AM Canum Venaticorum-stjerne - AM Canum Venaticorum star
En AM Canum Venaticorum-stjerne (AM CVn-stjerne) er en sjelden type katastrofal variabel stjerne oppkalt etter deres stjernestjerne, AM Canum Venaticorum . I disse varme blå binære variablene akkumulerer en hvit dverg hydrogenfattig materie fra en kompakt ledsagerstjerne.
Disse binærene har ekstremt korte omløpsperioder (kortere enn omtrent en time) og har uvanlige spektra dominert av helium med hydrogen fraværende eller ekstremt svakt. De er spådd å være sterke kilder til gravitasjonsbølger , sterke nok til å bli oppdaget med Laser Interferometer Space Antenna (LISA).
Utseende
AM CVn-stjerner skiller seg fra de fleste andre katastrofale variabler (CVer) i mangel på hydrogenlinjer fra spektrene. De viser et bredt kontinuum som tilsvarer varme stjerner med komplekse absorpsjons- eller utslippslinjer. Noen stjerner viser absorpsjonslinjer og utslippslinjer på forskjellige tidspunkter. AM CVn-stjerner har lenge vært kjent for å utvise tre typer oppførsel: en utbruddstilstand ; en høy stat ; og en lav tilstand .
I utbruddstilstanden viser stjerner sterk variasjon med perioder på 20–40 minutter. Stjernene V803 Centauri og CR Boötis er stjerner som viser outbursting atferd. Disse stjernene viser noen ganger lengre, og noen ganger litt lysere, superutbrudd . Intervallet mellom utbrudd er i gjennomsnitt lengre for stjerner med lengre perioder. Spektrene viser sterke heliumabsorpsjonslinjer under utbruddene, med mange svakere emisjonslinjer av helium og jern nær minimum. De spektrale linjene er vanligvis doblet, og gir brede absorpsjonslinjer med flat bunn og skarpe emisjonslinjer med dobbel topp. Dette er den vanligste typen AM CVn-variabel, muligens fordi de lettest oppdages.
I høy tilstand viser stjerner lysstyrkevariasjoner på noen tiendedeler av størrelsesorden med flere korte perioder, mindre enn eller rundt 20 minutter. AM CVn selv viser denne tilstanden, sammen med det andre lyse eksemplet HP Librae . Variasjoner forekommer ofte sterkest med en eller to perioder, og beatperioden mellom dem. Spektrene viser absorpsjonslinjer hovedsakelig av helium, og den høye tilstanden heter så at den ligner på et permanent utbrudd.
I lav tilstand er det ingen variasjon i lysstyrke, men spektrene varierer med perioder lenger enn 40 minutter opp til rundt en time. GP Comae Berenices er den mest kjente stjernen av denne typen. Spektra viser hovedsakelig utslipp og tilstanden ligner på et permanent minimum av de utbruddende stjernene.
I tillegg til de tre standardvariasjonstypene, viser ekstreme korte periode (<12 minutter) stjerner bare små veldig raske lysvariasjoner. ES Ceti og V407 Vulpeculae viser denne oppførselen.
Stjerner i høy tilstand, enten permanent eller under et utbrudd, viser ofte lysstyrkevariasjoner med en ganske konsistent periode som er forskjellig fra omløpstiden. Denne lysstyrkevariasjonen har større amplitude enn variasjonen med omløpsperioden og er kjent som superhump .
Det er mulig for AM CVn-systemer å vise formørkelser , men dette er sjelden på grunn av de små størrelsene til de to komponentstjernene.
System egenskaper
AM CVN-systemer består av en accretor hvit dvergstjerne, en donor stjerne som hovedsakelig består av helium, og vanligvis en akkresjonsskive .
Komponentene
De ultrakorte omløpsperioder på 10–65 minutter indikerer at både donorstjernen og akkretorstjernen er degenererte eller halvdegenererte gjenstander.
Akkretor er alltid en hvit dverg, med en masse mellom omtrent en halv og en solmasse ( M ☉ ). Vanligvis har de temperaturer på 10.000–20.000 K, selv om dette i noen tilfeller kan være høyere. Temperaturer over 100 000 K er blitt foreslått for noen stjerner (f.eks. ES Ceti), muligens med direkte innvirkning uten disk. Akkretorlysstyrken er vanligvis lav (svakere enn absolutt styrke 10), men i noen svært korte periodesystemer med høy tilveksthastighet kan den være så høy som 5. styrke. I de fleste tilfeller blir akkumulasjonslyset oversvømmet av akkretjonsdisken. Noen AM CVn-variabler har blitt oppdaget ved røntgenbølgelengder. Disse inneholder ekstremt varme accretor-stjerner, eller mulige hot spots på accretor på grunn av direkte innvirkning.
Donorstjernen kan potensielt være enten en helium (eller muligens hybrid) hvit dverg, en helmassestjerne med lav masse eller en utviklet hovedsekvensstjerne . I noen tilfeller kan en donorhvit dverg ha en sammenlignbar masse som akkretoren, selv om den uunngåelig er noe lavere selv når systemet først dannes. I de fleste tilfeller, og særlig når et AM CVn-system dannes med en ikke-degenerert giver, er donoren blitt kraftig strippet ned til en liten heliumkjerne på 0,01 M ☉ - 0,1 M ☉ . Etter hvert som donorstjernen fjernes utvides den adiabatisk (eller nær den), og avkjøles til bare 10 000–20 000 K. Derfor er donorstjernene i AM CVn-systemene effektivt usynlige, selv om det er mulighet for å oppdage en brun dverg eller planetstørrelse objekt som kretser rundt en hvit dverg når tiltredelsesprosessen er stoppet.
Akkresjonsskiven er vanligvis den viktigste kilden til synlig stråling. Det kan være like lyst som absolutt styrke 5 i høy tilstand, mer typisk absolutt styrke 6–8, men 3–5 styrke svakere i lav tilstand. De uvanlige spektrene som er typiske for AM CVn-systemer, kommer fra tilførselsplaten. Diskene er hovedsakelig dannet av helium fra donorstjernen. Som med dvergnovaer tilsvarer den høye tilstanden en varmere disktilstand med optisk tykt ionisert helium, mens disken i lav tilstand er kjøligere, ikke ionisert og gjennomsiktig. Superhump-variabiliteten skyldes en eksentrisk tilvekstplate som har foregått. Presesjonstiden kan være relatert til forholdet mellom massene til de to stjernene, noe som gir en måte å bestemme massen til og med usynlige donorstjerner.
Orbitale stater
De observerte tilstandene har vært relatert til fire binære systemtilstander:
- Ultrashort orbitale perioder mindre enn 12 minutter har ingen tilførselsskive og viser direkte innvirkning av det tilførende materialet på den hvite dvergen, eller har muligens en veldig liten tilførselsskive.
- Systemer med perioder mellom 12 og 20 minutter danner en stor stabil tiltrekksskive og vises permanent i utbrudd, sammenlignbar med hydrogenfrie novalignende variabler.
- Systemer med perioder på 20–40 minutter danner variable disker som viser sporadiske utbrudd, sammenlignet med hydrogenfri SU UMa- type dverg nova .
- Systemer med omløpsperioder lenger enn 40 minutter danner små stabile tilvekstplater, sammenlignbare med hvilende dvergnovaer.
Formasjonsscenarier
Det er tre mulige typer donorstjerner i en AM CVn-variabel binær, selv om akkretoren alltid er en hvit dverg. Hver binær type dannes gjennom en annen evolusjonær bane, selv om alle involverer i utgangspunktet tette hovedsekvensbinarier som går gjennom en eller flere vanlige konvoluttfaser når stjernene utvikler seg vekk fra hovedsekvensen.
AM CVN stjerner med et hvit-dverg donor kan dannes når en binær bestående av en hvit dverg og en lav-masse gigant utvikles gjennom en felles mantel (CE) fase. Resultatet av CE vil være en dobbel hvit-dverg binær. Gjennom utslipp av gravitasjonsstråling mister binæren vinkelmomentet , noe som får den binære banen til å krympe. Når omløpstiden har krympet til omtrent 5 minutter, vil den mindre massive (og den største) av de to hvite dvergene fylle Roche-lappen og starte masseoverføring til følgesvennen. Rett etter begynnelsen av masseoverføring vil omløpsutviklingen snu og den binære bane utvides. Det er i denne fasen, etter minimumsperioden, at binærfilmen mest sannsynlig blir observert.
AM CVn-stjerner med en heliumstjerndonor dannes på en lignende måte, men i dette tilfellet er kjempen som forårsaker den vanlige konvolutten, mer massiv og produserer en heliumstjerne i stedet for en andre hvit dverg. En heliumstjerne er mer ekspandert enn en hvit dverg, og når gravitasjonsstråling bringer de to stjernene i kontakt, er det heliumstjernen som vil fylle Roche-lappen og starte masseoverføring, i en omløpstid på omtrent 10 minutter. Som i tilfellet med en hvit-dverg-donor, forventes den binære banen å "sprette" og begynne å utvide seg raskt etter at masseoverføring er startet, og vi bør vanligvis observere binæren etter minimumsperioden.
Den tredje typen potensiell giver i et AM CVn-system er den utviklede hovedsekvensstjernen . I dette tilfellet forårsaker ikke sekundærstjernen en felles konvolutt, men fyller sin Roche-lapp nær slutten av hovedsekvensen (terminalalderens hovedsekvens eller TAMS ). En viktig ingrediens for dette scenariet er magnetisk bremsing , som gir effektiv vinkel-momentum tap fra banen og dermed en sterk krymping av banen til ultra-korte perioder. Scenariet er ganske følsomt for den innledende omløpsperioden; hvis donorstjernen fyller Roche-lappen for lenge før TAMS, vil bane konvergere, men spretter i perioder på 70–80 minutter, som vanlige CV-er. Hvis giveren starter masseoverføring for lenge etter TAMS, vil masseoverføringshastigheten være høy og banen vil avvike. Bare et smalt utvalg av innledende perioder, rundt denne forgreningsperioden, vil føre til de ultrakorte periodene som observeres i AM CVn-stjerner. Prosessen med å bringe de to stjernene inn i en tett bane under påvirkning av magnetisk bremsing kalles magnetisk fangst . AM CVn-stjerner dannet på denne måten kan observeres enten før eller etter minimumsperioden (som kan ligge hvor som helst mellom 5 og 70 minutter, avhengig av nøyaktig når donorstjernen fylte Roche-lappen) og antas å ha noe hydrogen på overflaten.
Før de setter seg inn i en AM CVn-tilstand, kan binære systemer gjennomgå flere helium nova- utbrudd, hvorav V445 Puppis er et mulig eksempel. AM CVn-systemer forventes å overføre masse til en komponent blir et mørkt sub-stjernegjenstand, men det er mulig at de kan resultere i en type Ia-supernova , sannsynligvis en lysende form kjent som en type .Ia eller Iax .