Estrela AM Canum Venaticorum - AM Canum Venaticorum star

Uma estrela AM Canum Venaticorum ( estrela AM CVn) é um tipo raro de estrela variável cataclísmica nomeada em homenagem a sua estrela tipo, AM Canum Venaticorum . Nessas variáveis ​​binárias azuis quentes , uma anã branca acrescenta hidrogênio - matéria pobre de uma estrela companheira compacta.

Esses binários têm períodos orbitais extremamente curtos (mais curtos do que cerca de uma hora) e têm espectros incomuns dominados por hélio com ausência de hidrogênio ou extremamente fraco. Prevê-se que sejam fontes fortes de ondas gravitacionais , suficientemente fortes para serem detectadas com a Antena Espacial do Interferômetro Laser (LISA).

Aparência

As estrelas AM CVn diferem da maioria das outras variáveis ​​cataclísmicas (CVs) na falta de linhas de hidrogênio em seus espectros. Eles mostram um amplo contínuo correspondendo a estrelas quentes com linhas complexas de absorção ou emissão. Algumas estrelas mostram linhas de absorção e linhas de emissão em momentos diferentes. Há muito se sabe que estrelas AM CVn exibem três tipos de comportamento: um estado de explosão ; um estado elevado ; e um estado baixo .

No estado de explosão, as estrelas apresentam forte variabilidade com períodos de 20 a 40 minutos. As estrelas V803 Centauri e CR Boötis são estrelas que apresentam comportamento de explosão. Essas estrelas ocasionalmente mostram super-explosões mais longas, e às vezes um pouco mais brilhantes . O intervalo entre as explosões é maior, em média, para estrelas com períodos mais longos. Os espectros mostram fortes linhas de absorção de hélio durante as explosões, com muitas linhas de emissão mais fracas de hélio e ferro próximas ao mínimo. As linhas espectrais são normalmente duplicadas, produzindo linhas de absorção de fundo plano e linhas de emissão de pico duplo nítidas. Este é o tipo mais comum de variável AM CVn, possivelmente porque são detectadas com mais facilidade.

No estado alto, as estrelas mostram variações de brilho de alguns décimos de magnitude com vários períodos curtos, menos de ou cerca de 20 minutos. O próprio AM CVn mostra esse estado, junto com o outro exemplo brilhante HP Librae . As variações geralmente ocorrem mais fortemente com um ou dois períodos, e o período de batida entre eles. Os espectros mostram linhas de absorção principalmente de hélio, e o estado alto é assim denominado por ser semelhante a uma explosão permanente.

No estado baixo, não há variação de brilho, mas os espectros variam com períodos superiores a 40 minutos até cerca de uma hora. GP Comae Berenices é a estrela mais conhecida deste tipo. Os espectros mostram principalmente a emissão e o estado é semelhante a um mínimo permanente das estrelas em erupção.

Além dos três tipos padrão de variabilidade, estrelas de período extremamente curto (<12 minutos) mostram apenas pequenas variações de brilho muito rápidas. ES Ceti e V407 Vulpeculae mostram esse comportamento.

Estrelas no estado alto, seja permanentemente ou durante uma explosão, freqüentemente mostram variações de brilho com um período bastante consistente diferente do período orbital. Essa variação de brilho tem uma amplitude maior do que a variação com o período orbital e é conhecida como superhump .

É possível que os sistemas AM CVn mostrem eclipses , mas isso é raro devido aos pequenos tamanhos das duas estrelas componentes.

Propriedades do sistema

Os sistemas AM CVn consistem em uma estrela anã branca agregadora , uma estrela doadora que consiste principalmente de hélio e geralmente um disco de acreção .

Os componentes

Os ultra-curtos períodos orbitais de 10-65 minutos, indicam que tanto o doador de estrela e agregador estrela são degeneradas objectos ou semi-degenerados.

O agregador é sempre uma anã branca, com uma massa entre cerca de metade e uma massa solar ( M ). Normalmente, eles têm temperaturas de 10.000–20.000 K, embora em alguns casos isso possa ser mais alto. Temperaturas acima de 100.000 K foram propostas para algumas estrelas (por exemplo, ES Ceti), possivelmente com aumento de impacto direto sem um disco. A luminosidade do acumulador é geralmente baixa (mais fraca do que a magnitude absoluta 10), mas para alguns sistemas de período muito curto com altas taxas de acreção pode ser tão alta quanto a magnitude 5. Na maioria dos casos, a saída de luz do acumulador é inundada pelo disco de acreção. Algumas variáveis ​​AM CVn foram detectadas em comprimentos de onda de raios-X. Estes contêm estrelas acumuladoras extremamente quentes, ou possíveis pontos quentes no acumulador devido à acumulação de impacto direto.

A estrela doadora pode ser potencialmente uma anã branca de hélio (ou possivelmente híbrida), uma estrela de hélio de baixa massa ou uma estrela evoluída de sequência principal. Em alguns casos, uma anã branca doadora pode ter uma massa comparável à do agregador, embora seja inevitavelmente um pouco menor, mesmo quando o sistema se forma pela primeira vez. Na maioria dos casos, e em particular no momento em que um sistema AM CVn se forma com um doador não degenerado, o doador foi fortemente reduzido a um minúsculo núcleo de hélio de 0,01  M - 0,1  M . Conforme a estrela doadora é removida, ela se expande adiabaticamente (ou perto disso), resfriando a apenas 10.000-20.000 K. Portanto, as estrelas doadoras em sistemas AM CVn são efetivamente invisíveis, embora haja a possibilidade de detectar uma anã marrom ou do tamanho de um planeta objeto orbitando uma anã branca assim que o processo de acreção for interrompido.

O disco de acreção é geralmente a principal fonte de radiação visível. Pode ser tão brilhante quanto a magnitude absoluta 5 no estado alto, mais tipicamente a magnitude absoluta 6–8, mas 3–5 magnitudes mais fracas no estado baixo. Os espectros incomuns típicos dos sistemas AM CVn vêm do disco de acreção. Os discos são formados principalmente de hélio da estrela doadora. Tal como acontece com as novas anãs , o estado alto corresponde a um estado de disco mais quente com hélio ionizado opticamente espesso, enquanto no estado baixo o disco é mais frio, não ionizado e transparente. A variabilidade do superhump é devido à precessão de um disco de acreção excêntrico. O período de precessão pode ser relacionado à razão das massas das duas estrelas, dando uma maneira de determinar a massa mesmo de estrelas doadoras invisíveis.

Estados orbitais

Os estados observados foram relacionados a quatro estados do sistema binário:

  • Períodos orbitais ultracurtos com menos de 12 minutos não têm disco de acreção e mostram impacto direto do material de acreção na anã branca, ou possivelmente têm um disco de acreção muito pequeno.
  • Sistemas com períodos entre 12 e 20 minutos formam um grande disco de acreção estável e aparecem permanentemente em erupção, comparável a variáveis ​​semelhantes a nova sem hidrogênio.
  • Sistemas com períodos de 20–40 minutos formam discos variáveis ​​que mostram explosões ocasionais, comparáveis ​​a novas anãs do tipo SU UMa sem hidrogênio .
  • Os sistemas com períodos orbitais superiores a 40 minutos formam pequenos discos de acreção estáveis, comparáveis ​​às novas anãs quiescentes.

Cenários de formação

Existem três tipos possíveis de estrelas doadoras em um binário variável AM CVn, embora o agregador seja sempre uma anã branca. Cada tipo binário se forma por meio de um caminho evolutivo diferente, embora todos envolvam inicialmente binários de sequência principal próximos, passando por uma ou mais fases de envelope comuns à medida que as estrelas evoluem para longe da sequência principal.

Estrelas AM CVn com um doador anã branca podem ser formadas quando um binário consistindo em uma anã branca e um gigante de baixa massa evolui através de uma fase de envelope comum (CE). O resultado do CE será uma dupla binária anã branca. Através da emissão de radiação gravitacional, o binário perde momento angular , o que faz com que a órbita binária encolha. Quando o período orbital encolher para cerca de 5 minutos, a menos massiva (e a maior) das duas anãs brancas preencherá seu lóbulo de Roche e começará a transferência de massa para sua companheira. Logo após o início da transferência de massa, a evolução orbital se reverterá e a órbita binária se expandirá. É nesta fase, após o período mínimo, que o binário tem maior probabilidade de ser observado.

As estrelas AM CVn com um doador de estrela de hélio são formadas de maneira semelhante, mas, neste caso, a gigante que causa o envelope comum é mais massiva e produz uma estrela de hélio em vez de uma segunda anã branca. Uma estrela de hélio é mais expandida do que uma anã branca e, quando a radiação gravitacional coloca as duas estrelas em contato, é a estrela de hélio que preencherá seu lóbulo Roche e iniciará a transferência de massa, em um período orbital de aproximadamente 10 minutos. Como no caso de uma anã branca doadora, espera-se que a órbita binária 'salte' e comece a se expandir logo após o início da transferência de massa, e normalmente devemos observar o binário após o período mínimo.

O terceiro tipo de doador potencial em um sistema AM CVn é a estrela evoluída da sequência principal. Nesse caso, a estrela secundária não causa um envelope comum, mas preenche seu lóbulo Roche próximo ao final da sequência principal (sequência principal de idade terminal ou TAM ). Um ingrediente importante para esse cenário é a frenagem magnética , que permite a perda eficiente de momento angular da órbita e, portanto, um forte encolhimento da órbita para períodos ultracurtos. O cenário é bastante sensível ao período orbital inicial; se a estrela doadora preencher seu lóbulo Roche muito antes do TAM, a órbita irá convergir, mas saltar em períodos de 70-80 minutos, como CVs comuns. Se o doador começar a transferência de massa muito tempo depois do TAM, a taxa de transferência de massa será alta e a órbita irá divergir. Apenas uma faixa estreita de períodos iniciais, em torno deste período de bifurcação , levará aos períodos ultracurtos que são observados em estrelas AM CVn. O processo de trazer as duas estrelas para uma órbita próxima sob a influência da frenagem magnética é chamado de captura magnética . As estrelas AM CVn formadas desta forma podem ser observadas antes ou depois do período mínimo (que pode estar entre 5 e 70 minutos, dependendo exatamente de quando a estrela doadora preencheu seu lóbulo Roche) e presume-se que tenham algum hidrogênio em sua superfície.

Antes de se estabelecer em um estado AM CVn, os sistemas binários podem sofrer várias erupções de hélio nova , das quais o V445 Puppis é um exemplo possível. Sistemas AM CVN se espera que a transferência de massa até uma componente torna-se um sub-estelar objecto escuro, mas é possível que poderia resultar em um tipo supernova Ia , provavelmente uma forma sub-luminosa conhecida como um tipo .Ia ou IAX .

Referências

links externos