Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

AM Гончих Venaticorum звезда (AM CVn звезда), редкий тип катастрофической переменной звезды имени их типа звезды, AM Гончих Venaticorum . В этом горячем голубом двоичном переменных , в белом карлике срастается водород Бедных веществ из компактной звезды - компаньона.

Эти двойные системы имеют чрезвычайно короткие орбитальные периоды (менее одного часа) и необычные спектры, в которых преобладает гелий с отсутствующим или чрезвычайно слабым водородом. Предполагается, что они будут сильными источниками гравитационных волн , достаточно сильными, чтобы их можно было обнаружить с помощью космической антенны лазерного интерферометра (LISA).

Внешний вид [ править ]

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: состояние вспышки ; 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 демонстрируют взрывное поведение. [2] Эти звезды иногда показывают более длинные, а иногда и немного более яркие супервспышки . 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 показывают изменения 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. Спектры показывают линии поглощения в основном гелия, и высокое состояние названо так, поскольку оно похоже на постоянную вспышку.

В низком состоянии яркость не меняется, но спектры меняются с периодами от 40 минут до часа. GP Comae Berenices - самая известная звезда этого типа. [2] Спектры показывают в основном излучение, 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 Ceti и V407 Vulpeculae демонстрируют такое 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 периодом обращения, и известно как супергорб . [3]

Системы AM CVn могут показывать затмения , но это редко из-за крошечных размеров двух компонентных звезд. [4]

Свойства системы [ править ]

Системы AM CVn состоят из белого карлика- аккретора, звезды- донора, состоящей в основном из гелия, и обычно аккреционного диска .

Компоненты [ править ]

В ультра-короткие орбитальные периоды 10-65 минут показывают , что как звезда доноров и аккретор звезд являются вырожденными или полом-вырожденными объектами. [5]

Аккретор всегда является белым карликом, с массой приблизительно между половиной и одной солнечной массы ( M ☉ ). Обычно они имеют температуру 10 000–20 000 К, хотя в некоторых случаях она может быть выше. Для некоторых звезд (например, ES Ceti) были предложены температуры выше 100 000 К, возможно, с прямой ударной аккрецией без диска. [6] Светимость 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]

Звезда-донор потенциально может быть гелиевым (или, возможно, гибридным) белым карликом, гелиевой звездой с малой массой или эволюционировавшей звездой главной последовательности . [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 , система формирует AM CVn с невырожденным донором, донор был сильно урезанный до крошечного ядра гелия 0,01  М ☉ - 0,1  М ☉. По мере удаления звезды-донора она расширяется адиабатически (или приближается к нему), охлаждаясь только 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 состоят в основном из гелия звезды-донора. Как и в случае карликовых новых , 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 эксцентрического аккреционного диска. Период прецессии может быть связан с соотношением масс двух звезд, что позволяет определить массу даже невидимых звезд-доноров. [7]

Орбитальные состояния [ править ]

Наблюдаемые состояния были связаны с четырьмя состояниями бинарной 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 вспышках, сравнимых с переменными, не содержащими водорода, подобными новым.
  • Системы с периодами 20–40 минут образуют диски переменных, которые показывают случайные вспышки, сравнимые с карликовыми новыми без водорода SU UMa- типа .
  • Системы с орбитальным периодом более 40 минут образуют небольшие стабильные аккреционные диски, сравнимые с покоящимися карликовыми новыми звездами.

Сценарии формирования [ править ]

В переменной AM CVn есть три возможных типа звезд-доноров, хотя аккретор всегда является белым карликом. Каждый двойной тип формируется по своему эволюционному пути, хотя все они включают изначально близкие двойные системы главной последовательности, проходящие через одну или несколько общих фаз оболочки по мере того, как звезды уходят от главной последовательности. [1]

Звезды AM CVn с донором белого карлика могут образовываться, когда двойная система, состоящая из белого карлика и маломассивного гиганта, эволюционирует через фазу общей оболочки (CE). Результатом CE будет двойная двойная система - белый карлик. Из-за испускания гравитационного излучения двойная система теряет угловой момент , что приводит к сокращению ее орбиты. Когда период обращения уменьшится примерно до 5 минут, менее массивный (и более крупный) из двух белых карликов заполнит свою полость Роша.и начать массопередачу своему товарищу. Вскоре после начала массопереноса эволюция орбиты обратится, и орбита двойной системы расширится. Именно в этой фазе, после минимума периода, наиболее вероятно, что двойная система будет наблюдаться. [1]

Звезды AM CVn с донором гелиевой звезды образуются аналогичным образом, но в этом случае гигант, вызывающий общую оболочку, более массивен и дает 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 эволюционировавшая звезда главной последовательности . В этом случае вторичная звезда не вызывает общей оболочки, но заполняет свою полость Роша ближе к концу главной последовательности (главная последовательность терминального возраста или TAMS ). Важным элементом этого сценария является магнитное торможение., что обеспечивает эффективную потерю углового момента с орбиты и, следовательно, сильное сокращение орбиты до сверхкоротких периодов. Сценарий довольно 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 начнет массоперенос слишком долго после TAMS, скорость массообмена будет высокой, и орбита будет расходиться. Только узкий диапазон начальных периодов около этого периода бифуркации приведет к сверхкоротким периодам, которые наблюдаются у звезд AM CVn. Процесс приведения двух звезд на близкую орбиту под действием магнитного торможения называется магнитным захватом.. Звезды AM CVn, сформированные таким образом, можно наблюдать до или 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 претерпеть несколько извержений гелиевых новых , одним из возможных примеров которых является V445 Puppis . 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 сверхновой типа Ia , вероятно, субсветовой форме, известной как тип .Ia или Iax . [1]

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c d e f g h i Solheim, J.-E. (2010). «Звезды AM CVn: статус и проблемы» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 122 (896): 1133. Bibcode : 2010PASP..122.1133S . DOI : 10.1086 / 656680 .
  2. ^ a b c d e f 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 Cataclysmic Binaries. XXI. HP Librae (= EC 15330-1403)" . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 114 (791): 65. Bibcode : 2002PASP..114 ... 65P . DOI : 10.1086 / 339450 .
  4. ^ a b 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, JC; Brewington, Howard J .; Brinkmann, J .; Харванек, Майкл; Клейнман, SJ; Кшесинский, Юрек; Лонг, Дэн; Neilsen, Jr., Eric H .; Нитта, Ацуко; Снедден, 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 . DOI : 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 . Бибкод : 2012A & A ... 544A..13K . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219156 .
  6. ^ a b Бильдстен, Ларс; Таунсли, Дин М .; Делой, 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 . DOI : 10.1086 / 500080 .
  7. ^ a b Рулофс, ГСГ; Groot, PJ; Бенедикт, Г.Ф .; McArthur, BE; Steeghs, D .; Morales-Rueda, L .; Марш, TR; 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 . DOI : 10.1086 / 520491 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Путеводитель по катаклизмическим переменным звездам для новичков
  • Экскурсия по AM CVn ( видео с рентгеновской обсерватории Чандра )