Звезда AM Canum Venaticorum (звезда AM CVn) — редкий тип катаклизмической переменной звезды, названный в честь звезды своего типа, AM Canum Venaticorum . В этих горячих голубых двойных переменных белый карлик аккрецирует бедную водородом материю из компактной звезды-компаньона.
Эти двойные имеют чрезвычайно короткие орбитальные периоды (менее одного часа) и необычные спектры, в которых доминирует гелий с отсутствующим или чрезвычайно слабым водородом. Предполагается, что они являются мощными источниками гравитационных волн , достаточно сильными, чтобы их можно было обнаружить с помощью космической антенны лазерного интерферометра (LISA).
Звезды AM CVn отличаются от большинства других катаклизмических переменных (CV) отсутствием линий водорода в спектрах. Они показывают широкий континуум, соответствующий горячим звездам со сложными линиями поглощения или испускания. Некоторые звезды показывают линии поглощения и испускания 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 Волопаса являются звездами, которые демонстрируют вспышечное поведение. [2] Эти звезды иногда демонстрируют более длительные, а иногда и немного более яркие сверхвспышки . Интервал между вспышками в среднем больше для звезд с более длительными периодами. Спектры показывают сильные линии поглощения гелия во время вспышек, со многими более слабыми линиями излучения гелия и железа вблизи минимума. Спектральные линии, как правило, двойные, производя широкие линии поглощения с плоским дном и резкие двухпиковые линии излучения. Это наиболее распространенный тип переменной AM CVn, возможно, потому, что их легче всего обнаружить.
В высоком состоянии звезды показывают изменения яркости в несколько десятых долей величины с несколькими короткими периодами, менее или около 20 минут. Сам AM CVn демонстрирует это состояние, наряду с другим ярким примером HP Librae. [2] Изменения часто происходят наиболее сильно с одним или двумя периодами и периодом биений между ними. Спектры показывают линии поглощения в основном гелия, и высокое состояние так названо, потому что оно похоже на постоянную вспышку.
В низком состоянии яркость не меняется, но спектры меняются с периодами более 40 минут до часа. GP Comae Berenices — самая известная звезда этого типа. [2] Спектры показывают в основном эмиссию, а состояние похоже на постоянный минимум вспыхивающих звезд.
В дополнение к трем стандартным типам переменности, звезды с экстремально коротким периодом (< 12 минут) показывают только 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 изменения яркости с довольно постоянным периодом, отличным от орбитального периода. Это изменение яркости имеет большую амплитуду, чем изменение с орбитальным периодом, и известно как сверхгорб . [ 3]
Системы AM CVn могут демонстрировать затмения , но это случается редко из-за крошечных размеров двух составляющих их звезд. [4]
Системы AM CVn состоят из аккреционной белой карликовой звезды, донорской звезды, состоящей в основном из гелия, и, как правило, аккреционного диска .
Сверхкороткие орбитальные периоды от 10 до 65 минут указывают на то , что как звезда-донор, так и звезда-аккретор являются вырожденными или полувырожденными объектами. [5]
Аккретор всегда является белым карликом с массой от половины до одной массы Солнца ( 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 более 100 000 К, возможно, с прямой ударной аккрецией без диска. [6] Светимость аккретора обычно низкая (слабее абсолютной величины 10), но для некоторых систем с очень коротким периодом и высокими темпами аккреции она может достигать 5-й величины. В большинстве случаев световой поток аккретора тонет в аккреционном диске. [6] [7] Некоторые переменные AM CVn были обнаружены в рентгеновском диапазоне длин волн. Они содержат чрезвычайно горячие аккреторные звезды или возможные горячие пятна на аккреторе из-за прямой ударной аккреции. [4]
Звезда-донор может быть потенциально либо гелиевым (или, возможно, гибридным) белым карликом, либо гелиевой звездой малой массы, либо эволюционировавшей звездой главной последовательности . [2] В некоторых случаях донорский белый карлик может иметь сопоставимую массу с аккретором, хотя она неизбежно несколько ниже, даже когда система впервые формируется. В большинстве случаев, и в частности к тому времени, когда система AM CVn формируется с невырожденным донором, донор был сильно раздет до крошечного гелиевого ядра 0,01 M ☉ – 0,1 M ☉ . По мере того, как звезда-донор раздевается, она расширяется адиабатически (или близко к этому), охлаждаясь всего до 10 000–20 000 К. Поэтому донорские звезды в системах AM CVn фактически невидимы, хотя есть возможность обнаружения коричневого карлика или объекта размером с планету, вращающегося вокруг белого карлика, после того, как процесс аккреции остановился. [1]
Аккреционный диск обычно является основным источником видимого излучения. Он может быть таким же ярким, как абсолютная величина 5 в высоком состоянии, более типично абсолютная величина 6–8, но на 3–5 величин слабее в низком состоянии. Необычные спектры, типичные для систем AM CVn, исходят от аккреционного диска. Диски образованы в основном из гелия из звезды-донора. Как и в случае с карликовыми новыми , высокое состояние соответствует более горячему состоянию диска с оптически толстым ионизированным гелием, в то время как в низком состоянии диск более холодный, не ионизированный и прозрачный. [1] Изменчивость сверхгорба обусловлена эксцентричной прецессией аккреционного диска. Период прецессии может быть связан с отношением масс двух звезд, что дает возможность определить массу даже невидимых звезд-доноров. [7]
Наблюдаемые состояния были связаны с четырьмя состояниями бинарной системы: [1]
В переменной двойной звезде AM CVn существует три возможных типа звезд-доноров, хотя аккретор всегда является белым карликом. Каждый тип двойной звезды формируется через свой эволюционный путь, хотя все они включают изначально близкие двойные звезды главной последовательности, проходящие через одну или несколько фаз общей оболочки по мере того, как звезды эволюционируют от главной последовательности. [1]
Звезды AM CVn с донором белым карликом могут быть сформированы, когда двойная система, состоящая из белого карлика и маломассивного гиганта, эволюционирует через фазу общей оболочки (CE). Результатом CE будет двойная система с белым карликом. Из-за испускания гравитационного излучения двойная система теряет угловой момент , что приводит к сокращению двойной орбиты. Когда орбитальный период сократится примерно до 5 минут, менее массивный (и больший) из двух белых карликов заполнит свою полость Роша и начнет передачу массы своему компаньону. Вскоре после начала передачи массы орбитальная эволюция обратится вспять, и двойная орбита расширится. Именно в этой фазе, после минимума периода, двойная система, скорее всего, будет наблюдаться. [1]
Звезды AM CVn с донором гелиевой звезды образуются аналогичным образом, но в этом случае гигант, который вызывает общую оболочку, более массивен и производит гелиевую звезду, а не второго белого карлика. Гелиевая звезда более расширена, чем белый карлик, и когда гравитационное излучение приводит две звезды в контакт, именно гелиевая звезда заполнит свою полость Роша и начнет перенос массы с орбитальным периодом примерно 10 минут. Как и в случае донора белого карлика, ожидается, что двойная орбита «подпрыгнет» и начнет расширяться вскоре после начала переноса массы, и мы обычно должны наблюдать двойную после минимума периода. [1]
Третий тип потенциального донора в системе AM CVn — это эволюционировавшая звезда главной последовательности . В этом случае вторичная звезда не вызывает общую оболочку, а заполняет свою полость Роша вблизи конца главной последовательности (главная последовательность терминального возраста или TAMS ). Важным ингредиентом для этого сценария является магнитное торможение , которое допускает эффективную потерю углового момента с орбиты и, следовательно, сильное сокращение орбиты до сверхкоротких периодов. Сценарий довольно чувствителен к начальному орбитальному периоду; если звезда-донор заполняет свою полость Роша слишком долго до TAMS, орбита будет сходиться, но отскакивать с периодами 70–80 минут, как обычные CV. Если донор начинает перенос массы слишком долго после TAMS, скорость переноса массы будет высокой, и орбита будет расходиться. Только узкий диапазон начальных периодов вокруг этого периода бифуркации приведет к сверхкоротким периодам, которые наблюдаются у звезд AM CVn. Процесс сведения двух звезд на близкую орбиту под воздействием магнитного торможения называется магнитным захватом . Образованные таким образом звезды AM CVn можно наблюдать как до, так и после минимума периода (который может находиться где-то между 5 и 70 минутами, в зависимости от того, когда именно звезда-донор заполнила свою полость Роша), и предполагается, что на их поверхности имеется некоторое количество водорода. [1] [2]
Прежде чем перейти в состояние AM CVn, двойные системы могут претерпеть несколько извержений гелиевых новых , возможным примером 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 вполне возможно, что они могут привести к сверхновой типа Ia , вероятно, суб-светящейся форме, известной как тип .Ia или Iax . [1]