Las estrellas AM Canum Venaticorum o estrellas AM CVn son un tipo raro de estrella variable cataclísmica que lleva el nombre de su prototipo, AM Canis Venaticorum . Estas variables son sistemas muy cercanos de una enana blanca y una estrella de helio u otra enana blanca. Forman un sistema binario cerrado semiseparado en el que la materia de la estrella se acumula en la enana blanca. Los períodos orbitales de estos sistemas también son muy cortos, típicamente menos de una hora. Estas estrellas carecen de hidrógeno, pero son ricas en helio ., y, en consecuencia, las líneas de helio son fuertes en sus espectros. Estos objetos también deben ser fuentes de radiación gravitatoria , probablemente lo suficientemente fuertes como para ser detectadas por un interferómetro láser espacial como, por ejemplo, LISA [1] [2] .
A partir de 2018, había 56 estrellas AM Canis Beagle conocidas con períodos orbitales que oscilaban entre 6 y 65 minutos. Los sistemas con diferentes períodos tienen diferentes propiedades [2] [3] :
Las estrellas de tipo Canis AM difieren de la mayoría de las otras variables cataclísmicas en la ausencia de líneas de hidrógeno en sus espectros . Muestran un amplio continuo que corresponde a estrellas calientes con líneas complejas de absorción o emisión. Algunas estrellas muestran líneas de absorción y líneas de emisión en diferentes momentos. Las estrellas de tipo Canis AM tienen tres tipos de comportamiento: estado de llamarada ; estado de alta energía ; y estado de baja energía [5] .
En el estado de estallido , las estrellas muestran una fuerte variabilidad con periodos de 20-40 minutos. Las estrellas con estados similares son V803 Centauri y CR Bootes [6] . Estas estrellas a veces muestran destellos largos y brillantes. El intervalo entre arrebatos, en promedio, es más largo cuanto más largo es el período de rotación de las estrellas. Sus espectros muestran fuertes líneas de absorción de helio durante las llamaradas, con muchas líneas débiles de emisión de helio y hierro cerca del mínimo. Las líneas espectrales, por regla general, son dobles y forman líneas de absorción anchas y planas y líneas de emisión agudas de doble joroba. Este es el tipo más común de variable de tipo Canine AM , quizás porque son los más fáciles de detectar.
En un estado de alta energía , las estrellas muestran variaciones en el brillo de unas pocas décimas de magnitud durante varios períodos cortos, menos o alrededor de 20 minutos. AM Canis se acosa a sí misma , junto con otra estrella brillante HP Libra , muestra un comportamiento similar [6] . Las líneas de absorción en el espectro son en su mayoría helio, y el estado se denomina de alta energía , ya que es similar a un estado de destello permanente.
En el estado de baja energía , no hay cambio en el brillo, pero los espectros cambian con un período de 40 minutos a una hora. GP Volos Veronica es la estrella más conocida de este tipo [6] . Los espectros son básicamente espectros de emisión y su estado es similar al mínimo constante del estado de llamarada .
Además de los tres tipos estándar de variabilidad, hay estrellas con períodos extremadamente cortos (<12 minutos) durante los cuales muestran cambios de brillo muy pequeños y muy rápidos. ES Kita y V407 Chanterelle muestran un comportamiento similar [6] .
Las estrellas en un estado de alta energía , ya sea de forma continua o durante un estallido, a menudo muestran cambios en el brillo con un período constante diferente del período orbital. Este cambio de brillo tiene una amplitud mayor que las variaciones asociadas con el período orbital y se conocen como superjorobas en la curva de luz [7] . Es posible que esto se deba a eclipses en el sistema, pero es imposible decir con certeza que sea así, debido al diminuto tamaño del sistema estelar [8] .
Las estrellas tipo Hounds AM consisten en una enana blanca acretora , una estrella donante compuesta principalmente de helio , y típicamente tienen un disco de acreción .
Los períodos orbitales ultracortos (10-65 minutos) muestran que tanto la estrella donante como la estrella acrectora son objetos degenerados o semidegenerados [9] . El acretor siempre es una enana blanca con una masa de aproximadamente la mitad de M ⊙ a uno M ⊙ . Por norma general tienen una temperatura de 10.000-20.000 K , aunque en algunos casos puede ser superior. Se han sugerido temperaturas superiores a 100.000 K para algunas estrellas (por ejemplo, ES Ceti ) en las que puede haber un efecto directo de acreción , sin disco [10] . La luminosidad del acretor es generalmente baja (dimmer en magnitud absoluta 10 m ), pero para algunos sistemas con períodos muy cortos y altas tasas de acreción puede alcanzar la 5ª magnitud. En la mayoría de los casos, la luz de una estrella acretora es oscurecida por un disco de acreción [10] [11] . Se han detectado varias variables de tipo AM Hounds en el rango de longitud de onda de los rayos X. Contienen estrellas acretoras muy calientes o es posible que las estrellas acretoras tengan puntos calientes en su superficie debido al efecto directo de la acreción [8] .
La estrella donante podría ser una enana blanca de helio , una estrella de helio de baja masa o una estrella de secuencia principal evolucionada [6] . En algunos casos, la enana blanca donante puede tener una masa comparable a la de la acretora , aunque inevitablemente algo menor, incluso si el sistema se encuentra en la primera fase de formación. En la mayoría de los casos, y en particular cuando ya se había formado el sistema tipo Hounds AM , el donante había sido severamente reducido a un diminuto núcleo de helio con una masa de 0.01 M ⊙ - 0.1 M ⊙ . Tan pronto como la estrella donante es "arrancada", comienza a expandirse adiabáticamente (o cerca de ella), enfriándose a temperaturas de solo 1-2 mil K. Por lo tanto, las estrellas donantes en sistemas como AM Hounds of the Dog se vuelven invisibles, aunque es posible detectar una enana marrón o un objeto del tamaño de un planeta orbitando una enana blanca una vez que se detiene el proceso de acreción [5] .
El disco de acreción suele ser la principal fuente de radiación visible . Puede alcanzar una luminosidad de 5 m en valor absoluto en el estado de alta energía (aunque los valores de 6 m −8 m en valor absoluto son más típicos ), y 3-5 m de atenuación en el estado de baja energía . Los espectros inusuales típicos de los sistemas AM Canis-Hound provienen del disco de acreción . Los discos están compuestos principalmente de helio de una estrella donante . Como en el caso de las novas enanas , el estado de alta energía corresponde a un disco caliente de helio ionizado , que es ópticamente opaco, mientras que en el estado de baja energía el disco es más frío, no ionizado y transparente [5] . La aparición de superjorobas en la curva de luz está asociada con la precesión del disco de acreción . El período de precesión se puede relacionar con la proporción de las masas de dos estrellas, lo que permite determinar la masa incluso de estrellas donantes invisibles [11] .
Los parámetros orbitales observados se han asociado con cuatro tipos de sistemas [5] :
Hay tres posibles tipos de estrellas donantes en los sistemas AM Canis-Hound , aunque el acretor es siempre una enana blanca . Cada uno de los tres tipos de estrellas donantes sigue su propio camino evolutivo, aunque todas ellas formaron originalmente parte de un sistema binario y pasaron por una secuencia de fases con una o más envolturas comunes a medida que las estrellas evolucionaron y abandonaron la secuencia principal [5] . Las estrellas de tipo Canis AM con una enana blanca donante se pueden formar cuando una estrella binaria que consta de una enana blanca y un gigante de baja masa pasa por la etapa de envoltura común. El resultado de esto sería una enana blanca binaria . A través de la emisión de radiación gravitacional , el sistema binario pierde momento angular , lo que resulta en un acortamiento de la órbita. Cuando el período orbital se reduzca a unos 5 minutos, la menos masiva (y la más grande) de las dos enanas blancas llenará su lóbulo de Roche y comenzará a transferir masa a su compañera. Poco después de que comience la transferencia de masa, se desarrollará la evolución orbital y la órbita del sistema se expandirá. Es en esta fase, después de un período de mínimo, que es probable que el sistema se observe como una variable tipo AM Canis-Hound [5] .
Las estrellas de tipo Canis AM con una estrella donante de helio se forman de manera similar, pero en este caso la capa común es más masiva y es producida por una estrella de helio en lugar de una enana blanca . Una estrella de helio es más grande que una enana blanca , y cuando la radiación gravitacional hace que las dos estrellas entren en contacto, la estrella de helio llenará su lóbulo de Roche y comenzará la transferencia de masa a la enana blanca , con un período orbital de unos 10 minutos. Al igual que con la enana blanca donante , se espera que la órbita de la binaria comience a expandirse poco después del inicio de la transferencia de masa, y deberíamos observar la estrella como un sistema AM Canis-Hound después del final del período mínimo [5] .
El tercer tipo de donante potencial en el sistema tipo Canis Hounds AM es una estrella de secuencia principal evolucionada . En este caso, la segunda estrella llena el lóbulo de Roche en la etapa final de evolución de la secuencia principal . Un elemento importante de este escenario es el arrastre magnético , que permite una pérdida eficiente del momento angular y, por lo tanto, conduce a una fuerte compresión orbital hasta períodos de tiempo ultracortos. El escenario es bastante sensible al período orbital inicial; si la estrella donante llena su lóbulo de Roche mucho antes de la etapa final de evolución en la secuencia principal , entonces la órbita, por supuesto, convergerá, pero el sistema "rebotará" y los períodos caerán en el rango de 70-80 minutos , como en las variables cataclísmicas ordinarias . Si el donante comienza la transferencia de masa demasiado tarde, después de haber entrado en las etapas finales de la evolución estelar, la tasa de transferencia de masa será alta y la órbita divergirá. Sólo una estrecha gama de períodos iniciales daría como resultado los períodos ultracortos observados en las estrellas AM Canis Veni . El proceso de acercamiento de dos estrellas en órbitas cercanas bajo la influencia del frenado magnético se llama captura magnética . Las estrellas de tipo Canis AM formadas de esta manera se pueden observar antes o después del período mínimo (que puede oscilar entre 5 y 70 minutos, dependiendo de cuándo la estrella donante llena el lóbulo de Roche ). También se supone que, en este caso, se encontrará una cierta cantidad de hidrógeno en la superficie de la estrella donante y acretor [5] [6] .
Antes de que la estrella deje de ser un Canis Hound AM , el sistema binario puede experimentar varios estallidos de nova de helio ( 445 Korma como ejemplo). Sistemas como AM Hounds of the Dogs llevarán a cabo la transferencia de masa hasta que uno de los componentes se convierta en un objeto subestelar oscuro . Pero también es posible que la transferencia de masa lleve a superar el límite de Chandrasekhar y, como resultado, a la explosión de una supernova de tipo Ia o IAX [5] .
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