AM Canum Venaticorum stjärna - AM Canum Venaticorum star

Från Wikipedia, den fria encyklopedin

En AM Canum Venaticorum-stjärna (AM CVn-stjärna), är en sällsynt typ av katastrofal variabel stjärna uppkallad efter deras typstjärna, AM Canum Venaticorum . I dessa varma blå binära variabler , en vit dvärg accretes väte -fattiga material från en kompakt följeslagare stjärna.

Dessa binärer har extremt korta omloppsperioder (kortare än cirka en timme) och har ovanliga spektra dominerade av helium med väte frånvarande eller extremt svagt. De förutspås vara starka källor till gravitationella vågor , tillräckligt starka för att detekteras med laserinterferometer rymdantenn (LISA).

Utseende

AM CVn-stjärnor skiljer sig från de flesta andra katastrofala variabler (CV) i bristen på vätelinjer från deras spektra. De visar ett brett kontinuum som motsvarar heta stjärnor med komplexa absorptions- eller utsläppslinjer. Vissa stjärnor visar absorptionslinjer och utsläppslinjer vid olika tidpunkter. AM CVn-stjärnor har länge varit kända för att uppvisa tre typer av beteenden: ett utbrottstillstånd ; en hög stat ; och ett lågt tillstånd .

I det utbrutna tillståndet visar stjärnorna stor variation med perioder på 20–40 minuter. Stjärnorna V803 Centauri och CR Boötis är stjärnor som visar utbrott. Dessa stjärnor visar ibland längre och ibland lite ljusare superutbrott . Intervallet mellan utbrott är i genomsnitt längre för stjärnor med längre perioder. Spektren visar starka heliumabsorptionslinjer under utbrotten, med många svagare utsläppslinjer av helium och järn nära minimum. De spektrala linjerna fördubblas vanligtvis, vilket ger breda absorptionslinjer med platt botten och skarpa dubbeltoppade emissionslinjer. Detta är den vanligaste typen av AM CVn-variabel, möjligen för att de lättast detekteras.

I högt tillstånd visar stjärnor ljusstyrka variationer på några tiondelar med flera korta perioder, mindre än eller cirka 20 minuter. AM CVn själv visar detta tillstånd, tillsammans med det andra ljusa exemplet HP Librae . Variationer förekommer ofta starkast med en eller två perioder, och taktperioden mellan dem. Spektra visar absorptionslinjer huvudsakligen av helium, och det höga tillståndet heter så att det liknar ett permanent utbrott.

I lågt tillstånd finns det ingen ljusstyrka variation men spektra varierar med perioder längre än 40 minuter upp till cirka en timme. GP Comae Berenices är den mest kända stjärnan av denna typ. Spektra visar huvudsakligen utsläpp och tillståndet liknar ett permanent minimum av de utbrutna stjärnorna.

Förutom de tre standardtyperna av variation, visar extrema korta perioder (<12 minuter) stjärnor bara små mycket snabba ljusvariationer. ES Ceti och V407 Vulpeculae visar detta beteende.

Stjärnor i högt tillstånd, antingen permanent eller under ett utbrott, visar ofta ljusvariationer med en ganska konsekvent period som skiljer sig från omloppsperioden. Denna ljusstyrka variation har en större amplitud än variationen med omloppsperioden och är känd som superhump .

Det är möjligt för AM CVn-system att visa förmörkelser , men detta är sällsynt på grund av de små storlekarna på de två komponentstjärnorna.

Systemegenskaper

AM CVN system består av en accretor vitdvärgstjärna, en donator stjärna bestående mestadels av helium, och vanligtvis en ackretionsskiva .

Komponenterna

De ultrakorta omloppsperioderna på 10–65 minuter indikerar att både donatorstjärnan och accretorstjärnan är degenererade eller halvgenererade föremål.

Ackretorn är alltid en vit dvärg, med en massa mellan ungefär en halv och en solmassa ( M ). Vanligtvis har de temperaturer på 10 000–20 000 K, även om detta i vissa fall kan vara högre. Temperaturer över 100 000 K har föreslagits för vissa stjärnor (t.ex. ES Ceti), möjligen med direkt inverkan utan skiva. Ackretorens ljusstyrka är vanligtvis låg (svagare än den absoluta magnituden 10), men för vissa mycket korta periodsystem med höga ackretionshastigheter kan den vara så hög som 5: e magnituden. I de flesta fall överbelastas ackretorljuset från ackretionsskivan. Vissa AM CVn-variabler har detekterats vid röntgenvåglängder. Dessa innehåller extremt heta accretorstjärnor eller möjliga hot spots på accretor på grund av direkt inverkan.

Givarstjärnan kan potentiellt vara antingen en helium (eller möjligen hybrid) vit dvärg, en helmassstjärna med låg massa eller en utvecklad huvudsekvensstjärna . I vissa fall kan en givarvit dvärg ha en jämförbar massa som gästaren, även om den oundvikligen är något lägre även när systemet först bildas. I de flesta fall, och särskilt när ett AM CVn-system bildas med en icke-degenererad givare, har givaren avlägsnats kraftigt till en liten heliumkärna på 0,01  M - 0,1  M . När givarstjärnan avlägsnas expanderar den adiabatiskt (eller nära den) och svalnar till endast 10 000–20 000 K. Därför är givarstjärnorna i AM CVn-system effektivt osynliga, även om det finns möjlighet att upptäcka en brun dvärg eller planetstorlek objekt som kretsar kring en vit dvärg när tillväxtprocessen har upphört.

Ackretionsskivan är vanligtvis den viktigaste källan till synlig strålning. Det kan vara lika ljus som absolut magnitud 5 i högt tillstånd, mer typiskt absolut magnitud 6–8, men 3-5 magnitud svagare i lågt tillstånd. De ovanliga spektra som är typiska för AM CVn-system kommer från ackretionsskivan. Skivorna är mestadels av helium från givarstjärnan. Som med dvärg novae motsvarar det höga tillståndet ett hetare skivtillstånd med optiskt tjock joniserat helium, medan skivan i lågt tillstånd är kallare, inte joniserad och transparent. Superhumpvariationen beror på en excentrisk accretionsskiva som föregår. Precessionstiden kan relateras till förhållandet mellan massorna av de två stjärnorna, vilket ger ett sätt att bestämma massan till och med osynliga givarstjärnor.

Orbitalstater

De observerade tillstånden har varit relaterade till fyra binära systemtillstånd:

  • Ultrakorta omloppsperioder mindre än 12 minuter har ingen uttagsskiva och visar direkt inverkan av det tillförande materialet på den vita dvärgen, eller kan ha en mycket liten uttagsskiva.
  • System med perioder mellan 12 och 20 minuter bildar en stor stabil ackretionsskiva och uppträder permanent i utbrott, jämförbara med vätefria novaliknande variabler.
  • System med perioder på 20–40 minuter bildar variabla skivor som visar enstaka utbrott, jämförbara med vätefri SU UMa- typ dvärg nova .
  • System med omloppsperioder som är längre än 40 minuter bildar små stabila ackretionsskivor, jämförbara med vilande dvärgnovaer.

Bildningsscenarier

Det finns tre möjliga typer av givarstjärnor i en AM CVn-variabel binär, även om accretor alltid är en vit dvärg. Varje binär typ bildas genom olika evolutionära vägar, även om alla involverar inledningsvis nära huvudsekvensbinarier som passerar genom en eller flera vanliga kuvertfaser när stjärnorna utvecklas bort från huvudsekvensen.

AM CVN stjärnor med en vit-dvärg donator kan bildas när en binär som består av en vit dvärg och en låg-massa jätte evolve genom en gemensam-hölje (CE) fasen. Resultatet av CE kommer att bli en dubbel vit-dvärg binär. Genom utsläpp av gravitationsstrålning förlorar binären vinkelmoment , vilket får den binära banan att krympa. När omloppstiden har krympt till cirka 5 minuter kommer den mindre massiva (och den större) av de två vita dvärgarna att fylla sin Roche-lob och börja massaöverföring till sin följeslagare. Strax efter att massöverföringen börjat kommer omloppsutvecklingen att vända och den binära banan expanderar. Det är i denna fas, efter periodens minsta, som binären mest sannolikt kommer att observeras.

AM CVn-stjärnor med en heliumstjärndonator bildas på liknande sätt, men i detta fall är jätten som orsakar det gemensamma höljet mer massiv och producerar en heliumstjärna snarare än en andra vit dvärg. En heliumstjärna är mer expanderad än en vit dvärg, och när gravitationsstrålning bringar de två stjärnorna i kontakt är det heliumstjärnan som kommer att fylla sin Roche-lob och starta massaöverföring, vid en omloppsperiod på ungefär 10 minuter. Som i fallet med en vitdvärggivare förväntas den binära banan att "studsa" och börja expandera strax efter att massöverföring har startat, och vi bör vanligtvis observera den binära efter periodens minimum.

Den tredje typen av potentiell givare i ett AM CVn-system är den utvecklade huvudsekvensstjärnan . I det här fallet orsakar inte sekundärstjärnan ett gemensamt kuvert utan fyller sin Roche-lob nära slutet av huvudsekvensen (huvudålder för terminalåldern eller TAMS ). En viktig ingrediens för detta scenario är magnetisk bromsning , vilket möjliggör effektiv vinkelmomentförlust från banan och därmed en kraftig krympning av banan till ultrakorta perioder. Scenariot är ganska känsligt för den inledande omloppsperioden; om givarstjärnan fyller sin Roche-lob för långt före TAMS kommer banan att konvergera, men studsa i perioder på 70–80 minuter, som vanliga CV. Om givaren börjar massaöverföring för länge efter TAMS, kommer massöverföringshastigheten att vara hög och banan kommer att avvika. Endast ett smalt intervall av inledande perioder, runt denna förgreningsperiod, kommer att leda till de ultrakorta perioderna som observeras i AM CVn-stjärnor. Processen att föra de två stjärnorna in i en nära omlopp under påverkan av magnetisk bromsning kallas magnetisk infångning . AM CVn-stjärnor som bildats på detta sätt kan observeras antingen före eller efter periodens minimum (som kan ligga var som helst mellan 5 och 70 minuter, beroende på exakt när donatorstjärnan fyllde sin Roche-lob) och antas ha lite väte på ytan.

Innan de hamnar i ett AM CVn-tillstånd kan binära system genomgå flera helium nova- utbrott, varav V445 Puppis är ett möjligt exempel. AM CVn-system förväntas överföra massa tills en komponent blir ett mörkt sub-stjärnigt objekt, men det är möjligt att de kan resultera i en typ Ia-supernova , förmodligen en underljusform som kallas en typ .Ia eller Iax .

Referenser

externa länkar