AM Canum Venaticorum csillag - AM Canum Venaticorum star
Az AM Canum Venaticorum csillag (AM CVn csillag) egy ritka típusú kataklizmatikus változó csillag, amelyet típusuk csillagáról, az AM Canum Venaticorumról neveztek el . Ezekben a forró kék bináris változókban egy fehér törpe egy kompakt társcsillagból halmoz fel hidrogén- szegény anyagot.
Ezeknek a binárisoknak rendkívül rövid (kb. Egy óránál rövidebb) orbitális periódusa van, és szokatlan spektrumaikban a hélium dominál , hidrogén hiányzik vagy rendkívül gyenge. Az előrejelzések szerint erős gravitációs hullámok forrásai , elég erősek ahhoz, hogy a lézerinterferométeres űrantennával (LISA) detektálhatók legyenek .
Megjelenés
Az AM CVn csillagok abban különböznek a legtöbb kataklizma változótól, hogy spektrumukból hiányoznak a hidrogén vonalak. Széles folytonosságot mutatnak, amelyek összetett abszorpciós vagy emissziós vonalakkal rendelkező forró csillagoknak felelnek meg. Egyes csillagok abszorpciós vonalakat és emissziós vonalakat mutatnak különböző időpontokban. Az AM CVn csillagokról régóta ismert, hogy háromféle viselkedést mutatnak: kitörő állapot ; egy magas állami ; és alacsony állapot .
Kitörő állapotban a csillagok 20–40 perces periódusokkal erős változékonyságot mutatnak. A V803 Centauri és a CR Boötis csillagok kitörő viselkedést mutatnak. Ezek a csillagok időnként hosszabb, néha kissé fényesebb szuperkitöréseket mutatnak . A kitörések közötti intervallum hosszabb ideig tartó csillagok esetén átlagosan hosszabb. A spektrumok erős héliumabszorpciós vonalakat mutatnak a kitörések során, sok gyengébb hélium- és vasemissziós vonal közel a minimumhoz. A spektrális vonalak általában megduplázódnak, széles síkfenekű abszorpciós vonalakat és éles kettős csúcsú emissziós vonalakat eredményezve. Ez az AM CVn változó leggyakoribb típusa, valószínűleg azért, mert a legkönnyebben észlelhetők.
Magas állapotban a csillagok néhány tizedes nagyságrendű fényváltozatot mutatnak, rövid rövid időtartamokkal, kevesebb, mint 20 perc alatt. Az AM CVn maga mutatja ezt az állapotot a HP Librae másik fényes példájával együtt . A variációk gyakran a legerőteljesebben egy vagy két periódusnál fordulnak elő, és a közöttük lévő ütemidőszaknál. A spektrumok elsősorban héliumból származó abszorpciós vonalakat mutatnak, és a magas állapotot úgy nevezik el, hogy hasonló egy állandó kitöréshez.
Alacsony állapotban nincs fényváltozás, de a spektrumok 40 percnél hosszabb és legfeljebb egy óra közötti periódusok szerint változnak. A GP Comae Berenices a legismertebb ilyen típusú csillag. A spektrumok elsősorban emissziót mutatnak, és az állapot hasonló a kitörő csillagok állandó minimumához.
A három szokásos variálhatósági típus mellett az extrém rövid periódusú (<12 perc) csillagok csak apró, nagyon gyors fényváltozásokat mutatnak. Az ES Ceti és a V407 Vulpeculae ezt a viselkedést mutatja.
A magas állapotú csillagok, akár állandóan, akár kitöréskor, gyakran mutatnak fényerő-variációkat, amelyek meglehetősen konzisztens periódustól eltérnek, mint a keringési periódus. Ennek a fényerő-variációnak nagyobb az amplitúdója, mint az orbitális periódus változásának, és superhump néven ismert .
Lehetséges, hogy az AM CVn rendszerek fogyatkozásokat mutatnak , de ez a két komponens csillag apró mérete miatt ritka.
A rendszer tulajdonságai
AM CVN rendszerek tartalmaznak egy accretor fehér törpe csillag, a donor csillag, amely főleg hélium, és rendszerint egy akkréciós korong .
Az alkatrészek
Az ultrarövid , 10–65 perces orbitális periódusok azt jelzik, hogy a donor csillag és az accretor csillag is degenerált vagy félig degenerált tárgy.
Az akretor mindig fehér törpe, amelynek tömege körülbelül fél és egy naptömeg ( M ☉ ) között van. Jellemzően 10 000–20 000 K hőmérsékletűek, bár egyes esetekben ez magasabb is lehet. Néhány csillagnál (pl. ES Ceti) 100 000 K feletti hőmérsékletet javasoltak, valószínűleg lemez nélküli közvetlen ütközéses hozzáadással. Az akrektor fényessége általában alacsony (halványabb, mint a 10-es abszolút nagyságrend), de néhány nagyon rövid periódusú rendszer esetében, magas akreciációs rátákkal, ez akár az 5. nagyságrendű is lehet. Az esetek többségében az akrektor fénykibocsátását az akkrétlemez duzzasztja. Néhány AM CVn változót röntgen hullámhosszakon detektáltak. Ezek rendkívül forró akrektorcsillagokat tartalmaznak, vagy az akrektoron a közvetlen becsapódás következtében lehetséges forró pontok találhatók.
A donorcsillag potenciálisan lehet hélium (vagy esetleg hibrid) fehér törpe, kis tömegű hélium csillag vagy kialakult főszekvenciájú csillag. Bizonyos esetekben a donor fehér törpe tömege összehasonlítható lehet az akkretorral, bár elkerülhetetlenül valamivel alacsonyabb, még akkor is, amikor a rendszer először kialakul. A legtöbb esetben, különösképpen mire egy AM CVn rendszer kialakul egy nem degenerált donorral, a donort erősen lehúzták egy apró, 0,01 M ☉ - 0,1 M ☉ héliummagig . A donorcsillag eltávolításakor adiabatikusan (vagy ahhoz közel) kitágul, csak 10 000–20 000 K-ra hűl. Ezért az AM CVn rendszerekben lévő donorcsillagok gyakorlatilag láthatatlanok, bár lehetőség van egy barna törpe vagy bolygó méretű detektálására. a fehér törpe körül keringő tárgy, miután az akkréciós folyamat leállt.
Az akkumulációs korong általában a látható sugárzás fő forrása. Lehet olyan fényes, mint az abszolút magnitúdó 5 magas állapotban, tipikusabban az abszolút magnitúdó 6–8, de 3-5 fokozat halványabb az alacsony állapotban. Az AM CVn rendszerekre jellemző szokatlan spektrumok az akkumulációs lemezről származnak. A korongok többnyire a donorcsillag héliumából képződnek. A törpe novaákhoz hasonlóan a magas állapot egy forróbb lemez állapotnak felel meg optikailag vastag ionizált héliummal, míg alacsony állapotban a lemez hűvösebb, nem ionizált és átlátszó. A szuperhump változékonyság az excentrikus akkréciós lemez megmunkálásának köszönhető. A precessziós periódus összefüggésbe hozható a két csillag tömegének arányával, így módot ad a még láthatatlan donorcsillagok tömegének meghatározására is.
Orbital államok
A megfigyelt állapotok négy bináris rendszerállapothoz kapcsolódtak:
- A 12 percnél rövidebb ultrarövid orbitális periódusok nem rendelkeznek akrétkoronggal, és az akrettáló anyag közvetlen hatását mutatják a fehér törpére, esetleg nagyon kicsi az akkréciós korongjuk.
- A 12 és 20 perc közötti periódusú rendszerek nagy, stabil akkumulációs lemezt alkotnak, és állandóan kitörésben jelennek meg, összehasonlítva a hidrogénmentes nova-szerű változókkal.
- A 20–40 perces periódusú rendszerek változó lemezeket alkotnak, amelyek alkalmi kitöréseket mutatnak, összehasonlítva a hidrogénmentes SU UMa típusú törpe noveákkal .
- A 40 percnél hosszabb orbitális periódusú rendszerek kicsi, stabil akkreceptív korongokat alkotnak, összehasonlítva a nyugalmi törpe noveákkal.
Kialakulási forgatókönyvek
Három lehetséges típusú donor csillag van egy AM CVn változó bináris változatban, bár az akretor mindig fehér törpe. Mindegyik bináris típus különböző evolúciós útvonalon alakul ki, bár mindegyik magában foglalja a kezdeti szekvencia binárisokat, amelyek egy vagy több közös burokfázison mennek keresztül, miközben a csillagok eltávolodnak a fő szekvenciától.
A fehér törpe donorral rendelkező AM CVn csillagok akkor képződhetnek, amikor egy fehér törpéből és egy kis tömegű óriásból álló bináris egy közös burkolatú (CE) fázisban fejlődik ki . A CE eredménye kettős fehér-törpe bináris lesz. A gravitációs sugárzás révén a bináris elveszíti a szögletét , ami a bináris pálya zsugorodását okozza. Amikor a keringési periódus körülbelül 5 percre zsugorodik, a két fehér törpe kevésbé masszív (és nagyobb) tömege megilleti Roche-lebenyét, és tömeges transzfert indít társa felé. A tömegátadás kezdete után nem sokkal a pálya evolúciója megfordul, és a bináris pálya kitágul. Ebben a szakaszban, a periódusminimum után következik be a bináris legnagyobb valószínűséggel.
A hélium-csillag donorral rendelkező AM CVn csillagok hasonló módon képződnek, de ebben az esetben az a hatalmas burok, amely a közös burkot okozza, tömegesebb és hélium csillagot termel, nem pedig egy második fehér törpét. A héliumcsillag tágabb, mint egy fehér törpe, és amikor a gravitációs sugárzás kapcsolatba hozza a két csillagot, akkor a héliumcsillag tölti be Roche-lebenyét és megkezdi a tömegátadást, nagyjából 10 perces keringési periódus alatt. Mint egy fehér törpe donor esetében, a bináris pálya várhatóan a tömegátadás megkezdése után hamarosan „visszapattan” és tágulni kezd, és jellemzően a periódus minimum után kell megfigyelnünk a bináris pályát.
Az AM CVn rendszerben a potenciális donor harmadik típusa a fejlett szekvencia csillag. Ebben az esetben a másodlagos csillag nem okoz közös burkot, hanem kitölti Roche-lebenyét a fő szekvencia (terminális korú fő szekvencia vagy TAMS ) vége közelében . Ennek a forgatókönyvnek fontos alkotóeleme a mágneses fékezés , amely hatékony szög-impulzus veszteséget tesz lehetővé a pályáról, és így a pálya erőteljes zsugorodását ultrarövid időszakokra. A forgatókönyv meglehetősen érzékeny a kezdeti pályaidőszakra; ha a donor csillag túl sokáig tölti ki Roche-lebenyét a TAMS előtt, akkor a pálya összeér, de 70–80 perces időszakokban pattog, mint a szokásos önéletrajzok. Ha a donor a TAMS után túl sokáig elkezdi a tömeges transzfert, a tömeg-transzfer sebessége magas lesz, és a pálya eltér. Csak a kezdeti periódusok szűk tartománya, e bifurkációs periódus környékén vezet az ultrarövid periódusokhoz, amelyeket az AM CVn csillagoknál megfigyelnek. A két csillag mágneses fékezés hatására történő szoros pályára juttatásának folyamatát mágneses rögzítésnek nevezzük . Az így kialakult AM CVn csillagok a periódusminimum előtt vagy után is megfigyelhetők (amely 5 és 70 perc között lehet, attól függően, hogy pontosan mikor töltötte be a donorcsillag Roche-lebenyét), és feltételezhető, hogy felületükön van némi hidrogén.
Mielőtt AM CVn állapotba kerülne, a bináris rendszerek több hélium nova kitörésen is áteshetnek , amelyekre a V445 Puppis lehetséges példa. Az AM CVn rendszerek várhatóan addig továbbítják a tömeget, amíg az egyik komponens sötét, csillag alatti objektummá nem válik, de lehetséges, hogy ezek egy Ia típusú szupernóvát eredményezhetnek , valószínűleg egy szubfényes formát, amelyet Ia vagy Iax típusnak neveznek .