Jump to content

AM Звезда охотничьих собак

(Перенаправлено со звезды AM CVn )

Звезда AM Canum Venaticorum (звезда AM CVn) — редкий тип катаклизмической переменной звезды, названный в честь звезды типа AM Canum Venaticorum . В этих горячих синих двойных переменных белый карлик аккумулирует бедную водородом материю из компактной звезды-компаньона.

Эти двойные системы имеют чрезвычайно короткие орбитальные периоды (менее одного часа) и необычные спектры, в которых преобладает гелий , при отсутствии или чрезвычайно слабом водороде. По прогнозам, они станут сильными источниками гравитационных волн , достаточно сильными, чтобы их можно было обнаружить с помощью космической антенны лазерного интерферометра (LISA).

Появление

[ редактировать ]

Звезды AM CVn отличаются от большинства других катаклизмических переменных (CV) отсутствием линий водорода в их спектрах. Они показывают широкий континуум, соответствующий горячим звездам со сложными линиями поглощения или излучения. Некоторые звезды демонстрируют линии поглощения и линии излучения в разное время. Давно известно, что звезды AM CVn демонстрируют три типа поведения: состояние вспышки ; состояние высокое ; и низкое состояние . [1]

В состоянии вспышки звезды демонстрируют сильную переменность с периодами 20–40 минут. Звезды V803 Центавра и CR Боэтиса — звезды, демонстрирующие взрывное поведение. [2] Эти звезды иногда демонстрируют более продолжительные, а иногда и немного более яркие сверхвспышки . Интервал между вспышками в среднем больше для звезд с более длинными периодами. Спектры показывают сильные линии поглощения гелия во время вспышек, при этом множество более слабых линий излучения гелия и железа находятся вблизи минимума. Спектральные линии обычно удваиваются, образуя широкие линии поглощения с плоским дном и острые линии излучения с двумя пиками. Это наиболее распространенный тип переменных AM CVn, возможно, потому, что их легче всего обнаружить.

В высоком состоянии звезды демонстрируют изменения блеска в несколько десятых звездной величины с несколькими короткими периодами, меньше или около 20 минут. Сам AM CVn демонстрирует это состояние вместе с другим ярким примером HP Librae . [2] Вариации часто наиболее сильно проявляются при одном или двух периодах, а также периоде биения между ними. Спектры показывают линии поглощения в основном гелия, а высокое состояние названо так потому, что оно похоже на постоянную вспышку.

В низком состоянии изменения яркости нет, но спектры меняются с периодами от 40 минут до примерно часа. GP Comae Berenices — самая известная звезда этого типа. [2] Спектры показывают преимущественно эмиссию, и состояние похоже на постоянный минимум вспыхивающих звезд.

В дополнение к трем стандартным типам переменности звезды с чрезвычайно коротким периодом (< 12 минут) демонстрируют лишь крошечные и очень быстрые изменения блеска. Такое поведение демонстрируют ES Ceti и V407 Vulpeculae . [2]

Звезды, находящиеся в высоком состоянии, постоянно или во время вспышки, часто демонстрируют изменения блеска с довольно постоянным периодом, отличным от орбитального периода. Это изменение блеска имеет большую амплитуду, чем изменение с орбитальным периодом, и известно как сверхгорб . [3]

Системы AM CVn могут показывать затмения , но это случается редко из-за крошечных размеров двух составляющих звезд. [4]

Свойства системы

[ редактировать ]

Системы AM CVn состоят из звезды-белого карлика -аккретора , звезды- донора , состоящей в основном из гелия, и обычно аккреционного диска .

Компоненты

[ редактировать ]

Сверхкороткие орбитальные периоды 10–65 минут указывают на то , что и звезда-донор, и звезда-аккретор являются вырожденными или полувырожденными объектами. [5]

Аккретор всегда представляет собой белый карлик с массой от половины до одной солнечной массы ( 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 выше 100 000 К, возможно, с прямой ударной аккрецией без диска. [6] Светимость аккретора обычно низкая (тусклее, чем абсолютная звездная величина 10), но для некоторых систем с очень коротким периодом и высокими темпами аккреции она может достигать 5-й звездной величины. В большинстве случаев световой поток аккретора заглушается аккреционным диском. [6] [7] Некоторые переменные AM CVn были обнаружены на длинах волн рентгеновского излучения. Они содержат чрезвычайно горячие звезды-аккреторы или возможные горячие точки на аккреторе из-за прямой ударной аккреции. [4]

Звездой-донором потенциально может быть либо гелиевый (или, возможно, гибридный) белый карлик, гелиевая звезда малой массы, либо развитая звезда главной последовательности . [2] В некоторых случаях белый карлик-донор может иметь массу, сравнимую с массой аккретора, хотя она неизбежно несколько ниже даже при первом формировании системы. В большинстве случаев, и особенно к моменту формирования системы AM CVn с невырожденным донором, донор сильно раздет до крошечного гелиевого ядра размером 0,01 M – 0,1 M . По мере удаления звезды-донора она адиабатически (или близко к этому) расширяется, охлаждаясь всего до 10 000–20 000 К. Поэтому звезды-доноры в системах AM CVn практически невидимы, хотя существует возможность обнаружения коричневого карлика или планетарного размера. объект, вращающийся вокруг белого карлика после остановки процесса аккреции. [1]

Аккреционный диск обычно является основным источником видимого излучения. Он может быть таким же ярким, как абсолютная величина 5 в высоком состоянии, чаще всего абсолютная величина 6–8, но на 3–5 звезд тусклее в низком состоянии. Необычные спектры, типичные для систем AM CVn, исходят от аккреционного диска. Диски состоят в основном из гелия звезды-донора. Как и в случае с карликовыми новыми , высокое состояние соответствует более горячему состоянию диска с оптически толстым ионизированным гелием, тогда как в низком состоянии диск более холодный, не ионизированный и прозрачный. [1] Изменчивость сверхгорба обусловлена ​​прецессией эксцентричного аккреционного диска. Период прецессии можно связать с соотношением масс двух звезд, что дает возможность определить массу даже невидимых звезд-доноров. [7]

Орбитальные состояния

[ редактировать ]

Наблюдаемые состояния связаны с четырьмя состояниями бинарной системы: [1]

  • Сверхкороткие орбитальные периоды менее 12 минут не имеют аккреционного диска и свидетельствуют о прямом воздействии аккрецирующего материала на белого карлика или, возможно, имеют очень маленький аккреционный диск.
  • Системы с периодами от 12 до 20 минут образуют большой стабильный аккреционный диск и постоянно возникают во вспышках, сравнимых с безводородными переменными, подобными новым.
  • Системы с периодами 20–40 минут образуют переменные диски, в которых наблюдаются случайные вспышки, сравнимые с безводородными SU UMa типа карликовыми новыми .
  • Системы с орбитальным периодом более 40 минут образуют небольшие стабильные аккреционные диски, сравнимые со покоящимися карликовыми новыми.

Сценарии формирования

[ редактировать ]

В переменной двойной системе AM CVn есть три возможных типа звезд-доноров, хотя аккретором всегда является белый карлик. Каждый тип двойных звезд формируется своим эволюционным путем, хотя все они включают изначально близкие двойные системы 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 белого карлика могут образоваться, когда двойная система, состоящая из белого карлика и гиганта малой массы , проходит фазу общей оболочки (CE). Результатом CE станет двойная двойная система белых карликов. Из-за испускания гравитационного излучения двойная система теряет угловой момент , что приводит к сжатию орбиты двойной системы. Когда период обращения сократится примерно до 5 минут, менее массивный (и более крупный) из двух белых карликов заполнит свою полость Роша и начнет передачу массы своему компаньону. Вскоре после начала массопереноса орбитальная эволюция повернется вспять и двойная орбита расширится. Именно в этой фазе, после минимума периода, наиболее вероятно наблюдать двойную систему. [1]

Аналогичным образом образуются звезды AM CVn с гелиевой звездой-донором , но в этом случае гигант, образующий общую оболочку, более массивен и рождает 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 заполняет свою полость Роша и начинает массоперенос с орбитальным периодом примерно 10 минут. Как и в случае с донором белого карлика, ожидается, что двойная орбита «отскочит» и начнет расширяться вскоре после начала массопереноса, и обычно нам следует наблюдать двойную систему после минимума периода. [1]

Третий тип потенциального донора в системе AM CVn — это эволюционировавшая звезда главной последовательности . В этом случае вторичная звезда не образует общую оболочку, а заполняет свою полость Роша ближе к концу главной последовательности (главной последовательности терминального возраста или TAMS ). Важным компонентом этого сценария является магнитное торможение , которое позволяет эффективно терять угловой момент с орбиты и, следовательно, сильно сжимать орбиту до сверхкоротких периодов. Сценарий весьма чувствителен к начальному орбитальному периоду; если звезда-донор заполнит свою полость Роша слишком задолго до TAMS, орбита сойдётся, но будет отскакивать с периодами 70–80 минут, как обычные CV. Если донор начнет массоперенос слишком долго после TAMS, скорость массопереноса будет высокой и орбита разойдется. 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 действием магнитного торможения называется магнитный захват . Звезды AM CVn, образовавшиеся таким образом, можно наблюдать либо до, либо 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 пережить несколько извержений гелиевых новых которых является V445 Корма , возможным примером . Ожидается, что системы AM CVn будут передавать массу до тех пор, пока один из компонентов не станет темным субзвездным объектом, но возможно, что они могут привести к появлению сверхновой типа Ia , вероятно, досветящейся формы, известной как тип .Ia или Iax . [1]

  1. ^ Jump up to: а б с д и ж г час я Сольхейм, Ж.-Э. (2010). «Звезды AM CVn: статус и проблемы» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 122 (896): 1133–1163. Бибкод : 2010PASP..122.1133S . дои : 10.1086/656680 .
  2. ^ Jump up to: а б с д и ж Нелеманс, Г. (август 2005 г.). «Звезды AM CVn». В Хамери, Ж.-М.; Ласота, Ж.-П. (ред.). Астрофизика катаклизмических переменных и связанных с ними объектов, материалы конференции ASP . Том. 330. Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 27. arXiv : astro-ph/0409676 . Бибкод : 2005ASPC..330...27N . ISBN  1-58381-193-1 .
  3. ^ Паттерсон, Джозеф; Фрид, Роберт Э.; Ри, Роберт; Кемп, Джонатан; Эспайя, Катрин ; Скиллман, Дэвид Р.; Харви, Дэвид А.; о'Донохью, Дарра; Маккормик, Дженни; Велтуис, Фред; Уокер, Стэн; Реттер, Алон; Липкин, Ифтах; Баттерворт, Нил; МакГи, Пэдди; Кук, Льюис М. (2002). «Сверхгорбы в катаклизмических двойных системах. XXI. HP Librae (=EC 15330−1403)» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 114 (791): 65. Бибкод : 2002PASP..114...65P . дои : 10.1086/339450 .
  4. ^ Jump up to: а б Андерсон, Скотт Ф.; Хаггард, Дэрил; Гомер, Ли; Джоши, Нихил Р.; Маргон, Брюс; Сильвестри, Николь М.; Шкоди, Паула; Вулф, Майкл А.; Агол, Эрик; Беккер, Эндрю С.; Хенден, Арне; Холл, Патрик Б.; Кнапп, Джиллиан Р.; Ричмонд, Майкл В.; Шнайдер, Дональд П.; Стинсон, Грегори; Барентин, JC; Брюингтон, Ховард Дж.; Бринкманн, Дж.; Харванек, Майкл; Кляйнман, С.Дж.; Кшесинский, Юрек; Лонг, Дэн; Нильсен-младший, Эрик Х.; Нитта, Ацуко; Снедден, Стефани А. (2005). «Сверхкомпактные двойные файлы AM Canum Venaticorum из Слоановского цифрового обзора неба: три кандидата плюс первая подтвержденная система затмений». Астрономический журнал . 130 (5): 2230. arXiv : astro-ph/0506730 . Бибкод : 2005AJ....130.2230A . дои : 10.1086/491587 . S2CID   18465392 .
  5. ^ Котко И.; Ласота, Ж.-П.; Дубус, Г.; Хамери, Ж.-М. (2012). «Модели звездных вспышек AM Canum Venaticorum». Астрономия и астрофизика . 544 : А13. arXiv : 1205.5999 . Бибкод : 2012A&A...544A..13K . дои : 10.1051/0004-6361/201219156 . S2CID   119291820 .
  6. ^ Jump up to: а б Билдстен, Ларс; Таунсли, Дин М.; Делой, Кристофер Дж.; Нелеманс, Гийс (2006). «Тепловое состояние аккрецирующего белого карлика в двойных системах AM Canum Venaticorum». Астрофизический журнал . 640 (1): 466–473. arXiv : astro-ph/0510652 . Бибкод : 2006ApJ...640..466B . дои : 10.1086/500080 . S2CID   14416275 .
  7. ^ Jump up to: а б Рулофс, ГСГ; Грут, ПиДжей; Бенедикт, ГФ; Макартур, Б.Э.; Стигс, Д.; Моралес-Руэда, Л.; Марш, ТР; Нелеманс, Г. (2007). «Параллаксы AM CVn звезд космического телескопа Хаббл и астрофизические последствия». Астрофизический журнал . 666 (2): 1174. arXiv : 0705.3855 . Бибкод : 2007ApJ...666.1174R . дои : 10.1086/520491 . S2CID   18785732 .
[ редактировать ]
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: f55de9455b76d2c7e14ec4be70dd8cf7__1706051760
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/f5/f7/f55de9455b76d2c7e14ec4be70dd8cf7.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
AM Canum Venaticorum star - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)