AM Canum Venaticorum -tähti - AM Canum Venaticorum star
AM Canum Venaticorum tähden (AM CVN tähti), on harvinainen mullistava muuttuvan tähden nimetty tyypin tähden, AM Canum Venaticorum . Näissä kuuma sininen binary muuttujia , eli valkoinen kääpiö jaksottaa vety rukka aines kompakti kumppani tähti.
Näillä binaareilla on erittäin lyhyet kiertoradat (alle noin tunti) ja niillä on epätavalliset spektrit, joita hallitsee helium vedyn puuttuessa tai erittäin heikkona. Niiden ennustetaan olevan voimakkaita gravitaatioaaltojen lähteitä, jotka ovat riittävän voimakkaita havaittavaksi laserinterferometrin avaruusantennilla (LISA).
Ulkomuoto
AM CVn-tähdet eroavat useimmista muista kataklysmisista muuttujista (CV) vetyjohtojen puutteen vuoksi niiden spektreistä. Ne osoittavat laajaa jatkuvuutta, joka vastaa kuumia tähtiä, joilla on monimutkaiset absorptio- tai emissioviivat. Jotkut tähdet näyttävät absorptioviivoja ja emissioviivoja eri aikoina. AM CVn -tähtien on pitkään tiedetty käyttäytyvän kolmen tyyppisesti: purkautuva tila ; korkea tila ; ja matala tila .
Räjähtävässä tilassa tähdet vaihtelevat voimakkaasti 20–40 minuutin jaksoilla. Tähdet V803 Centauri ja CR Boötis ovat tähtiä, jotka osoittavat räjähtävää käyttäytymistä. Nämä tähdet näyttävät toisinaan pidempiä ja joskus hieman kirkkaampia superpurskeita . Purkausten väli on keskimäärin pidempi tähdillä, joilla on pidempi jakso. Spektrit osoittavat voimakkaita heliumin imeytymisviivoja purkausten aikana, ja monet heikoemmat heliumin ja raudan päästölinjat ovat lähellä minimiä. Spektriviivat kaksinkertaistuvat tavallisesti tuottamalla leveät tasapohjaiset absorptioviivat ja terävät kaksoishuippuiset emissioviivat. Tämä on yleisin AM CVn -muuttujatyyppi, mahdollisesti siksi, että ne havaitaan helpoimmin.
Suuressa tilassa tähtien kirkkauden vaihtelut ovat muutaman kymmenesosan suuruisia useilla lyhyillä jaksoilla, alle tai noin 20 minuutissa. AM CVn itse näyttää tämän tilan yhdessä muun kirkkaan esimerkin kanssa HP Librae . Vaihtelut esiintyvät usein voimakkaimmin yhdellä tai kahdella jaksolla ja niiden välisellä lyöntijaksolla. Spektrit osoittavat pääasiassa heliumin absorptioviivoja, ja korkea tila on niin nimetty, koska se on samanlainen kuin pysyvä purkaus.
Alhaisessa tilassa kirkkauden vaihtelua ei ole, mutta spektrit vaihtelevat yli 40 minuutin ja jopa tunnin välillä. GP Comae Berenices on tämäntyyppinen tunnetuin tähti. Spektrit osoittavat pääasiassa päästöjä ja tila on samanlainen kuin purkautuvien tähtien pysyvä minimi.
Kolmen vakiotyyppisen vaihtelun lisäksi äärimmäisen lyhyen jakson (<12 minuuttia) tähdet näyttävät vain pieniä erittäin nopeita kirkkauden vaihteluita. ES Ceti ja V407 Vulpeculae osoittavat tämän käyttäytymisen.
Suuressa tilassa olevat tähdet, joko pysyvästi tai purkauksen aikana, osoittavat usein kirkkauden vaihteluita, joiden aikajakso poikkeaa melko kiertoradalta. Tällä kirkkauden vaihtelulla on suurempi amplitudi kuin kiertoradan vaihtelulla, ja se tunnetaan superhumpina .
AM CVn -järjestelmillä on mahdollista näyttää pimennyksiä , mutta tämä on harvinaista kahden komponentin tähtien pienen koon vuoksi.
Järjestelmän ominaisuudet
AM CVn -järjestelmät koostuvat akretorisesta valkoisesta kääpiötähdestä, luovuttajatähdestä, joka koostuu enimmäkseen heliumista, ja yleensä kiinnityskiekosta .
Komponentit
Erittäin lyhyen kiertoaika on 10-65 minuuttia osoittavat, että sekä luovuttajan tähti ja accretor tähden ovat degeneroituneita tai osittain degeneroitunut esineitä.
Accretor on aina valkoinen kääpiö, jonka massa on noin puolet ja yksi aurinkomassa ( M ☉ ). Tyypillisesti niiden lämpötila on 10000 - 20 000 K, vaikka joissakin tapauksissa se voi olla korkeampi. Joillekin tähdille (esim. ES Ceti) on ehdotettu yli 100 000 K: n lämpötiloja, jotka saattavat vaikuttaa suoraan iskuun ilman levyä. Akkretorin valovoima on yleensä pieni (himmeämpi kuin absoluuttinen suuruus 10), mutta joillekin hyvin lyhyiden jaksojen järjestelmille, joilla on korkea kiihtyvyysaste, se voi olla jopa 5. suuruusluokka. Useimmissa tapauksissa akretorin valoteho on tukahdutettu kiihdytyslevyllä. Joitakin AM CVn -muuttujia on havaittu röntgenaallonpituuksilla. Nämä sisältävät erittäin kuumia akkretoritähtiä tai mahdollisia kuumia pisteitä akretorissa suoran iskuakreaation vuoksi.
Luovutustähti voi mahdollisesti olla joko helium (tai mahdollisesti hybridi) valkoinen kääpiö, pienimassinen heliumtähti tai kehittynyt pääsekvenssitähti . Joissakin tapauksissa luovuttajan valkoisella kääpiöllä voi olla vastaava massa kuin akretorilla, vaikka se on väistämättä jonkin verran pienempi, vaikka järjestelmä muodostuu ensimmäisen kerran. Useimmissa tapauksissa ja erityisesti siihen aikaan, kun AM CVn-järjestelmä muodostuu ei-degeneroituneen luovuttajan kanssa, luovuttaja on riisuttu voimakkaasti pieneen heliumsydämeksi , 0,01 M ☉ - 0,1 M ☉ . Kun luovuttajatähti riisutaan, se laajenee adiabaattisesti (tai lähellä sitä) ja jäähtyy vain 10000 - 20 000 K: seen. Siksi AM CVn -järjestelmien luovuttajatähdet ovat käytännössä näkymättömiä, vaikka on mahdollista havaita ruskea kääpiö tai planeetan kokoinen esine, joka kiertää valkoista kääpiötä, kun kiertymisprosessi on pysähtynyt.
Akketointilevy on yleensä näkyvän säteilyn pääasiallinen lähde. Se voi olla yhtä kirkas kuin absoluuttinen suuruus 5 korkeassa tilassa, tyypillisempi absoluuttinen suuruus 6–8, mutta 3–5 voimakkuutta himmenee matalassa tilassa. AM CVn -järjestelmille tyypilliset epätavalliset spektrit ovat peräisin kasvatuslevyltä. Levyt muodostuvat pääosin luovuttajatähden heliumista. Kuten kääpiöuuteissa , korkea tila vastaa kuumempaa levytilaa, jossa on optisesti paksu ionisoitu helium, kun taas matalassa tilassa levy on viileämpi, ionisoimaton ja läpinäkyvä. Ylihypyn vaihtelu johtuu epäkeskisestä akkressiolevystä. Preessiojakso voidaan liittää kahden tähden massojen suhteeseen, mikä antaa tavan määrittää jopa näkymättömien luovuttajatähtien massa.
Kiertoradat
Havaitut tilat ovat liittyneet neljään binäärijärjestelmän tilaan:
- Alle 12 minuutin ultralyhyillä kiertoradoilla ei ole kiinnityskiekkoa, ja ne osoittavat lisääntyvän materiaalin suoran vaikutuksen valkoiseen kääpiöön, tai niillä on mahdollisesti hyvin pieni kiinnityslevy.
- Järjestelmät, joiden jaksot ovat 12 ja 20 minuutin välillä, muodostavat suuren vakaan kiinnittymiskiekon ja näkyvät pysyvästi purkautuvina, verrattavissa vedettömiin novakaltaisiin muuttujiin.
- Järjestelmät, joiden jaksot ovat 20–40 minuuttia, muodostavat vaihtelevia levyjä, jotka osoittavat satunnaisia purkauksia, jotka ovat verrattavissa vedettömiin SU UMa -tyyppisiin kääpiöuutteisiin .
- Järjestelmät, joiden kiertoratajaksot ovat yli 40 minuuttia, muodostavat pienet vakaat kiihdytyslevyt, jotka ovat verrattavissa lepotilaan kääpiöuutteisiin.
Muodostumisskenaariot
AM CVn -muuttujabinaarissa on kolme mahdollista luovuttajatähtityyppiä, vaikkakin akretori on aina valkoinen kääpiö. Kukin binaarityyppi muodostuu eri evoluutioreitin kautta, vaikka kaikki sisältävät alun perin läheisiä pääjärjestysbinaareja, jotka kulkevat yhden tai useamman yleisen kirjekuorivaiheen läpi, kun tähdet kehittyvät pois pääsekvenssistä.
AM CVn -tähdet, joissa on valkoinen kääpiöluovuttaja, voivat muodostua, kun valkoisesta kääpiöstä ja pienimassaisesta jättiläisestä koostuva binääri kehittyy yhteisen vaipan (CE) vaiheen kautta. CE: n tulos on kaksinkertainen valkoinen-kääpiö binääri. Painovoiman säteilyn kautta binääri menettää kulmamomentin , mikä saa binäärisen kiertoradan kutistumaan. Kun kiertoratajakso on supistunut noin viiteen minuuttiin, kahden valkoisen kääpiön vähemmän massiivinen (ja suurempi) täyttää sen Roche-lohkon ja alkaa massansiirto kumppanilleen. Pian massansiirron alkamisen jälkeen kiertoradan kehitys muuttuu ja binäärinen kiertorata laajenee. Tässä vaiheessa, jakson minimin jälkeen, binääriä havaitaan todennäköisimmin.
AM CVn -tähdet, joissa on heliumtähdet luovutettu, muodostuvat samalla tavalla, mutta tässä tapauksessa jättiläinen, joka aiheuttaa yhteisen verhokäyrän, on massiivisempi ja tuottaa heliumtähden kuin toisen valkoisen kääpiön. Heliumtähti on laajentunut enemmän kuin valkoinen kääpiö, ja kun gravitaatiosäteily tuo kaksi tähteä kosketukseen, heliumtähti täyttää Roche-lohkonsa ja aloittaa massansiirron noin 10 minuutin kiertoradalla. Kuten valkoisen kääpiön luovuttajan tapauksessa, binäärisen kiertoradan odotetaan 'pomppivan' ja alkavan laajentua pian massasiirron aloittamisen jälkeen, ja binääriä tulisi tyypillisesti tarkkailla jakson minimin jälkeen.
Kolmas potentiaalisen luovuttajan tyyppi AM CVn -järjestelmässä on kehittynyt pääsekvenssitähti . Tässä tapauksessa toissijainen tähti ei aiheuta yhteistä verhokäyrää, mutta täyttää Roche-lohkonsa pääsekvenssin (terminaalisen iän päänjakso tai TAMS ) lähellä. Tärkeä ainesosa tässä skenaariossa on magneettijarru , joka sallii tehokkaan kulmamomentin menetyksen kiertoradalta ja siten kiertoradan voimakkaan kutistumisen erittäin lyhyisiin jaksoihin. Skenaario on melko herkkä kiertoradan alkuvaiheelle; jos luovuttajatähti täyttää Roche-lohkonsa liian kauan ennen TAMS: ää, kiertorata lähentyy, mutta pomppii 70–80 minuutin jaksoissa, kuten tavalliset ansioluettelot. Jos luovuttaja aloittaa massasiirron liian kauan TAMS: n jälkeen, massansiirtonopeus on korkea ja kiertorata eroaa. Vain kapea alkujaksojen alue tämän haarautumisjakson ympärillä johtaa erittäin lyhyisiin jaksoihin, joita havaitaan AM CVn-tähdissä. Kahden tähden tuomista läheiselle kiertoradalle magneettijarrutuksen vaikutuksesta kutsutaan magneettiseksi sieppaukseksi . Tällä tavoin muodostuneita AM CVn-tähtiä voidaan havaita joko ennen jakson minimiä tai sen jälkeen (joka voi olla missä tahansa välillä 5-70 minuuttia, riippuen tarkalleen milloin luovuttajatähti täytti Roche-lohkonsa) ja niiden pinnalla oletetaan olevan vetyä.
Ennen asettumista AM CVn -tilaan binaarijärjestelmät voivat käydä läpi useita helium-nova- purkauksia, joista V445 Puppis on mahdollinen esimerkki. AM CVn -järjestelmien odotetaan siirtävän massaa, kunnes yhdestä komponentista tulee tumma tähtien alapuolinen esine, mutta on mahdollista, että ne saattavat johtaa tyypin Ia supernovaan , luultavasti osavaloisaan muotoon, joka tunnetaan tyypinä .a tai Iax .