AM Canum Venaticorum Stern - AM Canum Venaticorum star
Ein AM Canum Venaticorum-Stern (AM CVn-Stern) ist ein seltener Typ eines kataklysmischen variablen Sterns, der nach seinem Typstern AM Canum Venaticorum benannt ist . In diesem heißen blauen Binärgrößen , ein Weiß Zwerg akkretiert Wasserstoff -arme Materie aus einem kompakten Begleitstern.
Diese Binärdateien haben extrem kurze Umlaufzeiten (kürzer als etwa eine Stunde) und ungewöhnliche Spektren, die von Helium dominiert werden, wobei Wasserstoff fehlt oder extrem schwach ist. Es wird vorausgesagt, dass sie starke Quellen für Gravitationswellen sind , die stark genug sind, um mit der Laserinterferometer-Weltraumantenne (LISA) nachgewiesen zu werden.
Aussehen
AM CVn-Sterne unterscheiden sich von den meisten anderen kataklysmischen Variablen (CVs) durch das Fehlen von Wasserstofflinien aus ihren Spektren. Sie zeigen ein breites Kontinuum, das heißen Sternen mit komplexen Absorptions- oder Emissionslinien entspricht. Einige Sterne zeigen Absorptionslinien und Emissionslinien zu unterschiedlichen Zeiten. Es ist seit langem bekannt, dass AM CVn-Sterne drei Arten von Verhalten zeigen: einen Ausbruchzustand ; ein hoher Zustand ; und ein niedriger Zustand .
Im Ausbruchzustand zeigen Sterne eine starke Variabilität mit Zeiträumen von 20 bis 40 Minuten. Die Sterne V803 Centauri und CR Boötis sind Sterne, die ein ausbrechendes Verhalten zeigen. Diese Sterne zeigen gelegentlich längere und manchmal etwas hellere Superausbrüche . Das Intervall zwischen den Ausbrüchen ist bei Sternen mit längeren Perioden im Durchschnitt länger. Die Spektren zeigen starke Heliumabsorptionslinien während der Ausbrüche, wobei viele schwächere Emissionslinien von Helium und Eisen nahe dem Minimum liegen. Die Spektrallinien sind typischerweise verdoppelt, wodurch breite Absorptionslinien mit flachem Boden und scharfe Emissionslinien mit zwei Spitzen erzeugt werden. Dies ist der häufigste Typ von AM CVn-Variablen, möglicherweise weil sie am einfachsten zu erkennen sind.
Im hohen Zustand zeigen Sterne Helligkeitsschwankungen von einigen Zehntel einer Größenordnung mit mehreren kurzen Perioden von weniger als oder um 20 Minuten. AM CVn selbst zeigt diesen Zustand zusammen mit dem anderen hellen Beispiel HP Librae . Variationen treten häufig am stärksten mit einer oder zwei Perioden und der Schlagperiode zwischen ihnen auf. Die Spektren zeigen Absorptionslinien hauptsächlich von Helium, und der hohe Zustand wird so genannt, da er einem permanenten Ausbruch ähnelt.
Im niedrigen Zustand gibt es keine Helligkeitsschwankungen, aber die Spektren variieren mit Zeiträumen von mehr als 40 Minuten bis zu etwa einer Stunde. GP Comae Berenices ist der bekannteste Star dieser Art. Die Spektren zeigen hauptsächlich Emissionen und der Zustand ähnelt einem permanenten Minimum der ausbrechenden Sterne.
Zusätzlich zu den drei Standardvariabilitätstypen zeigen Sterne mit extrem kurzer Periode (<12 Minuten) nur winzige, sehr schnelle Helligkeitsschwankungen. ES Ceti und V407 Vulpeculae zeigen dieses Verhalten.
Sterne im hohen Zustand, entweder permanent oder während eines Ausbruchs, zeigen häufig Helligkeitsschwankungen mit einer ziemlich konsistenten Periode, die sich von der Umlaufzeit unterscheidet. Diese Helligkeitsänderung hat eine größere Amplitude als die Änderung mit der Umlaufzeit und ist als Superhump bekannt .
AM CVn-Systeme können Finsternisse zeigen , dies ist jedoch aufgrund der geringen Größe der beiden Komponentensterne selten.
Systemeigenschaften
AM CVn Systeme bestehen aus einem Akkretor weißen Zwergstern, einen Spender Sterne hauptsächlich aus Helium und in der Regel einer Akkretionsscheibe .
Die Komponenten
Die ultrakurzen Umlaufzeiten von 10 bis 65 Minuten weisen darauf hin, dass sowohl der Donorstern als auch der Akkretorstern entartete oder halbentartete Objekte sind.
Der Akkretor ist immer ein weißer Zwerg mit einer Masse zwischen etwa einer halben und einer Sonnenmasse ( M ☉ ). Typischerweise haben sie Temperaturen von 10.000–20.000 K, obwohl dies in einigen Fällen höher sein kann. Für einige Sterne (z. B. ES Ceti) wurden Temperaturen über 100.000 K vorgeschlagen, möglicherweise mit direkter Aufprallakkretion ohne Scheibe. Die Akkretorleuchtkraft ist normalerweise gering (schwächer als die absolute Größe 10), aber für einige Systeme mit sehr kurzer Periode mit hohen Akkretionsraten kann sie bis zur 5. Größe betragen. In den meisten Fällen wird die Lichtleistung des Akkretors von der Akkretionsscheibe überschwemmt. Einige AM-CVn-Variablen wurden bei Röntgenwellenlängen nachgewiesen. Diese enthalten extrem heiße Akkretorsterne oder mögliche Hotspots auf dem Akkretor aufgrund direkter Aufprallakkretion.
Der Donorstern kann möglicherweise entweder ein Helium- (oder möglicherweise ein Hybrid-) Weißer Zwerg, ein Heliumstern mit geringer Masse oder ein entwickelter Hauptsequenzstern sein. In einigen Fällen kann ein Spender-Weißer Zwerg eine vergleichbare Masse wie der Akkretor haben, obwohl sie unvermeidlich etwas niedriger ist, selbst wenn sich das System zum ersten Mal bildet. In den meisten Fällen, und insbesondere durch die Zeit , ein AM - CVn System bildet mit einem nicht-entartet Donor, der Spender auf ein winziges Helium Kern von 0,01 stark abgespeckte wurde M ☉ 0,1 - M ☉ . Wenn der Donorstern abgestreift wird, dehnt er sich adiabatisch (oder nahe daran) aus und kühlt sich auf nur 10.000–20.000 K ab. Daher sind die Donorsterne in AM-CVn-Systemen praktisch unsichtbar, obwohl die Möglichkeit besteht, einen Braunen Zwerg oder einen Planeten zu erkennen Objekt, das einen weißen Zwerg umkreist, sobald der Akkretionsprozess gestoppt ist.
Die Akkretionsscheibe ist normalerweise die Hauptquelle für sichtbare Strahlung. Es kann im hohen Zustand so hell wie die absolute Größe 5 sein, typischer die absolute Größe 6–8, im niedrigen Zustand jedoch schwächer als die Größen 3–5. Die für AM CVn-Systeme typischen ungewöhnlichen Spektren stammen von der Akkretionsscheibe. Die Scheiben bestehen hauptsächlich aus Helium des Donorsterns. Wie bei Zwergnovae entspricht der hohe Zustand einem heißeren Scheibenzustand mit optisch dickem ionisiertem Helium, während im niedrigen Zustand die Scheibe kühler, nicht ionisiert und transparent ist. Die Superhump-Variabilität ist auf eine exzentrische Akkretionsscheibe zurückzuführen. Die Präzessionsperiode kann mit dem Verhältnis der Massen der beiden Sterne in Beziehung gesetzt werden, wodurch die Masse selbst unsichtbarer Spendersterne bestimmt werden kann.
Orbitalzustände
Die beobachteten Zustände wurden mit vier binären Systemzuständen in Beziehung gesetzt:
- Ultrakurze Umlaufzeiten von weniger als 12 Minuten haben keine Akkretionsscheibe und zeigen einen direkten Einfluss des Akkretionsmaterials auf den Weißen Zwerg oder haben möglicherweise eine sehr kleine Akkretionsscheibe.
- Systeme mit Zeiträumen zwischen 12 und 20 Minuten bilden eine große stabile Akkretionsscheibe und treten permanent im Ausbruch auf, vergleichbar mit wasserstofffreien novaähnlichen Variablen.
- Systeme mit Perioden von 20 bis 40 Minuten bilden variable Scheiben , die gelegentlichen Ausbrüche zeigen, vergleichbar mit wasserstofffreien SU UMa Typ Zwergnovae .
- Systeme mit Umlaufzeiten von mehr als 40 Minuten bilden kleine stabile Akkretionsscheiben, vergleichbar mit ruhenden Zwergnovae.
Formationsszenarien
Es gibt drei mögliche Arten von Spendersternen in einer binären AM CVn-Binärdatei, obwohl der Akkretor immer ein weißer Zwerg ist. Jeder Binärtyp bildet sich auf einem anderen Evolutionspfad, obwohl alle anfänglich enge Hauptsequenz-Binärdateien beinhalten, die eine oder mehrere gemeinsame Hüllkurvenphasen durchlaufen, wenn sich die Sterne von der Hauptsequenz weg entwickeln.
AM CVn-Sterne mit einem Weißzwergspender können gebildet werden, wenn sich eine Binärzahl aus einem Weißen Zwerg und einem massearmen Riesen durch eine Common-Envelope- Phase (CE) entwickelt. Das Ergebnis des CE wird eine doppelte Binärdatei mit weißen Zwergen sein. Durch die Emission von Gravitationsstrahlung verliert die Binärdatei den Drehimpuls , wodurch die Binärbahn schrumpft. Wenn die Umlaufzeit auf etwa 5 Minuten geschrumpft ist, füllt der weniger massive (und der größere) der beiden weißen Zwerge seinen Roche-Lappen und beginnt mit dem Massentransfer zu seinem Begleiter. Bald nach dem Einsetzen des Stofftransfers wird sich die Orbitalentwicklung umkehren und die binäre Umlaufbahn wird sich ausdehnen. In dieser Phase wird nach dem Periodenminimum die Binärzahl am wahrscheinlichsten beobachtet.
AM CVn-Sterne mit einem Helium-Stern-Donor werden auf ähnliche Weise gebildet, aber in diesem Fall ist der Riese, der die gemeinsame Hülle verursacht, massereicher und produziert eher einen Heliumstern als einen zweiten weißen Zwerg. Ein Heliumstern ist stärker ausgedehnt als ein Weißer Zwerg, und wenn die Gravitationsstrahlung die beiden Sterne in Kontakt bringt, ist es der Heliumstern, der seinen Roche-Lappen in einer Umlaufzeit von ungefähr 10 Minuten füllt und den Stofftransfer startet. Wie im Fall eines Weißzwergspenders wird erwartet, dass die binäre Umlaufbahn kurz nach dem Start des Stofftransfers "abprallt" und sich ausdehnt, und wir sollten die binäre Umlaufbahn normalerweise nach dem Periodenminimum beobachten.
Der dritte Typ eines potenziellen Spenders in einem AM-CVn-System ist der entwickelte Hauptsequenzstern . In diesem Fall verursacht der Sekundärstern keine gemeinsame Hülle, sondern füllt seinen Roche-Lappen gegen Ende der Hauptsequenz (Terminal-Age-Hauptsequenz oder TAMS ). Ein wichtiger Bestandteil für dieses Szenario ist das magnetische Bremsen , das einen effizienten Drehimpulsverlust aus der Umlaufbahn und damit eine starke Schrumpfung der Umlaufbahn auf ultrakurze Zeiträume ermöglicht. Das Szenario reagiert sehr empfindlich auf die anfängliche Umlaufzeit. Wenn der Spenderstern seinen Roche-Lappen zu lange vor dem TAMS füllt, konvergiert die Umlaufbahn, springt jedoch wie bei normalen Lebensläufen in Zeiträumen von 70 bis 80 Minuten ab. Wenn der Spender zu lange nach dem TAMS mit dem Stoffübergang beginnt, ist die Stoffübergangsrate hoch und die Umlaufbahn divergiert. Nur ein enger Bereich von Anfangsperioden um diese Bifurkationsperiode herum führt zu den ultrakurzen Perioden, die in AM CVn-Sternen beobachtet werden. Der Vorgang, bei dem die beiden Sterne unter dem Einfluss der magnetischen Bremsung in eine enge Umlaufbahn gebracht werden, wird als magnetische Erfassung bezeichnet . Auf diese Weise gebildete AM-CVn-Sterne können entweder vor oder nach dem Periodenminimum beobachtet werden (das zwischen 5 und 70 Minuten liegen kann, je nachdem, wann genau der Donorstern seinen Roche-Lappen gefüllt hat), und es wird angenommen, dass sich auf ihrer Oberfläche etwas Wasserstoff befindet.
Bevor binäre Systeme in einen AM-CVn-Zustand versetzt werden, können sie mehreren Helium-Nova- Eruptionen ausgesetzt sein , wofür V445 Puppis ein mögliches Beispiel ist. Es wird erwartet, dass AM-CVn-Systeme Masse übertragen, bis eine Komponente zu einem dunklen substellaren Objekt wird. Es ist jedoch möglich, dass sie zu einer Supernova vom Typ Ia führen , wahrscheinlich einer subluminösen Form, die als Typ .Ia oder Iax bekannt ist .