AM Canum Venaticorum estrella - AM Canum Venaticorum star
Un AM Canum Venaticorum estrella (CVN estrella AM), es un tipo raro de la variable cataclísmica estrella lleva el nombre de su estrella tipo, AM Canum Venaticorum . En estas variables binarias de color azul caliente , una enana blanca acumula materia pobre en hidrógeno de una estrella compañera compacta.
Estos binarios tienen períodos orbitales extremadamente cortos (menos de aproximadamente una hora) y tienen espectros inusuales dominados por helio con hidrógeno ausente o extremadamente débil. Se predice que serán fuentes fuertes de ondas gravitacionales , lo suficientemente fuertes como para ser detectadas con la Antena Espacial de Interferómetro Láser (LISA).
Apariencia
Las estrellas AM CVn se diferencian de la mayoría de las otras variables cataclísmicas (CV) en la falta de líneas de hidrógeno en sus espectros. Muestran un amplio continuo correspondiente a estrellas calientes con líneas complejas de absorción o emisión. Algunas estrellas muestran líneas de absorción y líneas de emisión en diferentes momentos. Se sabe desde hace mucho tiempo que las estrellas AM CVn exhiben tres tipos de comportamiento: un estado de explosión ; un estado elevado ; y un estado bajo .
En el estado de explosión, las estrellas muestran una fuerte variabilidad con períodos de 20 a 40 minutos. Las estrellas V803 Centauri y CR Boötis son estrellas que muestran un comportamiento explosivo . Estas estrellas ocasionalmente muestran superrápidos más largos y, a veces, un poco más brillantes . El intervalo entre estallidos es más largo en promedio para las estrellas con períodos más largos. Los espectros muestran fuertes líneas de absorción de helio durante los estallidos, con muchas líneas de emisión más débiles de helio y hierro cerca del mínimo. Las líneas espectrales se duplican típicamente, produciendo líneas de absorción de fondo plano y líneas de emisión nítidas de doble pico. Este es el tipo más común de variable AM CVn, posiblemente porque se detectan con mayor facilidad.
En estado alto, las estrellas muestran variaciones de brillo de unas pocas décimas de magnitud con múltiples períodos cortos, menores o alrededor de 20 minutos. El propio AM CVn muestra este estado, junto con el otro ejemplo brillante HP Librae . Las variaciones a menudo ocurren con más fuerza con uno o dos períodos y el período de tiempo entre ellos. Los espectros muestran líneas de absorción principalmente de helio, y el estado alto se llama así porque es similar a un estallido permanente.
En el estado bajo, no hay variación de brillo, pero los espectros varían con períodos de más de 40 minutos hasta alrededor de una hora. GP Comae Berenices es la estrella más conocida de este tipo. Los espectros muestran principalmente emisiones y el estado es similar a un mínimo permanente de estrellas en explosión.
Además de los tres tipos estándar de variabilidad, las estrellas de período extremadamente corto (<12 minutos) muestran solo pequeñas variaciones de brillo muy rápidas. ES Ceti y V407 Vulpeculae muestran este comportamiento.
Las estrellas en estado alto, ya sea de forma permanente o durante un estallido, a menudo muestran variaciones de brillo con un período bastante consistente diferente del período orbital. Esta variación de brillo tiene una amplitud mayor que la variación con el período orbital y se conoce como superhump .
Es posible que los sistemas AM CVn muestren eclipses , pero esto es raro debido al pequeño tamaño de las estrellas de dos componentes.
Propiedades del sistema
Los sistemas AM CVn consisten en una estrella enana blanca acredora , una estrella donante que consiste principalmente en helio y, por lo general, un disco de acreción .
Los componentes
Los ultra-cortos períodos orbitales de 10-65 minutos indican que tanto la estrella donante y acreciente estrella son degenerados objetos o semi-degenerados.
El acretor es siempre una enana blanca, con una masa entre aproximadamente la mitad y una masa solar ( M ☉ ). Por lo general, tienen temperaturas de 10.000 a 20.000 K, aunque en algunos casos pueden ser más altas. Se han propuesto temperaturas superiores a 100.000 K para algunas estrellas (por ejemplo, ES Ceti), posiblemente con acreción por impacto directo sin disco. La luminosidad del acreador suele ser baja (más débil que la magnitud absoluta 10), pero para algunos sistemas de período muy corto con altas tasas de acreción, podría ser tan alta como la quinta magnitud. En la mayoría de los casos, el disco de acreción satura la salida de luz del acretor. Algunas variables AM CVn se han detectado en longitudes de onda de rayos X. Estos contienen estrellas de acreción extremadamente calientes, o posibles puntos calientes en el acretor debido a la acreción de impacto directo.
La estrella donante puede ser potencialmente una enana blanca de helio (o posiblemente híbrida), una estrella de helio de baja masa o una estrella de secuencia principal evolucionada . En algunos casos, una enana blanca donante puede tener una masa comparable a la del acretor, aunque inevitablemente es algo menor incluso cuando se forma el sistema por primera vez. En la mayoría de los casos, y en particular para cuando se forma un sistema AM CVn con un donante no degenerado, el donante se ha reducido en gran medida a un pequeño núcleo de helio de 0,01 M ☉ - 0,1 M ☉ . A medida que la estrella donante es despojada, se expande adiabáticamente (o cerca de ella), enfriándose a solo 10,000-20,000 K. Por lo tanto, las estrellas donantes en los sistemas AM CVn son efectivamente invisibles, aunque existe la posibilidad de detectar una enana marrón o del tamaño de un planeta. objeto orbitando una enana blanca una vez que el proceso de acreción se ha detenido.
El disco de acreción suele ser la principal fuente de radiación visible. Puede ser tan brillante como magnitud absoluta 5 en el estado alto, más típicamente magnitud absoluta 6-8, pero 3-5 magnitudes más débil en el estado bajo. Los espectros inusuales típicos de los sistemas AM CVn provienen del disco de acreción. Los discos están formados principalmente por helio de la estrella donante. Al igual que con las novas enanas , el estado alto corresponde a un estado de disco más caliente con helio ionizado ópticamente grueso, mientras que en el estado bajo el disco es más frío, no ionizado y transparente. La variabilidad del superhump se debe a un precesamiento excéntrico del disco de acreción. El período de precesión se puede relacionar con la proporción de las masas de las dos estrellas, lo que permite determinar la masa de las estrellas donantes incluso invisibles.
Estados orbitales
Los estados observados se han relacionado con cuatro estados del sistema binario:
- Los períodos orbitales ultracortos de menos de 12 minutos no tienen disco de acreción y muestran un impacto directo del material de acreción sobre la enana blanca, o posiblemente tienen un disco de acreción muy pequeño.
- Los sistemas con periodos entre 12 y 20 minutos forman un gran disco de acreción estable y aparecen permanentemente en estallido, comparable a las variables de tipo nova sin hidrógeno.
- Los sistemas con períodos de 20 a 40 minutos forman discos variables que muestran explosiones ocasionales, comparables a las novas enanas de tipo SU UMa sin hidrógeno .
- Los sistemas con períodos orbitales superiores a 40 minutos forman pequeños discos de acreción estables, comparables a las novas enanas inactivas.
Escenarios de formación
Hay tres tipos posibles de estrellas donantes en una variable binaria AM CVn, aunque la acredora es siempre una enana blanca. Cada tipo binario se forma a través de un camino evolutivo diferente, aunque todos involucran inicialmente binarios de secuencia principal cercanos que pasan a través de una o más fases envolventes comunes a medida que las estrellas evolucionan alejándose de la secuencia principal.
Las estrellas AM CVn con un donante enano blanco se pueden formar cuando un binario que consta de una enana blanca y un gigante de baja masa evoluciona a través de una fase de envoltura común (CE). El resultado de la CE será un binario doble enano blanco. A través de la emisión de radiación gravitacional, el binario pierde momento angular , lo que hace que la órbita binaria se contraiga. Cuando el período orbital se ha reducido a unos 5 minutos, la menos masiva (y la más grande) de las dos enanas blancas llenará su lóbulo de Roche y comenzará la transferencia de masa a su compañera. Poco después del inicio de la transferencia de masa, la evolución orbital se invertirá y la órbita binaria se expandirá. Es en esta fase, después del período mínimo, donde es más probable que se observe el binario.
Las estrellas AM CVn con un donante de helio-estrella se forman de manera similar, pero en este caso el gigante que causa la envoltura común es más masivo y produce una estrella de helio en lugar de una segunda enana blanca. Una estrella de helio está más expandida que una enana blanca, y cuando la radiación gravitacional hace que las dos estrellas entren en contacto, es la estrella de helio la que llenará su lóbulo de Roche y comenzará la transferencia de masa, en un período orbital de aproximadamente 10 minutos. Como en el caso de un donante enano blanco, se espera que la órbita binaria 'rebote' y comience a expandirse poco después de que se inicie la transferencia de masa, y normalmente deberíamos observar el binario después del período mínimo.
El tercer tipo de donante potencial en un sistema AM CVn es la estrella de secuencia principal evolucionada . En este caso, la estrella secundaria no causa una envoltura común, sino que llena su lóbulo de Roche cerca del final de la secuencia principal (secuencia principal de edad terminal o TAMS ). Un ingrediente importante para este escenario es el frenado magnético , que permite una pérdida eficiente del momento angular desde la órbita y, por lo tanto, una fuerte contracción de la órbita a períodos ultracortos. El escenario es bastante sensible al período orbital inicial; si la estrella donante llena su lóbulo de Roche demasiado tiempo antes del TAMS, la órbita convergerá, pero rebotará en períodos de 70 a 80 minutos, como los CV ordinarios. Si el donante comienza la transferencia de masa demasiado tiempo después del TAMS, la tasa de transferencia de masa será alta y la órbita divergerá. Solo un rango estrecho de períodos iniciales, alrededor de este período de bifurcación , conducirá a los períodos ultracortos que se observan en las estrellas AM CVn. El proceso de llevar las dos estrellas a una órbita cercana bajo la influencia del frenado magnético se llama captura magnética . Las estrellas AM CVn formadas de esta manera pueden observarse antes o después del período mínimo (que puede oscilar entre 5 y 70 minutos, dependiendo de cuándo exactamente la estrella donante llenó su lóbulo de Roche) y se supone que tienen algo de hidrógeno en su superficie.
Antes de establecerse en un estado AM CVn, los sistemas binarios pueden sufrir varias erupciones de helio nova , de las cuales V445 Puppis es un posible ejemplo. Se espera que los sistemas AM CVn transfieran masa hasta que un componente se convierta en un objeto oscuro sub-estelar, pero es posible que puedan resultar en una supernova de tipo Ia , probablemente una forma subluminosa conocida como tipo .Ia o Iax .