AM Canum Venaticorum yıldızı - AM Canum Venaticorum star
Bir am cvn yıldızı (AM CVn star), nadir görülen bir türüdür felaket değişken yıldızın kendi türü yıldızı, adını AM Canum Venaticorum . Bu sıcak mavi ikili değişkenlerde , beyaz bir cüce , kompakt bir yoldaş yıldızdan hidrojen- fakir madde biriktirir.
Bu ikili sistemlerin son derece kısa yörünge periyotları vardır (yaklaşık bir saatten daha kısa) ve helyumun hakim olduğu , hidrojenin olmadığı veya aşırı derecede zayıf olduğu alışılmadık spektrumlara sahiptir . Lazer İnterferometre Uzay Anteni (LISA) ile tespit edilebilecek kadar güçlü yerçekimi dalgalarının güçlü kaynakları oldukları tahmin edilmektedir .
Görünüm
AM CVn yıldızları, spektrumlarından hidrojen çizgilerinin olmaması nedeniyle diğer felaket değişkenlerinin (CV'ler) çoğundan farklıdır. Karmaşık soğurma veya emisyon çizgileriyle sıcak yıldızlara karşılık gelen geniş bir süreklilik gösterirler. Bazı yıldızlar, farklı zamanlarda soğurma çizgileri ve emisyon çizgileri gösterir. AM CVn yıldızlarının uzun süredir üç tür davranış sergiledikleri bilinmektedir: bir patlama durumu ; bir yüksek durum ; ve düşük bir durum .
Patlama durumunda yıldızlar, 20–40 dakikalık periyotlarla güçlü değişkenlik gösterir. Yıldız V803 Centauri ve CR Boötis outbursting davranışı gösteren yıldızlardır. Bu yıldızlar bazen daha uzun ve bazen biraz daha parlak süper patlamalar gösterir . Patlamalar arasındaki aralık, daha uzun dönemli yıldızlar için ortalama olarak daha uzundur. Spektrumlar patlamalar sırasında güçlü helyum absorpsiyon çizgileri gösterirken, pek çok zayıf helyum ve demir emisyon çizgileri minimuma yakın. Spektral çizgiler tipik olarak iki katına çıkarılır ve geniş düz tabanlı soğurma hatları ve keskin çift tepeli emisyon hatları oluşturur. Bu, muhtemelen en kolay tespit edilebildikleri için en yaygın AM CVn değişken türüdür.
Yüksek durumda, yıldızlar, 20 dakikadan az veya yaklaşık 20 dakika olmak üzere, birden çok kısa dönemle bir büyüklüğün onda birkaçının parlaklık değişimlerini gösterir. AM CVn, diğer parlak örnek HP Librae ile birlikte bu durumu gösterir . Varyasyonlar genellikle bir veya iki periyotta ve bunlar arasındaki vuruş periyodunda en güçlü şekilde meydana gelir. Tayf, esas olarak helyumun soğurma çizgilerini gösterir ve yüksek durum, kalıcı bir patlamaya benzer olduğu için bu şekilde adlandırılır.
Düşük durumda, parlaklık değişimi yoktur, ancak spektrumlar 40 dakikadan uzun sürelerle yaklaşık bir saat arasında değişir. GP Comae Berenices , bu türün en tanınmış yıldızıdır. Tayf, esas olarak emisyon gösterir ve durum, patlayan yıldızların kalıcı bir minimumuna benzer.
Üç standart değişkenlik türüne ek olarak, aşırı kısa dönemli (<12 dakika) yıldızlar yalnızca çok küçük çok hızlı parlaklık değişimleri gösterir. ES Ceti ve V407 Vulpeculae bu davranışı gösterir.
Yüksek durumdaki yıldızlar, kalıcı olarak veya bir patlama sırasında, genellikle yörünge döneminden farklı oldukça tutarlı bir periyotla parlaklık değişimleri gösterir. Bu parlaklık varyasyonu, yörünge periyodundaki varyasyondan daha büyük bir genliğe sahiptir ve süperhump olarak bilinir .
AM CVn sistemlerinin tutulmalar göstermesi mümkündür , ancak bu, iki bileşenli yıldızların küçük boyutları nedeniyle nadirdir.
Sistem özellikleri
AM CVn sistemleri bir akretor beyaz cüce yıldızdan, çoğunlukla helyumdan oluşan bir donör yıldızdan ve genellikle bir toplama diskinden oluşur .
Bileşenler
Ultra kısa 10-65 dakika orbital süreleri verici yıldızı ve kütle alıcı yıldız hem olduğuna işaret etmektedir dejenere ya da yarı-dejenere nesneler.
Kütle alıcı bir yarım ve bir yaklaşık arasında bir kütleye sahip, her zaman, beyaz bir cüce güneş kütlesi ( M ☉ ). Tipik olarak 10.000–20.000 K sıcaklıklara sahiptirler, ancak bazı durumlarda bu daha yüksek olabilir. Bazı yıldızlar için (örn. ES Ceti) 100.000 K'nın üzerinde sıcaklıklar önerilmiştir, muhtemelen disk olmadan doğrudan etki birikimine sahiptir. Biriktirici parlaklığı genellikle düşüktür (mutlak büyüklük 10'dan daha sönüktür), ancak yüksek toplama oranlarına sahip bazı çok kısa dönemli sistemler için 5. büyüklük kadar yüksek olabilir. Çoğu durumda, toplayıcı ışık çıkışı, toplama diski tarafından bastırılır. X ışını dalga boylarında bazı AM CVn değişkenleri tespit edilmiştir. Bunlar aşırı derecede sıcak toplayıcı yıldızları veya doğrudan çarpma birikimine bağlı olarak toplayıcı üzerinde olası sıcak noktaları içerir.
Donör yıldız potansiyel olarak bir helyum (veya muhtemelen hibrit) beyaz cüce, düşük kütleli bir helyum yıldızı veya evrimleşmiş bir ana dizi yıldızı olabilir. Bazı durumlarda, bir donör beyaz cüce, sistem ilk oluştuğunda bile kaçınılmaz olarak biraz daha düşük olmasına rağmen, toplayıcıyla karşılaştırılabilir bir kütleye sahip olabilir. Bir çok durumda ve zamana göre, özellikle de dejenere olmayan bir donör ile bir AM CVn sistemi formları, verici ağır 0.01 küçük bir helyum çekirdek aşağı soyulmuş M ☉ 0.1 - M ☉ . Donör yıldız sıyrıldığında adyabatik olarak (veya ona yakın) genişler ve yalnızca 10.000-20.000 K'ye soğur. Bu nedenle, AM CVn sistemlerindeki donör yıldızlar, kahverengi bir cüce veya gezegen büyüklüğünü tespit etme olasılığı olmasına rağmen, etkili bir şekilde görünmezdir. toplama işlemi durduktan sonra bir beyaz cücenin etrafında dönen nesne.
Toplama diski genellikle görünür radyasyonun ana kaynağıdır. Yüksek durumda mutlak büyüklük 5 kadar parlak olabilir, daha tipik olarak mutlak büyüklük 6–8, ancak düşük durumda 3–5 büyüklük daha sönük olabilir. AM CVn sistemlerine özgü olağandışı spektrumlar, toplama diskinden gelir. Diskler çoğunlukla donör yıldızdan elde edilen helyumdan oluşur. Gibi cüce novanın , optik olarak kalın iyonize helyum ile sıcak bir diski durumuna yüksek devlet karşılık, düşük halde, disk soğutucu, iyonize olmayan, ve şeffaftır ise. Süperhump değişkenliği, eksantrik bir toplanma diskinin hareket etmesinden kaynaklanmaktadır. Presesyon süresi, iki yıldızın kütlelerinin oranıyla ilişkili olabilir ve bu, görünmez donör yıldızların bile kütlesini belirlemeye yol açar.
Yörünge durumları
Gözlemlenen durumlar, dört ikili sistem durumuyla ilişkilendirilmiştir:
- 12 dakikadan daha kısa olan ultra kısa yörünge periyotlarının toplanma diski yoktur ve biriken materyalin beyaz cüce üzerine doğrudan etkisini gösterir veya muhtemelen çok küçük bir toplama diskine sahiptir.
- 12 ila 20 dakika arasında periyotları olan sistemler, büyük bir kararlı birikim diski oluşturur ve hidrojensiz nova benzeri değişkenlerle karşılaştırılabilecek şekilde kalıcı olarak patlama halinde görünür.
- 20–40 dakikalık periyotlara sahip sistemler, hidrojensiz SU UMa tipi cüce novae kıyasla ara sıra patlamalar gösteren değişken diskler oluşturur .
- Yörünge periyotları 40 dakikadan daha uzun olan sistemler, hareketsiz cüce novae ile karşılaştırılabilen, küçük kararlı toplama diskleri oluşturur.
Oluşum senaryoları
Bir AM CVn değişken ikili dosyasında üç olası donör yıldız türü vardır, ancak toplayıcı her zaman bir beyaz cücedir. Her ikili tip, farklı bir evrimsel yoldan oluşur, ancak hepsi başlangıçta , yıldızlar ana diziden uzaklaştıkça bir veya daha fazla ortak zarf fazından geçen yakın ana dizi ikili dosyalarını içerir .
Beyaz cüce donörü olan AM CVn yıldızları , bir beyaz cüce ve düşük kütleli bir devden oluşan bir ikili ortak zarf (CE) fazı boyunca evrimleştiğinde oluşabilir . CE'nin sonucu, bir çift beyaz cüce ikili olacaktır. Yerçekimi radyasyonunun yayılmasıyla, ikili açısal momentumu kaybeder ve bu da ikili yörüngenin küçülmesine neden olur. Yörünge periyodu yaklaşık 5 dakikaya düştüğünde, iki beyaz cücenin daha az kütleli olanı (ve daha büyük olanı) Roche lobunu dolduracak ve arkadaşına kütle transferine başlayacaktır. Kütle transferinin başlamasından kısa bir süre sonra yörüngesel evrim tersine dönecek ve ikili yörünge genişleyecektir. Bu aşamada, minimum periyottan sonra, ikili değer büyük olasılıkla gözlemlenecektir.
Helyum yıldız donörü olan AM CVn yıldızları benzer şekilde oluşturulur, ancak bu durumda ortak zarfa neden olan dev daha büyüktür ve ikinci bir beyaz cüce yerine bir helyum yıldızı üretir. Bir helyum yıldızı beyaz bir cüceden daha geniştir ve yerçekimi radyasyonu iki yıldızı temas ettirdiğinde, Roche lobunu dolduracak ve yaklaşık 10 dakikalık bir yörünge periyodunda kütle transferini başlatacak olan helyum yıldızıdır. Beyaz cüce donör durumunda olduğu gibi, ikili yörüngenin kütle transferi başladıktan kısa bir süre sonra 'zıplaması' ve genişlemeye başlaması beklenir ve tipik olarak minimum periyottan sonra ikiliyi gözlemlemeliyiz.
Bir AM CVn sistemindeki üçüncü tip potansiyel verici, evrimleşmiş ana dizi yıldızıdır. Bu durumda, ikincil yıldız ortak bir zarfa neden olmaz, ancak Roche lobunu ana dizinin sonuna yakın doldurur (terminal yaşı ana dizisi veya TAMS ). Bu senaryo için önemli bir bileşen , yörüngeden verimli açısal momentum kaybına ve dolayısıyla yörüngenin ultra kısa sürelere güçlü bir şekilde daralmasına izin veren manyetik frenlemedir . Senaryo, başlangıç yörünge dönemine oldukça duyarlıdır; Donör yıldız, Roche lobunu TAMS'den çok önce doldurursa yörünge yakınsar, ancak sıradan CV'ler gibi 70-80 dakikalık periyotlarda seker. Donör, TAMS'den çok uzun süre sonra kütle transferine başlarsa, kütle aktarım hızı yüksek olacak ve yörünge farklılaşacaktır. Bu çatallanma periyodu etrafındaki yalnızca dar bir başlangıç periyotları aralığı, AM CVn yıldızlarında gözlemlenen ultra kısa periyotlara yol açacaktır. Manyetik frenlemenin etkisi altında iki yıldızı yakın bir yörüngeye getirme sürecine manyetik yakalama denir . Bu şekilde oluşan AM CVn yıldızları, minimum periyottan önce veya sonra gözlemlenebilir (donör yıldızın Roche lobunu tam olarak ne zaman doldurduğuna bağlı olarak 5 ila 70 dakika arasında herhangi bir yerde olabilir) ve yüzeylerinde bir miktar hidrojen olduğu varsayılır.
Bir AM CVn durumuna yerleşmeden önce, ikili sistemler birkaç helyum nova püskürmesine uğrayabilir , bunlara V445 Puppis olası bir örnektir. AM CVn sistemleri tek bileşenli karanlık bir alt yıldız nesne haline gelene kadar kütleyi aktarmak için beklenen, ancak onlar neden olabilir mümkündür edilir tip la süpernova , bir olarak bilinen muhtemelen bir alt ışıklı olarak tip .Ia veya IAX .