Stella AM Canum Venaticorum

En stjerne AM Canum Venaticorum (forkortet til stjerne AM CVn ) er en veldig smal dobbeltstjerne , som består av en hvit dverg i ferd med å akkresjon , og en ytterligere høyt utviklet komponent som frigjør gass til sin følgesvenn. Revolusjonsperioden til disse systemene varierer fra 5 til 65 minutter. Forskjellen med de kataklysmiske variablene består i fravær av hydrogen i partnerens atmosfære og i akkresjonsskiven . Denne typen variable stjerner er oppkalt etter deres prototype, denstjerne AM Canum Venaticorum [1] .

Struktur

AM Canum Venaticorum-stjernene er binære stjerner sammensatt av en hvit dverg og en følgesvenn, som igjen kan være en annen hvit dverg eller en heliumstjerne eller en annen type høyt utviklet stjerne . Ledsageren fyller sin egen Roche-lapp , så noe materiale overføres til den hvite dvergen. På grunn av dens vinkelmomentum , danner materialet som rømmer fra følgesvennen en akkresjonsskive rundt den hvite dvergen. På punktet der strømmen av materie fra donorstjernen møter akkresjonsskiven, bremses og varmes den opp, og produserer stråling . Dette innebærer å modulere lyskurven til systemet med revolusjonsperioden. Et ytterligere tegn på akkresjonsprosessen er små svingninger i lysstyrken som varer noen sekunder. Materien som tilhører akkresjonsskiven mister gradvis sin vinkelmomentum og faller i spiral på den hvite dvergen. Påvirkningen av denne saken på overflaten til den hvite dvergen er en kilde til røntgenstråler [2] . I systemer som ES Ceti, på grunn av den ekstreme nærheten mellom de to komponentene, kunne materie strømme direkte inn på den hvite dvergen uten å lage en akkresjonsskive [3] .

Klassifisering

AM Canum Venaticorum-stjerner er for det meste klassifisert på grunnlag av lengden på omløpsperioden [4] :

• Systemer med en periode på mer enn 40 minutter er preget av liten utveksling av materiale. Akkresjonsskivene er tynne og spekteret domineres av heliumutslippslinjene . Variabiliteten er lite markert og denne typen AM CVn-stjerner er ofte vanskelige å oppdage.
• Systemer med en periode på mindre enn 20 minutter er preget av store masseoverføringer og tykke akkresjonsskiver. Spektrene deres domineres av brede heliumabsorpsjonslinjer . Lyskurven antar en sinuoidal form med perioder litt lengre enn den orbitale. Disse variasjonene er trolig forårsaket av den elliptiske akkresjonsskiven som roterer rundt den hvite dvergen.
• Systemer med en periode mellom 20 og 40 minutter viser endringer i lysstyrke med amplituder mellom 3 og 5 størrelser , lik de for dvergnovaer og kataklysmiske variabler. Disse eksplosjonene varer i noen uker og gjentar seg uregelmessig over noen måneder.

Termonukleære eksplosjoner

Normale utbrudd av AM CVn-stjerner ligner de fra dvergnovaer. I dem antar akkresjonsskiven vekselvis to forskjellige tilstander. I aktiv tilstand når gassen i skiven en kritisk temperatur som forårsaker en endring i viskositet og en økning i friksjon, som igjen fører til kollaps på den hvite dvergen med påfølgende frigjøring av en stor mengde gravitasjonspotensialenergi . På dette tidspunktet tømmes disken og går inn i tilstanden med lav aktivitet , der bare en beskjeden mengde materie overføres til den hvite dvergen, inntil disken fylles opp igjen og syklusen begynner på nytt [5] .

AM CVn-stjerner kan også vise utbrudd som ligner på klassiske novaer . Men mens det i novae er detonasjonen av hydrogenet som overføres fra skiven til overflaten av den hvite dvergen som forårsaker eksplosjonen, i AM CVn-systemene er det overførte materialet som forårsaker eksplosjonen helium. Slike typer eksplosjoner forekommer vanligvis i kortvarige systemer. Under disse eksplosjonene kan svært tunge grunnstoffer , opptil 56 Ni , dannes gjennom termonukleære reaksjoner .

Trening

Tre forskjellige måter å danne AM CVn-systemer er kjent [6] :

• Ifølge den første måten befinner den hvite dvergen seg i atmosfæren til sin utviklede følgesvenn. Den resulterende friksjonen fører til en ytterligere tilnærming mellom de to stjernene og tap av følgesvennens atmosfære, som til slutt utvikler seg til en andre hvit dverg. Resultatet er et par veldig nære hvite dverger, der det er en masseoverføring fra primær til sekundær. Når den hvite donordvergen mister masse, utvider den seg siden radiusen hos hvite dverger er omvendt proporsjonal med kuberoten til massen. I tillegg forlenges omløpsperioden.
• Ifølge den andre måten er den hvite dvergen i utgangspunktet gravitasjonsmessig knyttet til en heliumstjerne som gir den materiale. Når en tilstrekkelig mengde helium overføres til overflaten av den hvite dvergen, stopper sammensmeltingen av helium. Heliumstjernen degenererer da også til en hvit dverg. Samtidig forkortes omløpstiden til 10 minutter. Donorstjernen, forvandlet til en hvit dverg, fortsetter å gi materiale til sin følgesvenn, slik at omløpsperioden forlenges igjen.
• Ifølge den tredje måten begynner systemdannelsesprosessen med en normal kataklysmisk variabel, der giverstjernen, når den forlater hovedsekvensen, begynner å overføre masse til den hvite dvergen. Denne overføringen fortsetter til giverstjernens hydrogenkonvolutt er oppbrukt. Denne blir da en heliumstjerne, som fortsetter å overføre materie til den hvite dvergen. Bare en liten prosentandel av den overførte massen består av hydrogen. Omløpsperioden er kontekstuelt forkortet fra én time til ca. 10 minutter.

I alle tre scenariene er dannelsen av et AM CVn-system drevet av forplantningen av gravitasjonsbølger , som sprer vinkelmomentet til systemet. Forplantningen av gravitasjonsbølger, på grunn av nærheten mellom de to komponentene, bør være sterk nok til å kunne detekteres av astronomiske satellitter som LISA .

Merknader

1. ^ G. Nelemans, Ultracompact binære stjerner ( PDF ), i Physics Today , vol. 59, 2006, s. 26-31. Hentet 2011-09-06 .
2. ^ D. Levitan et al, PTF1 J071912.13 + 485834.0: An outbursting AM CVn system discovered by a synoptic survey , 2011. Retrieved 06-09-2011 .
3. ^ EM Sion, AP Linnell, P. Godon, R.-L. Ballouz, The Hot Components of AM CVn Helium Cataclysmics , i Astrophysical Journal , 2011. Hentet 06-09-2011 .
4. ^ L. Bildsten, KJ Shen, NN Weinberg, G- Nelemans, Faint Thermonuclear Supernovae fra AM Canum Venaticorum Binaries , i The Astrophysical Journal , vol. 662, 2007, s. L95-L98, DOI : 10.1086 / 519489 . Hentet 2011-09-07 .
5. ^ G. Nelemans et al., The astrophysics of ultra-compact binaries , 2009. Hentet 08-09-2011 .
6. ^ GHA Roelofs, G. Nelemans, PJ Groot, Populasjonen av AM CVn-stjerner fra Sloan Digital Sky Survey , i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 382, 2007, s. 685-692, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2007.12451.x . Hentet 2011-09-09 .