AM Canum Venaticorum-stjerner eller AM CVn-stjerner er en sjælden type kataklysmisk variabel stjerne opkaldt efter deres prototype, AM Canis Venaticorum . Disse variabler er meget tætte systemer af en hvid dværg og en heliumstjerne eller anden hvid dværg. De danner et semi-separeret tæt binært system , hvor stof fra stjernen samler sig på den hvide dværg. Omløbsperioderne for disse systemer er også meget korte, typisk mindre end en time. Disse stjerner er blottet for brint, men rige på helium , og derfor er heliumlinjer stærke i deres spektre. Disse objekter skal også være kilder til gravitationsstråling , sandsynligvis stærke nok til at blive detekteret fra et rumlaserinterferometer som for eksempel LISA [1] [2] .
Fra 2018 var der 56 kendte AM Canis Beagle-stjerner med omløbsperioder fra 6 til 65 minutter. Systemer med forskellige perioder har forskellige egenskaber [2] [3] :
Stjerner af Canis AM-typen adskiller sig fra de fleste andre kataklysmiske variabler i fraværet af brintlinjer i deres spektre . De viser et bredt kontinuum svarende til varme stjerner med komplekse absorptions- eller emissionslinjer. Nogle stjerner viser absorptionslinjer og emissionslinjer på forskellige tidspunkter. Stjerner af Canis AM-typen har tre typer adfærd: flaretilstand ; høj energitilstand ; og lavenergitilstand [5] .
I udbrudstilstanden viser stjernerne stærk variabilitet med perioder på 20-40 minutter. Stjerner med lignende tilstande er V803 Centauri og CR Bootes [6] . Disse stjerner viser nogle gange lange og lyse blink. Intervallet mellem udbrud er i gennemsnit længere, jo længere rotationsperioden for stjerner er. Deres spektre viser stærke heliumabsorptionslinjer under flares, med mange svage helium- og jernemissionslinjer tæt på minimum. Spektrallinjer er som regel dobbelte og danner brede flade absorptionslinjer og skarpe dobbeltpuklede emissionslinjer. Dette er den mest almindelige form for Canine AM-variabler , måske fordi de er nemmest at få øje på.
I en højenergitilstand viser stjerner variationer i lysstyrke på nogle få tiendedele af en størrelsesorden over flere korte perioder, mindre end eller omkring 20 minutter. AM Canis jager selv , sammen med en anden lysstærk stjerne HP Libra , viser lignende adfærd [6] . Absorptionslinjerne i spektret er for det meste helium, og tilstanden kaldes højenergi , da den ligner en permanent flashtilstand.
I lavenergitilstanden er der ingen ændring i lysstyrken, men spektrene ændres med en periode på 40 minutter til en time. GP Volos Veronica er den bedst kendte stjerne af denne type [6] . Spektrene er dybest set emissionsspektre, og deres tilstand svarer til det konstante minimum af flaretilstanden .
Ud over de tre standardtyper af variabilitet er der stjerner med ekstremt korte perioder (<12 minutter), hvor de kun viser små, meget hurtige ændringer i lysstyrken. ES Kita og V407 Kantarel viser lignende adfærd [6] .
Stjerner i højenergitilstand , enten kontinuerligt eller under et udbrud, viser ofte ændringer i lysstyrke med en konstant periode, der er forskellig fra omløbsperioden. Denne lysstyrkeændring har en større amplitude end variationerne forbundet med omløbsperioden og er kendt som superpukler på lyskurven [7] . Det er muligt, at dette skyldes formørkelser i systemet, men det er umuligt at sige med sikkerhed, at det er tilfældet, på grund af stjernesystemets lille størrelse [8] .
Hounds AM-type stjerner består af en hvid dværg -accretor , en donorstjerne, der primært består af helium , og har typisk en accretion-skive .
Ultrakorte omløbsperioder (10-65 minutter) viser, at både donorstjernen og accretorstjernen er degenererede eller semi-degenererede objekter [9] . Accretoren er altid en hvid dværg med en masse på cirka en halv M ⊙ til en M ⊙ . Som regel har de en temperatur på 10.000-20.000 K , selvom den i nogle tilfælde kan være højere. Temperaturer på over 100.000 K er blevet foreslået for nogle stjerner (f.eks. ES Ceti ), hvor der kan være en direkte effekt af tilvækst , uden en skive [10] . Lysstyrken af accretoren er generelt lav (dæmpere i absolut størrelse 10 m ), men for nogle systemer med meget korte perioder og høje accretion rates kan den nå 5. størrelsesorden. I de fleste tilfælde er lyset fra en accretor- stjerne sløret af en accretor-skive [10] [11] . Adskillige AM Hounds-typevariable er blevet detekteret i røntgenbølgelængdeområdet . De indeholder enten meget varme accretor- stjerner , eller det er muligt for accretor- stjerner at have hot spots på deres overflade på grund af den direkte effekt af accretion [8] .
Donorstjernen kunne potentielt være enten en heliumhvid dværg eller en heliumstjerne med lav masse eller en udviklet hovedsekvensstjerne [ 6] . I nogle tilfælde kan den hvide donordværg have en masse, der kan sammenlignes med accretorens , men uundgåeligt noget lavere, selvom systemet er i den første fase af dannelsen. I de fleste tilfælde, og især på det tidspunkt, hvor Hounds AM-type systemet allerede var dannet, var donoren blevet alvorligt strippet ned til en lille heliumkerne med en masse på 0,01 M ⊙ - 0,1 M ⊙ . Så snart donorstjernen er "rivet af", begynder den at udvide sig adiabatisk (eller tæt på den) og afkøles til temperaturer på kun 1-2 tusinde K. Således bliver donorstjerner i systemer som AM Hounds of the Dog usynlige, selvom det er muligt at opdage en brun dværg eller et objekt på størrelse med en planet , der kredser om en hvid dværg , når først akkretionsprocessen stopper [5] .
Accretion disken er normalt hovedkilden til synlig stråling . Den kan nå en lysstyrke på 5 m i absolut værdi i højenergitilstand (selvom værdier på 6 m −8 m i absolut værdi er mere typiske ), og 3-5 m dæmpere i lavenergitilstand . De usædvanlige spektre, der er typiske for AM Canis-Hound-systemer, kommer fra accretion disken . Skiverne består primært af helium fra en donorstjerne . Som i tilfældet med dværgnovaer svarer højenergitilstanden til en varm skive af ioniseret helium , som er optisk uigennemsigtig, mens skiven i lavenergitilstanden er koldere, ikke-ioniseret og gennemsigtig [5] . Forekomsten af superhumps i lyskurven er forbundet med præcessionen af accretionskiven . Præcessionsperioden kan relateres til forholdet mellem to stjerners masser, hvilket gør det muligt at bestemme massen af selv usynlige donorstjerner [11] .
De observerede orbitalparametre er blevet forbundet med fire typer systemer [5] :
Der er tre mulige typer donorstjerner i AM Canis-Hound-systemer , selvom accretoren altid er en hvid dværg . Hver af de tre typer donorstjerner følger sin egen evolutionære vej, selvom de alle oprindeligt var en del af et binært system og gik gennem en fasesekvens med en eller flere fælles hylstre, da stjernerne udviklede sig og forlod hovedsekvensen [5] . Stjerner af Canis AM-typen med en hvid dværgdonor kan dannes, når en dobbeltstjerne bestående af en hvid dværg og en lavmassekæmpe går gennem det fælles hylsterstadium. Resultatet af dette ville være en binær hvid dværg . Gennem emission af gravitationsstråling mister det binære system vinkelmomentum , hvilket resulterer i en afkortning af kredsløbet. Når omløbsperioden er reduceret til omkring 5 minutter, vil den mindst massive (og største) af de to hvide dværge fylde sin Roche-lap og begynde at overføre masse til sin ledsager. Kort efter at masseoverførslen begynder, vil baneudviklingen udfolde sig, og systemets kredsløb udvides. Det er i denne fase, efter en minimumsperiode, at systemet sandsynligvis vil blive observeret som en variabel af typen AM Canis-Hound [5] .
Stjerner af typen Canis AM med en heliumdonorstjerne dannes på lignende måde, men i dette tilfælde er den almindelige skal mere massiv og produceres af en heliumstjerne snarere end en hvid dværg . En heliumstjerne er større end en hvid dværg , og når gravitationsstråling bringer de to stjerner i kontakt, vil heliumstjernen fylde sin Roche-lap og begynde masseoverførsel til den hvide dværg med en omløbsperiode på omkring 10 minutter. Som med den hvide dværgdonor forventes binærens bane at begynde at udvide sig kort efter starten af masseoverførsel, og vi bør observere stjernen som et AM Canis-Hound-system efter afslutningen af minimumsperioden [5] .
Den tredje type potentiel donor i Canis Hounds AM-systemet er en udviklet hovedsekvensstjerne . I dette tilfælde fylder den anden stjerne Roche-lappen på det sidste trin af evolutionen på hovedsekvensen . Et vigtigt element i dette scenarie er magnetisk modstand , som giver mulighed for effektivt tab af vinkelmomentum og derfor fører til stærk orbital kompression op til ultrakorte tidsperioder. Scenariet er ret følsomt over for den indledende omløbsperiode; hvis donorstjernen fylder sin Roche-lap længe før evolutionens sidste fase på hovedsekvensen , så vil kredsløbet selvfølgelig konvergere, men systemet vil "hoppe", og perioderne vil falde inden for intervallet 70-80 minutter , som i almindelige kataklysmiske variabler . Hvis donoren begynder masseoverførsel for sent, efter at den er gået ind i de sidste stadier af stjerneudvikling, vil masseoverførselshastigheden være høj, og kredsløbet vil divergere. Kun et snævert interval af indledende perioder ville resultere i de ultrakorte perioder observeret i AM Canis Veni-stjerner . Processen med at nærme sig to stjerner i tætte baner under påvirkning af magnetisk bremsning kaldes magnetisk fangst . Canis AM-stjerner dannet på denne måde kan observeres enten før eller efter minimumsperioden (som kan variere fra 5 til 70 minutter, afhængigt af hvornår donorstjernen fylder Roche-lappen ). Det antages også, at der i dette tilfælde vil blive fundet en vis mængde brint på overfladen af donorstjernen og accretoren [5] [6] .
Før stjernen holder op med at være en AM Canis Hound , kan det binære system opleve flere helium nova -udbrud ( 445 Korma som et eksempel). Systemer som AM Hounds of the Dogs vil udføre masseoverførsel, indtil en af komponenterne bliver til et mørkt substellært objekt . Men det er også muligt, at masseoverførsel vil føre til overskridelse af Chandrasekhar-grænsen og, som et resultat, til eksplosion af en type Ia- eller IAX-supernova [5] .
| variable stjerner | |
|---|---|
| Eruptiv | |
| Pulserende | |
| roterende | |
| Katalysmisk | |
| formørkende binære filer | |
| Lister | |
| Kategori: Variable stjerner | |