjerner i høj tilstand, enten permanent eller under et udbrud, viser ofte lysstyrkevariationer med en temmelig konsistent periode, der adskiller sig fra kredsløbsperioden. Denne lysstyrkevariation har en større amplitude end variationen med kredsløbsperioden og er kendt som superhump .

Det er muligt for AM CVn-systemer at vise formørkelser , men dette er sjældent på grund af de små størrelser af de to komponentstjerner.

Systemegenskaber

AM CVN systemer består af en accretor hvid dværg stjerne, en donor stjerne består for det meste af helium, og som regel en tilvækst disk .

Komponenterne

De ultrakorte orbitale perioder på 10–65 minutter indikerer, at både donorstjernen og accretorstjernen er degenererede eller halvdegenererede genstande.

Akkretatoren er altid en hvid dværg med en masse mellem ca. en halv og en solmasse ( M ). Typisk har de temperaturer på 10.000-20.000 K, selvom dette i nogle tilfælde kan være højere. Temperaturer over 100.000 K er blevet foreslået for nogle stjerner (f.eks. ES Ceti), muligvis med direkte stødtilvækst uden en disk. Akkretorlysstyrken er normalt lav (svagere end absolut størrelse 10), men i nogle meget korte periodesystemer med høje tilvæksthastigheder kan den være så høj som 5. størrelsesorden. I de fleste tilfælde er akkretorlysproduktet oversvømmet af akkretionsdisken. Nogle AM ​​CVn-variabler er blevet detekteret ved røntgenbølgelængder. Disse indeholder ekstremt varme accretorstjerner eller mulige hot spots på accretor på grund af direkte påvirkning.

Donorstjernen kan potentielt være enten en helium (eller muligvis hybrid) hvid dværg, en heliumstjerne med lav masse eller en udviklet hovedsekvensstjerne . I nogle tilfælde kan en donorhvid dværg have en masse, der svarer til gæsteren, selvom den uundgåeligt er noget lavere, selv når systemet først dannes. I de fleste tilfælde, og især på det tidspunkt, hvor et AM CVn-system dannes med en ikke-degenereret donor, er donoren blevet stærkt strippet ned til en lille heliumkerne på 0,01  M 0.1 - 0,1  M . Når donorstjernen fjernes, udvides den adiabatisk (eller tæt på den) og afkøles til kun 10.000-20.000 K. Derfor er donorstjernerne i AM CVn-systemer effektivt usynlige, skønt der er mulighed for at opdage en brun dværg eller planetstørrelse objekt, der kredser om en hvid dværg, når tiltrædelsesprocessen er stoppet.

Akkretionsskiven er normalt den vigtigste kilde til synlig stråling. Det kan være så lyst som absolut størrelse 5 i høj tilstand, mere typisk absolut størrelse 6–8, men 3-5 størrelser svagere i lav tilstand. De usædvanlige spektre, der er typiske for AM CVn-systemer, kommer fra tiltrædelsesdisken. Skiverne er hovedsageligt dannet af helium fra donorstjernen. Som med dværgnovaer svarer den høje tilstand til en varmere disktilstand med optisk tyk ioniseret helium, mens disken i lav tilstand er køligere, ikke ioniseret og gennemsigtig. Superhump-variabiliteten skyldes en excentrisk tiltrædelsesdisk, der foregår. Pressionstiden kan relateres til forholdet mellem masserne af de to stjerner, hvilket giver en måde at bestemme massen af ​​selv usynlige donorstjerner.

Orbitale tilstande

De observerede tilstande har været relateret til fire binære systemtilstande:

  • Ultrashort orbitale perioder mindre end 12 minutter har ingen tiltrædelsesdisk og viser direkte indvirkning af det tilvoksende materiale på den hvide dværg eller har muligvis en meget lille tiltrædelsesdisk.
  • Systemer med perioder mellem 12 og 20 minutter danner en stor stabil tiltrædelsesdisk og vises permanent i udbrud, der kan sammenlignes med brintfrie novalignende variabler.
  • Systemer med perioder på 20-40 minutter danner variable diske, der viser lejlighedsvise udbrud, der kan sammenlignes med brintfri SU UMa- type dværg novaer .
  • Systemer med orbitale perioder, der er længere end 40 minutter, danner små stabile tiltrædelsesdiske, der kan sammenlignes med hvilende dværgnovaer.

Dannelsesscenarier

Der er tre mulige typer donorstjerner i en AM CVn-variabel binær, selvom akkretoren altid er en hvid dværg. Hver binær type dannes gennem en anden evolutionær sti, selvom alle involverer oprindeligt tætte hovedsekvensbinarier, der passerer gennem en eller flere almindelige konvolutfaser, når stjernerne udvikler sig væk fra hovedsekvensen.

AM CVn-stjerner med en hvid-dværg-donor kan dannes, når en binær bestående af en hvid dværg og en gigant med lav masse udvikler sig gennem en fælles-kuvertfase (CE). Resultatet af CE vil være en dobbelt hvid-dværg binær. Gennem emission af tyngdekraftsstråling mister binæren vinkelmoment , hvilket får den binære bane til at krympe. Når kredsløbstiden er krympet til ca. 5 minutter, vil den mindre massive (og den største) af de to hvide dværge fylde sin Roche-lap og starte masseoverførsel til sin ledsager. Kort efter begyndelsen af ​​masseoverførslen vil kredsløbets udvikling vende, og den binære bane vil udvides. Det er i denne fase, efter minimumsperioden, at binær sandsynligvis overholdes.

AM CVn-stjerner med en heliumstjerndonor dannes på en lignende måde, men i dette tilfælde er kæmpen, der forårsager den fælles kuvert, mere massiv og producerer en heliumstjerne snarere end en anden hvid dværg. En heliumstjerne er mere udvidet end en hvid dværg, og når tyngdekraftsstråling bringer de to stjerner i kontakt, er det heliumstjernen, der vil fylde sin Roche-lap og starte masseoverførsel i en orbital periode på ca. 10 minutter. Som i tilfældet med en hvid-dværg-donor forventes den binære bane at 'hoppe' og begynde at udvide sig hurtigt efter masseoverførsel er startet, og vi skal typisk observere den binære efter minimumsperioden.

Den tredje type potentielle donor i et AM CVn-system er den udviklede hovedsekvensstjerne . I dette tilfælde forårsager den sekundære stjerne ikke en fælles kuvert, men fylder sin Roche-lap nær slutningen af ​​hovedsekvensen (terminalalderens hovedsekvens eller TAMS ). En vigtig ingrediens i dette scenarie er magnetisk bremsning , som muliggør effektivt vinkelmomenttab fra kredsløbet og dermed en stærk krympning af kredsløbet til ultrakorte perioder. Scenariet er ret følsomt over for den indledende orbitale periode; hvis donorstjernen fylder sin Roche-lap for længe før TAMS, vil kredsløbet konvergere, men hoppe i perioder på 70-80 minutter, som almindelige CV'er. Hvis donoren starter masseoverførsel for længe efter TAMS, vil masseoverførselshastigheden være høj, og kredsløbet vil afvige. Kun et snævert interval af indledende perioder omkring denne forgreningsperiode vil føre til de ultrakorte perioder, der observeres i AM CVn-stjerner. Processen med at bringe de to stjerner i en tæt bane under påvirkning af magnetisk bremsning kaldes magnetisk fangst . AM CVn-stjerner dannet på denne måde kan observeres enten før eller efter det minimale tidsrum (som kan ligge et sted mellem 5 og 70 minutter, afhængigt af nøjagtigt hvornår donorstjernen fyldte sin Roche-lap) og antages at have noget brint på overfladen.

Før de går i en AM CVn-tilstand, kan binære systemer muligvis gennemgå flere helium nova- udbrud, hvoraf V445 Puppis er et muligt eksempel. AM CVn-systemer forventes at overføre masse, indtil en komponent bliver et mørkt sub-stjernet objekt, men det er muligt, at de kan resultere i en type Ia-supernova , sandsynligvis en sublysende form kendt som en type .Ia eller Iax .

Referencer

eksterne links