Stella AM Canum Venaticorum
Una estrella AM Canum Venaticorum (abreviada como estrella AM CVn ) es una estrella binaria muy estrecha, formada por una enana blanca en proceso de acreción , y un componente adicional altamente evolucionado que emite gas a su compañera. El período de revolución de estos sistemas varía de 5 a 65 minutos. La diferencia con las variables cataclísmicas consiste en la ausencia de hidrógeno en la atmósfera del compañero y en el disco de acreción . Este tipo de estrellas variables lleva el nombre de su prototipo, la estrella AM Canum Venaticorum [1] .
Estructura
Las estrellas AM Canum Venaticorum son estrellas binarias compuestas por una enana blanca y una compañera, que a su vez puede ser otra enana blanca o una estrella de helio u otro tipo de estrella altamente evolucionada . La compañera llena su propio lóbulo de Roche , por lo que se transfiere algo de material a la enana blanca. Debido a su momento angular, el material que se escapa del compañero forma un disco de acreción alrededor de la enana blanca. En el punto donde el flujo de materia de la estrella donante se encuentra con el disco de acreción, se frena y calienta, produciendo radiación . Esto implica modular la curva de luz del sistema con el período de revolución. Otro signo del proceso de acreción son las pequeñas fluctuaciones en el brillo que duran unos segundos. La materia perteneciente al disco de acreción pierde progresivamente su momento angular y cae en espiral sobre la enana blanca. El impacto de esta materia con la superficie de la enana blanca es una fuente de rayos X [2] . En sistemas como el de ES Ceti, debido a la extrema proximidad entre los dos componentes, la materia podría fluir directamente hacia la enana blanca sin crear un disco de acreción [3] .
Clasificación
Las estrellas AM Canum Venaticorum se clasifican principalmente en función de la duración del período orbital [4] :
- Los sistemas con un período de más de 40 minutos se caracterizan por un escaso intercambio de material. Los discos de acreción son delgados y el espectro está dominado por las líneas de emisión de helio . La variabilidad no es muy marcada y este tipo de estrellas AM CVn suelen ser difíciles de detectar.
- Los sistemas con un período de menos de 20 minutos se caracterizan por grandes transferencias de masa y discos de acreción gruesos. Sus espectros están dominados por amplias líneas de absorción de helio. La curva de luz asume una forma sinuoidal con períodos ligeramente más largos que la orbital. Estas variaciones son causadas plausiblemente por el disco de acreción elíptico que gira alrededor de la enana blanca.
- Los sistemas con un período entre 20 y 40 minutos presentan cambios de brillo con amplitudes entre 3 y 5 magnitudes , similares a las de las novas enanas y variables cataclísmicas. Estas explosiones duran unas pocas semanas y se repiten de forma irregular durante unos meses.
Explosiones termonucleares
Los estallidos normales de estrellas AM CVn se parecen a los de las novas enanas. En ellos, el disco de acreción asume alternativamente dos estados diferentes. En estado activo , el gas del disco alcanza una temperatura crítica que provoca un cambio de viscosidad y un aumento de la fricción, lo que a su vez conduce a un colapso de la enana blanca con la consiguiente liberación de una gran cantidad de energía potencial gravitacional . En este punto el disco se vacía entrando así en el estado de baja actividad , en el que solo se transfiere una modesta cantidad de materia a la enana blanca, hasta que el disco se llena de nuevo y el ciclo comienza de nuevo [5] .
Las estrellas AM CVn también pueden exhibir ráfagas similares a las de las novas clásicas. Sin embargo, mientras que en las novas es la detonación del hidrógeno transferido desde el disco a la superficie de la enana blanca lo que provoca la explosión, en los sistemas AM CVn el material transferido que provoca la explosión es el helio. Estos tipos de explosiones suelen producirse en sistemas de corta duración. Durante estas explosiones, se pueden crear elementos muy pesados, hasta 56 Ni, a través de reacciones termonucleares .
Formación
Se conocen tres formas diferentes de formar sistemas AM CVn [6] :
- Según la primera forma, la enana blanca se encuentra en la atmósfera de su compañera evolucionada. La fricción resultante conduce a un mayor acercamiento entre las dos estrellas y una pérdida de la atmósfera de la compañera, que eventualmente se convierte en una segunda enana blanca. El resultado es un par de enanas blancas muy cercanas, en las que hay una transferencia de masa de la primaria a la secundaria. A medida que la enana blanca donante pierde masa, se expande ya que en las enanas blancas el radio es inversamente proporcional a la raíz cúbica de la masa. Además, se alarga el período orbital.
- Según la segunda forma, inicialmente la enana blanca está ligada gravitacionalmente a una estrella de helio que le da material. Cuando se transfiere una cantidad suficiente de helio a la superficie de la enana blanca, la fusión del helio se detiene. La estrella de helio también degenera en una enana blanca. Al mismo tiempo, el período orbital se reduce a 10 minutos. La estrella donante, transformada en una enana blanca, sigue cediendo material a su compañera, por lo que el período orbital se vuelve a alargar.
- Según la tercera vía, el proceso de formación del sistema comienza con una variable cataclísmica normal, en la que la estrella donante, una vez que sale de la secuencia principal, comienza a transferir masa a la enana blanca. Esta transferencia continúa hasta que se agota la envoltura de hidrógeno de la estrella donante. Esto luego se convierte en una estrella de helio, que continúa transfiriendo materia a la enana blanca. Solo un pequeño porcentaje de la masa transferida está compuesta de hidrógeno. El período orbital se acorta contextualmente de una hora a aproximadamente 10 minutos.
En los tres escenarios, la formación de un sistema AM CVn es impulsada por la propagación de ondas gravitacionales , que disipan el momento angular del sistema. La propagación de ondas gravitacionales, debido a la proximidad entre los dos componentes, debe ser lo suficientemente fuerte como para ser detectada por satélites astronómicos como LISA .
Nota
- ^ G. Nelemans, Estrellas binarias ultracompactas ( PDF ), en Physics Today , vol. 59, 2006, págs. 26-31. Consultado el 6 de septiembre de 2011 .
- ^ D. Levitan et al, PTF1 J071912.13 + 485834.0: Un sistema AM CVn explosivo descubierto por una encuesta sinóptica , 2011. Consultado el 09/06/2011 .
- ^ EM Sion, AP Linnell, P. Godon, R.-L. Ballouz, The Hot Components of AM CVn Helium Cataclysmics , en Astrophysical Journal , 2011. Consultado el 9 de junio de 2011 .
- ^ L. Bildsten, KJ Shen, NN Weinberg, G- Nelemans, Supernovas termonucleares débiles de AM Canum Venaticorum Binaries , en The Astrophysical Journal , vol. 662, 2007, págs. L95-L98, DOI : 10.1086 / 519489 . Consultado el 7 de septiembre de 2011 .
- ^ G. Nelemans et al., La astrofísica de binarios ultracompactos , 2009. Consultado el 8 de septiembre de 2011 .
- ^ GHA Roelofs, G. Nelemans, PJ Groot, La población de estrellas AM CVn de Sloan Digital Sky Survey , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 382, 2007, págs. 685-692, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2007.12451.x . Consultado el 9 de septiembre de 2011 .
