Stella AM Canum Venaticorum
O stea AM Canum Venaticorum (prescurtată ca stea AM CVn ) este o stea binară foarte îngustă, alcătuită dintr-o pitică albă în procesul de acumulare și o componentă foarte evoluată care degajă gazul însoțitorului său. Perioada de revoluție a acestor sisteme variază de la 5 la 65 de minute. Diferența cu variabilele cataclismice constă în absența hidrogenului în atmosfera partenerului și în discul de acumulare . Acest tip de stele variabile poartă numele prototipului lor, steaua AM Canum Venaticorum [1] .
Structura
Stelele AM Canum Venaticorum sunt stele binare compuse dintr-o pitică albă și un însoțitor, care la rândul său poate fi un alt pitic alb sau o stea cu heliu sau un alt tip de stea foarte evoluată . Tovarășul își umple propriul lob Roche , astfel încât o parte din material este transferată piticului alb. Datorită impulsului său unghiular, materialul care iese din însoțitor formează un disc de acumulare în jurul piticului alb. În punctul în care fluxul de materie de la steaua donatoare se întâlnește cu discul de acumulare, acesta este frânat și încălzit, producând radiații . Aceasta implică modularea curbei de lumină a sistemului cu perioada de revoluție. Un alt semn al procesului de acumulare este micile fluctuații ale luminozității care durează câteva secunde. Materia aparținând discului de acumulare își pierde progresiv impulsul unghiular și cade în spirală pe pitica albă. Impactul acestei materii asupra suprafeței piticii albe este o sursă de raze X [2] . În sisteme precum ES Ceti, datorită apropierii extreme dintre cele două componente, materia ar putea curge direct pe pitica albă fără a crea un disc de acumulare [3] .
Clasificare
Stelele AM Canum Venaticorum sunt în mare parte clasificate pe baza lungimii perioadei orbitale [4] :
- Sistemele cu o perioadă mai mare de 40 de minute sunt caracterizate de un schimb redus de material. Discurile de acumulare sunt subțiri, iar spectrul este dominat de liniile de emisie de heliu . Variabilitatea nu este foarte marcată și acest tip de stele AM CVn sunt adesea dificil de detectat.
- Sistemele cu o perioadă mai mică de 20 de minute se caracterizează prin transferuri mari de masă și discuri groase de acumulare. Spectrele lor sunt dominate de linii largi de absorbție a heliului. Curba luminii își asumă o formă sinuoidală cu perioade puțin mai lungi decât cea orbitală. Aceste variații sunt cauzate în mod plauzibil de discul de acreție eliptică care se rotește în jurul piticului alb.
- Sistemele cu o perioadă cuprinsă între 20 și 40 de minute prezintă modificări ale luminozității cu amplitudini cuprinse între 3 și 5 magnitudini , similare cu cele ale noilor pitice și ale variabilelor cataclismice. Aceste explozii durează câteva săptămâni și se repetă neregulat în câteva luni.
Explozii termonucleare
Rafale normale de stele AM CVn seamănă cu cele ale noilor pitice. În ele, discul de acumulare își asumă alternativ două stări diferite. În starea activă , gazul din disc atinge o temperatură critică care determină o schimbare a vâscozității și o creștere a frecării, care, la rândul său, duce la o prăbușire a piticului alb cu eliberarea consecventă a unei cantități mari de energie potențială gravitațională . În acest moment, discul se golește intrând astfel în starea de activitate scăzută , în care doar o cantitate modestă de materie este transferată către pitica albă, până când discul se umple din nou și ciclul începe din nou [5] .
Stelele AM CVn pot prezenta, de asemenea, rafale similare cu cele ale clasicelor novae . Cu toate acestea, în timp ce în novae este detonarea hidrogenului transferat de pe disc pe suprafața piticii albe care provoacă explozia, în sistemele AM CVn materialul transferat care provoacă explozia este heliul. Astfel de tipuri de explozii apar de obicei în sisteme de perioadă scurtă. În timpul acestor explozii, elemente foarte grele, de până la 56 Ni, pot fi create prin reacții termonucleare .
Formare
Sunt cunoscute trei moduri diferite de formare a sistemelor AM CVn [6] :
- Potrivit primului mod, pitica albă se găsește în atmosfera partenerului său evoluat. Fricțiunea rezultată duce la o abordare suplimentară între cele două stele și o pierdere a atmosferei companionului, care în cele din urmă evoluează într-un al doilea pitic alb. Rezultatul este o pereche de pitici albi foarte apropiați, în care există un transfer de masă de la primar la secundar. Pe măsură ce piticul alb donator își pierde masa, acesta se extinde, deoarece la piticii albi raza este invers proporțională cu rădăcina cubică a masei. În plus, perioada orbitală este prelungită.
- Conform celei de-a doua modalități, inițial pitica albă este legată gravitațional de o stea cu heliu care îi conferă material. Când o cantitate suficientă de heliu este transferată pe suprafața piticii albe, fuziunea heliului se oprește. Steaua cu heliu degenerează apoi și într-o pitică albă. În același timp, perioada orbitală este scurtată la 10 minute. Steaua donatoare, transformată într-o pitică albă, continuă să cedeze material însoțitorului său, astfel încât perioada orbitală să se prelungească din nou.
- Conform celei de-a treia modalități, procesul de formare a sistemului începe cu o variabilă cataclismică normală, în care steaua donatoare, odată ce iese din secvența principală, începe să transfere masa către pitica albă. Acest transfer continuă până când învelișul de hidrogen al stelei donatoare este epuizat. Aceasta devine apoi o stea cu heliu, care continuă să transfere materia către pitica albă. Doar un mic procent din masa transferată este compus din hidrogen. Perioada orbitală este scurtată contextual de la o oră la aproximativ 10 minute.
În toate cele trei scenarii, formarea unui sistem AM CVn este condusă de propagarea undelor gravitaționale , care disipează impulsul unghiular al sistemului. Propagarea undelor gravitaționale, datorită apropierii dintre cele două componente, ar trebui să fie suficient de puternică pentru a putea fi detectată de sateliții astronomici precum LISA .
Notă
- ^ G. Nelemans, Stele binare ultracompacte ( PDF ), în Physics Today , vol. 59, 2006, pp. 26-31. Adus 06-09-2011 .
- ^ D. Levitan și colab., PTF1 J071912.13 + 485834.0: Un sistem AM CVn izbucnit descoperit de un sondaj sinoptic , 2011. Accesat la 06-09-2011 .
- ^ EM Sion, AP Linnell, P. Godon, R.-L. Ballouz, The Hot Components of AM CVn Helium Cataclysmics , în Astrophysical Journal , 2011. Accesat la 09.06.2011 .
- ^ L. Bildsten, KJ Shen, NN Weinberg, G- Nelemans, Faint Thermonuclear Supernovae from AM Canum Venaticorum Binaries , în The Astrophysical Journal , vol. 662, 2007, pp. L95-L98, DOI : 10.1086 / 519489 . Adus 07-09-2011 .
- ^ G. Nelemans și colab., The astrophysics of ultra-compact binaries , 2009. Accesat la 08-09-2011 .
- ^ GHA Roelofs, G. Nelemans, PJ Groot, Populația AM CVn stele din Sloan Digital Sky Survey , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 382, 2007, pp. 685-692, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2007.12451.x . Adus 09-09-2011 .
