AM Canum Venaticorum star - AM Canum Venaticorum star
Una stella AM Canum Venaticorum ( stella AM CVn), è un raro tipo di stella variabile cataclismica che prende il nome dal loro tipo di stella, AM Canum Venaticorum . In queste variabili binarie blu calde , una nana bianca accresce la materia povera di idrogeno da una stella compagna compatta.
Queste binarie hanno periodi orbitali estremamente brevi (inferiori a circa un'ora) e hanno spettri insoliti dominati dall'elio con idrogeno assente o estremamente debole. Si prevede che siano forti sorgenti di onde gravitazionali , abbastanza forti da essere rilevate con l' antenna spaziale dell'interferometro laser (LISA).
Aspetto
Le stelle AM CVn differiscono dalla maggior parte delle altre variabili cataclismiche (CV) per la mancanza di linee di idrogeno dai loro spettri. Mostrano un ampio continuum corrispondente a stelle calde con linee di assorbimento o emissione complesse. Alcune stelle mostrano righe di assorbimento e righe di emissione in momenti diversi. È noto da tempo che le stelle AM CVn mostrano tre tipi di comportamento: uno stato di esplosione ; uno stato elevato ; e uno stato basso .
Nello stato di esplosione, le stelle mostrano una forte variabilità con periodi di 20-40 minuti. Le stelle V803 Centauri e CR Boötis sono stelle che mostrano un comportamento esplosivo. Queste stelle mostrano occasionalmente superoutburst più lunghi e talvolta leggermente più luminosi . L'intervallo tra gli scoppi è in media più lungo per le stelle con periodi più lunghi. Gli spettri mostrano forti linee di assorbimento di elio durante le esplosioni, con molte linee di emissione più deboli di elio e ferro quasi al minimo. Le linee spettrali sono tipicamente raddoppiate, producendo ampie linee di assorbimento a fondo piatto e linee di emissione a doppio picco nette. Questo è il tipo più comune di variabile AM CVn, probabilmente perché sono più facilmente rilevabili.
Nello stato alto, le stelle mostrano variazioni di luminosità di pochi decimi di magnitudine con più brevi periodi, inferiori o circa 20 minuti. Lo stesso AM CVn mostra questo stato, insieme all'altro brillante esempio HP Librae . Le variazioni spesso si verificano più fortemente con uno o due periodi e il periodo di battito tra di loro. Gli spettri mostrano linee di assorbimento principalmente di elio e lo stato alto è così chiamato in quanto è simile a un'esplosione permanente.
Nello stato basso, non c'è variazione di luminosità ma gli spettri variano con periodi più lunghi di 40 minuti fino a circa un'ora. GP Comae Berenices è la star più nota di questo tipo. Gli spettri mostrano principalmente l'emissione e lo stato è simile a un minimo permanente delle stelle che scoppiano.
Oltre ai tre tipi standard di variabilità, le stelle di periodo estremamente breve (<12 minuti) mostrano solo minuscole variazioni di luminosità molto rapide. ES Ceti e V407 Vulpeculae mostrano questo comportamento.
Le stelle nello stato alto, permanentemente o durante un'esplosione, mostrano spesso variazioni di luminosità con un periodo abbastanza consistente diverso dal periodo orbitale. Questa variazione di luminosità ha un'ampiezza maggiore rispetto alla variazione con il periodo orbitale ed è nota come superhump .
È possibile che i sistemi AM CVn mostrino eclissi , ma questo è raro a causa delle piccole dimensioni delle due stelle componenti.
Proprietà di sistema
I sistemi AM CVn sono costituiti da una stella nana bianca accretatrice , una stella donatrice composta principalmente da elio e di solito un disco di accrescimento .
I componenti
I periodi orbitali ultracorti di 10–65 minuti indicano che sia la stella donatrice che la stella accretatrice sono oggetti degenerati o semi-degeneri.
L'accretore è sempre una nana bianca, con una massa compresa tra circa la metà e una massa solare ( M ☉ ). In genere hanno temperature comprese tra 10.000 e 20.000 K, anche se in alcuni casi può essere più alta. Per alcune stelle (es. ES Ceti) sono state proposte temperature superiori a 100.000 K, possibilmente con accrescimento per impatto diretto senza disco. La luminosità dell'accretore è solitamente bassa (più debole della magnitudine assoluta 10), ma per alcuni sistemi a periodo molto breve con tassi di accrescimento elevati potrebbe raggiungere la 5a magnitudine. Nella maggior parte dei casi l'emissione luminosa dell'accrescitore è sommersa dal disco di accrescimento. Alcune variabili AM CVn sono state rilevate alle lunghezze d'onda dei raggi X. Questi contengono stelle accretatrici estremamente calde o possibili punti caldi sull'accretatore dovuti all'accrescimento dell'impatto diretto.
La stella donatrice può potenzialmente essere una nana bianca di elio (o forse ibrida), una stella di elio di piccola massa o una stella della sequenza principale evoluta . In alcuni casi una nana bianca donatrice può avere una massa paragonabile all'accretatore sebbene sia inevitabilmente leggermente inferiore anche quando il sistema si forma per la prima volta. Nella maggior parte dei casi, e in particolare nel momento in cui si forma un sistema AM CVn con un donatore non degenere, il donatore è stato pesantemente ridotto a un minuscolo nucleo di elio di 0,01 M ☉ - 0,1 M ☉ . Quando la stella donatrice viene spogliata, si espande adiabaticamente (o vicino ad essa), raffreddandosi solo fino a 10.000-20.000 K. Pertanto, le stelle donatrici nei sistemi AM CVn sono effettivamente invisibili, sebbene vi sia la possibilità di rilevare una nana bruna o di dimensioni planetarie oggetto in orbita attorno a una nana bianca una volta interrotto il processo di accrescimento.
Il disco di accrescimento è solitamente la principale fonte di radiazioni visibili. Può essere brillante come la magnitudine assoluta 5 nello stato alto, più tipicamente la magnitudine assoluta 6–8, ma le magnitudini 3-5 più deboli nello stato basso. Gli spettri insoliti tipici dei sistemi AM CVn provengono dal disco di accrescimento. I dischi sono formati principalmente dall'elio della stella donatrice. Come con le novae nane , lo stato alto corrisponde a uno stato del disco più caldo con elio ionizzato otticamente spesso, mentre nello stato basso il disco è più freddo, non ionizzato e trasparente. La variabilità del superhump è dovuta alla precessione del disco di accrescimento eccentrico. Il periodo di precessione può essere correlato al rapporto tra le masse delle due stelle, dando modo di determinare la massa anche di stelle donatrici invisibili.
Stati orbitali
Gli stati osservati sono stati correlati a quattro stati del sistema binario:
- Periodi orbitali ultracorti inferiori a 12 minuti non hanno disco di accrescimento e mostrano un impatto diretto del materiale in accrescimento sulla nana bianca, o forse hanno un disco di accrescimento molto piccolo.
- I sistemi con periodi compresi tra 12 e 20 minuti formano un grande disco di accrescimento stabile e appaiono permanentemente in esplosione, paragonabili a variabili simili a nova prive di idrogeno.
- I sistemi con periodi di 20–40 minuti formano dischi variabili che mostrano esplosioni occasionali, paragonabili alle novae nane di tipo SU UMa prive di idrogeno .
- I sistemi con periodi orbitali più lunghi di 40 minuti formano piccoli dischi di accrescimento stabili, paragonabili alle novae nane quiescenti.
Scenari di formazione
Ci sono tre possibili tipi di stelle donatrici in una variabile binaria AM CVn, sebbene l'accretatore sia sempre una nana bianca. Ogni tipo binario si forma attraverso un diverso percorso evolutivo, sebbene tutti coinvolgano inizialmente binari di sequenza principale vicini che passano attraverso una o più fasi di inviluppo comuni mentre le stelle si allontanano dalla sequenza principale.
Le stelle AM CVn con un donatore di nana bianca possono formarsi quando un binario costituito da una nana bianca e un gigante di piccola massa si evolve attraverso una fase di inviluppo comune (CE). Il risultato del CE sarà un binario a doppia nana bianca. Attraverso l'emissione di radiazione gravitazionale, il binario perde momento angolare , che fa restringere l'orbita binaria. Quando il periodo orbitale si è ridotto a circa 5 minuti, la meno massiccia (e la più grande) delle due nane bianche riempirà il suo lobo di Roche e inizierà il trasferimento di massa alla sua compagna. Subito dopo l'inizio del trasferimento di massa, l'evoluzione orbitale si invertirà e l'orbita binaria si espanderà. È in questa fase, dopo il periodo minimo, che è più probabile che il binario venga osservato.
Le stelle AM CVn con un donatore di elio si formano in modo simile, ma in questo caso il gigante che causa l'involucro comune è più massiccio e produce una stella di elio piuttosto che una seconda nana bianca. Una stella di elio è più espansa di una nana bianca e quando la radiazione gravitazionale porta le due stelle in contatto, è la stella di elio che riempirà il suo lobo di Roche e inizierà il trasferimento di massa, in un periodo orbitale di circa 10 minuti. Come nel caso di un donatore di nana bianca, ci si aspetta che l'orbita binaria "rimbalzi" e inizi ad espandersi subito dopo l'inizio del trasferimento di massa, e in genere dovremmo osservare il binario dopo il periodo minimo.
Il terzo tipo di potenziale donatore in un sistema AM CVn è la stella della sequenza principale evoluta . In questo caso, la stella secondaria non causa un inviluppo comune, ma riempie il suo lobo di Roche verso la fine della sequenza principale (sequenza principale dell'era terminale o TAMS ). Un ingrediente importante per questo scenario è la frenatura magnetica , che consente un'efficiente perdita di momento angolare dall'orbita e quindi un forte restringimento dell'orbita a periodi ultra brevi. Lo scenario è piuttosto sensibile al periodo orbitale iniziale; se la stella donatrice riempie il lobo di Roche troppo a lungo prima del TAMS, l'orbita converge, ma rimbalza a periodi di 70-80 minuti, come i normali CV. Se il donatore inizia il trasferimento di massa troppo a lungo dopo il TAMS, la velocità di trasferimento di massa sarà alta e l'orbita divergerà. Solo una gamma ristretta di periodi iniziali, attorno a questo periodo di biforcazione , porterà ai periodi ultra brevi che si osservano nelle stelle AM CVn. Il processo di portare le due stelle in un'orbita ravvicinata sotto l'influenza della frenatura magnetica è chiamato cattura magnetica . Le stelle AM CVn formate in questo modo possono essere osservate prima o dopo il periodo minimo (che può essere compreso tra 5 e 70 minuti, a seconda di quando la stella donatrice ha riempito il suo lobo di Roche) e si presume che abbiano dell'idrogeno sulla loro superficie.
Prima di stabilirsi in uno stato AM CVn, i sistemi binari possono subire diverse eruzioni di nova di elio , di cui V445 Puppis è un possibile esempio. Ci si aspetta che i sistemi AM CVn trasferiscano massa fino a quando un componente non diventa un oggetto substellare scuro, ma è possibile che possano risultare in una supernova di tipo Ia , probabilmente una forma sub-luminosa nota come tipo .Ia o Iax .