AM Canum Venaticorum звезда - AM Canum Venaticorum star

An AM Canum Venaticorum звезда (Звезда AM CVn), является редким типом катаклизмическая переменная звезда названный в честь своей звезды, AM Canum Venaticorum. В этих горячих синих бинарные переменные, а белый Гном срастается водород -бедняжка от компактной звезды-компаньона.

Эти двойные системы имеют чрезвычайно короткие орбитальные периоды (менее одного часа) и необычные спектры доминировать над гелий при отсутствии водорода или очень слабом. Предполагается, что они будут сильными источниками гравитационные волны, достаточно сильный, чтобы его можно было обнаружить Космическая антенна лазерного интерферометра (ЛИЗА).

Внешность

Звезды AM CVn отличаются от большинства других катаклизмических переменных (CV) отсутствием линий водорода в их спектрах. Они показывают широкий континуум, соответствующий горячим звездам со сложными линиями поглощения или излучения. Некоторые звезды показывают линии поглощения и излучения в разное время. Давно известно, что звезды AM CVn демонстрируют три типа поведения: взрывное состояние; а высокое состояние; и низкое состояние.[1]

В состоянии вспышки звезды демонстрируют сильную переменность с периодами 20–40 минут. Звезды V803 Центавра и CR Boötis звезды, которые показывают взрывное поведение.[2] Эти звезды иногда светятся дольше, а иногда немного ярче, сверхвспышки. Интервал между вспышками в среднем больше для звезд с более длинными периодами. В спектрах видны сильные линии поглощения гелия во время вспышек с множеством более слабых линий излучения гелия и железа вблизи минимума. Спектральные линии обычно дублируются, образуя широкие линии поглощения с плоским дном и острые линии излучения с двумя пиками. Это наиболее распространенный тип переменных AM CVn, возможно, потому, что их легче всего обнаружить.

В высоком состоянии звезды демонстрируют вариации яркости в несколько десятых звездной величины с несколькими короткими периодами, менее или около 20 минут. Сам AM CVn показывает это состояние вместе с другим ярким примером HP Librae.[2] Вариации чаще всего возникают с одним или двумя периодами и периодом биений между ними. В спектрах видны линии поглощения в основном гелия, а высокое состояние названо так, поскольку оно похоже на постоянную вспышку.

В низком состоянии яркости нет, но спектры меняются с периодами от 40 минут до часа. GP Comae Berenices самая известная звезда этого типа.[2] Спектры показывают в основном эмиссию, и состояние похоже на постоянный минимум вспыхивающих звезд.

В дополнение к трем стандартным типам переменности, звезды с очень коротким периодом (<12 минут) демонстрируют лишь крошечные очень быстрые изменения яркости. ES Кита и V407 Vulpeculae показать это поведение.[2]

Звезды в высоком состоянии, постоянно или во время вспышки, часто показывают вариации яркости с довольно постоянным периодом, отличным от периода обращения. Это изменение яркости имеет большую амплитуду, чем изменение с орбитальным периодом, и известно как супергорб.[3]

Системы AM CVn могут отображать затмения, но это редко из-за крошечных размеров двухкомпонентных звезд.[4]

Свойства системы

Системы AM CVn состоят из аккретор белый карлик, звезда донор звезда, состоящая в основном из гелия, и обычно аккреционный диск.

Компоненты

В ультракороткий орбитальные периоды 10–65 минут указывают на то, что и звезда-донор, и звезда-аккретор являются выродиться или полувырожденные объекты.[5]

Аккретор - всегда белый карлик с массой от половины до одного. солнечная масса (M☉). Обычно они имеют температуру 10 000–20 000 К, хотя в некоторых случаях она может быть выше. Для некоторых звезд (например, ES Кита) были предложены температуры выше 100000 К, возможно, с прямой ударной аккрецией без диска.[6] Яркость аккретора обычно низкая (слабее, чем абсолютная величина 10), но для некоторых систем с очень коротким периодом и высокой скоростью аккреции она может достигать 5-й звездной величины. В большинстве случаев световой поток аккретора перекрывается аккреционным диском.[6][7] Некоторые переменные AM CVn были обнаружены на длинах волн рентгеновского излучения. Они содержат очень горячие звезды-аккреторы или возможные горячие точки на аккреторе из-за прямого удара аккреции.[4]

Звездой-донором потенциально может быть гелиевый (или, возможно, гибридный) белый карлик, гелиевая звезда с малой массой или эволюционировавший главная последовательность звезда.[2] В некоторых случаях белый карлик-донор может иметь массу, сравнимую с массой аккретора, хотя она неизбежно несколько ниже, даже когда система впервые формируется. В большинстве случаев, и в частности к тому времени, когда система AM CVn образуется с невырожденным донором, донор сильно разобран до крошечного гелиевого ядра размером 0,01M☉ – 0.1 M☉. По мере удаления звезды-донора она адиабатически расширяется (или приближается к ней), охлаждая всего до 10 000–20 000 К. Следовательно, звезды-доноры в системах AM CVn фактически невидимы, хотя есть возможность обнаружить коричневый карлик или планету размером объект, вращающийся вокруг белого карлика после остановки процесса аккреции.[1]

Аккреционный диск обычно является основным источником видимого излучения. Она может быть такой же яркой, как абсолютная величина 5 в высоком состоянии, более типично абсолютная величина 6–8, но 3–5 звездных величин слабее в низком состоянии. Необычные спектры, типичные для систем AM CVn, происходят от аккреционного диска. Диски образованы в основном из гелия звезды-донора. Как и с карликовые новые, высокое состояние соответствует более горячему состоянию диска с оптически толстым ионизированным гелием, в то время как в низком состоянии диск более холодный, неионизированный и прозрачный.[1] Изменчивость супергорба обусловлена ​​прецессией эксцентричного аккреционного диска. Период прецессии может быть связан с соотношением масс двух звезд, что дает возможность определять массу даже невидимых звезд-доноров.[7]

Орбитальные состояния

Наблюдаемые состояния были связаны с четырьмя состояниями двойной системы:[1]

  • Ультракороткие орбитальные периоды менее 12 минут не имеют аккреционного диска и показывают прямое воздействие аккрецирующего материала на белый карлик или, возможно, имеют очень маленький аккреционный диск.
  • Системы с периодами от 12 до 20 минут образуют большой стабильный аккреционный диск и постоянно появляются во вспышке, что сравнимо с переменными, не содержащими водородных звезд.
  • Системы с периодами 20–40 минут образуют диски переменных, которые показывают случайные выбросы, сравнимые с безводородными. SU UMa -тип карликовые новые.
  • Системы с орбитальным периодом более 40 минут образуют небольшие стабильные аккреционные диски, сравнимые с покоящимися карликовыми новыми звездами.

Сценарии формирования

Есть три возможных типа звезд-доноров в переменной двойной AM CVn, хотя аккретор всегда белый карлик. Каждый двоичный тип формируется по своему эволюционному пути, хотя все они включают изначально близкие двоичные файлы главной последовательности, проходящие через один или несколько общий конверт фазы по мере того, как звезды уходят от главной последовательности.[1]

AM CVn звезды с донор белый карлик может образоваться, когда двойная система, состоящая из белого карлика и маломассивного гигант развиваться через обычный конверт (CE) фаза. Результатом CE будет двойная двойная система - белый карлик. Из-за испускания гравитационного излучения двойная система теряет угловой момент, что приводит к сжатию двойной орбиты. Когда период обращения сократится примерно до 5 минут, менее массивный (и более крупный) из двух белых карликов заполнит его. Лобе Роша и начать массовую передачу своему товарищу. Вскоре после начала массопереноса эволюция орбиты обратится, и орбита двойной системы расширится. Именно в этой фазе, после минимума периода, наиболее вероятно наблюдение двойной системы.[1]

AM CVn звезды с донор гелиевой звезды формируются аналогичным образом, но в этом случае гигант, вызывающий общую оболочку, более массивен и производит гелиевую звезду, а не второй белый карлик. Гелиевая звезда расширяется больше, чем белый карлик, и когда гравитационное излучение приводит две звезды в контакт, именно гелиевая звезда заполняет свою полость Роша и начинает массоперенос с периодом обращения примерно 10 минут. Как и в случае с донором белого карлика, ожидается, что двойная орбита «подпрыгнет» и начнет расширяться вскоре после начала массопереноса, и мы обычно должны наблюдать двойную систему после минимума периода.[1]

Третий тип потенциальных доноров в системе AM CVn - это эволюционировала главная последовательность звезда. В этом случае вторичная звезда не вызывает общей оболочки, но заполняет свою полость Роша ближе к концу главной последовательности (главная последовательность терминального возраста или ТАМС). Важным ингредиентом этого сценария является магнитное торможение, что позволяет эффективно терять угловой момент с орбиты и, следовательно, сильно сжимать орбиту до сверхкоротких периодов. Сценарий весьма чувствителен к начальному периоду обращения; если звезда-донор заполняет свою полость Роша слишком долго до TAMS, орбита сходится, но отскакивает с периодами 70-80 минут, как обычные CV. Если донор начинает массоперенос слишком долго после TAMS, скорость массообмена будет высокой, и орбита будет расходиться. Только узкий диапазон начальных периодов вокруг этого бифуркационный период приведет к сверхкоротким периодам, которые наблюдаются у звезд AM CVn. Процесс вывода двух звезд на близкую орбиту под действием магнитного торможения называется магнитный захват. Звезды AM CVn, сформированные таким образом, можно наблюдать как до, так и после минимума периода (который может лежать от 5 до 70 минут, в зависимости от того, когда именно звезда-донор заполнила свою полость Роша), и предполагается, что на их поверхности есть водород.[1][2]

Прежде чем перейти в состояние AM CVn, двойные системы могут пройти несколько гелиевая новая высыпания, из которых V445 Щенок возможный пример. Ожидается, что системы AM CVn будут передавать массу до тех пор, пока один из компонентов не станет темным субзвездным объектом, но возможно, что они могут привести к сверхновая типа Ia, вероятно, субсветовая форма, известная как тип .Ia или Иакс.[1]

использованная литература

  1. ^ а б c d е ж г час я Сольхейм, Ж.-Э. (2010). "Звезды AM CVn: статус и проблемы". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 122 (896): 1133. Bibcode:2010PASP..122.1133S. Дои:10.1086/656680.
  2. ^ а б c d е ж Нелеманс, Г. (август 2005 г.). "Звезды AM CVn". In Hameury, J.-M .; Ласота, Ж.-П. (ред.). Астрофизика катаклизмических переменных и связанных объектов, Труды конференции ASP. 330. Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 27. arXiv:astro-ph / 0409676. Bibcode:2005ASPC..330 ... 27N. ISBN  1-58381-193-1.
  3. ^ Паттерсон, Джозеф; Фрид, Роберт Э .; Ри, Роберт; Кемп, Джонатан; Эспайлат, Екатерина; Skillman, Дэвид Р .; Харви, Дэвид А .; о'Донохью, Дарра; Маккормик, Дженни; Велтуис, Фред; Уокер, Стэн; Реттер, Алон; Липкин, Йифтах; Баттерворт, Нил; Макги, Пэдди; Кук, Льюис М. (2002). «Супергорбы в двоичных файлах Катаклизма. XXI. HP Librae (= 15330–1403 EC)». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 114 (791): 65. Bibcode:2002PASP..114 ... 65P. Дои:10.1086/339450.
  4. ^ а б Андерсон, Скотт Ф .; Хаггард, Дэрил; Гомер, Ли; Joshi, Nikhil R .; Маргон, Брюс; Сильвестри, Николь М .; Скоди, Паула; Вулф, Майкл А .; Агол, Эрик; Беккер, Эндрю С .; Хенден, Арне; Холл, Патрик Б .; Кнапп, Джиллиан Р .; Ричмонд, Майкл В .; Schneider, Donald P .; Стинсон, Грегори; Barentine, J.C .; Brewington, Howard J .; Brinkmann, J .; Харванек, Майкл; Kleinman, S.J .; Кшесинский, Юрек; Лонг, Дэн; Neilsen, Jr., Eric H .; Нитта, Ацуко; Snedden, Стефани А. (2005). «Сверхкомпактные двоичные файлы AM Canum Venaticorum из обзора Sloan Digital Sky: три кандидата плюс первая подтвержденная система затмения». Астрономический журнал. 130 (5): 2230. arXiv:Astro-ph / 0506730. Bibcode:2005AJ .... 130.2230A. Дои:10.1086/491587.
  5. ^ Котко, И .; Lasota, J.P .; Дубус, Г .; Хамери, Ж.-М. (2012). "Модели звездных вспышек AM Canum Venaticorum". Астрономия и астрофизика. 544: A13. arXiv:1205.5999. Bibcode:2012A & A ... 544A..13K. Дои:10.1051/0004-6361/201219156.
  6. ^ а б Бильдстен, Ларс; Таунсли, Дин М .; Deloye, Кристофер Дж .; Nelemans, Gijs (2006). "Тепловое состояние аккрецирующего белого карлика в AM Canum Venaticorum Binaries". Астрофизический журнал. 640: 466. arXiv:Astro-ph / 0510652. Bibcode:2006ApJ ... 640..466B. Дои:10.1086/500080.
  7. ^ а б Рулофс, Г. Х. А .; Groot, P.J .; Бенедикт, Г. Ф .; McArthur, B.E .; Steeghs, D .; Morales-Rueda, L .; Marsh, T. R .; Нелеманс, Г. (2007). "Параллаксы звезд AM CVn космического телескопа Хаббла и астрофизические последствия". Астрофизический журнал. 666 (2): 1174. arXiv:0705.3855. Bibcode:2007ApJ ... 666.1174R. Дои:10.1086/520491.

внешние ссылки