Étoile AM Canum Venaticorum - AM Canum Venaticorum star
Une étoile AM Canum Venaticorum ( étoile AM CVn), est un type rare d' étoile variable cataclysmique nommé d'après leur étoile type, AM Canum Venaticorum . Dans ces variables binaires bleu chaud , une naine blanche accrétère de la matière pauvre en hydrogène d'une étoile compagne compacte.
Ces binaires ont des périodes orbitales extrêmement courtes (plus courtes qu'environ une heure) et ont des spectres inhabituels dominés par l' hélium avec de l'hydrogène absent ou extrêmement faible. Ils devraient être de fortes sources d' ondes gravitationnelles , suffisamment fortes pour être détectées avec l' antenne spatiale à interféromètre laser (LISA).
Apparence
Les étoiles AM CVn diffèrent de la plupart des autres variables cataclysmiques (CV) par l'absence de raies d'hydrogène dans leurs spectres. Ils montrent un large continuum correspondant à des étoiles chaudes avec des raies d'absorption ou d'émission complexes. Certaines étoiles présentent des raies d'absorption et des raies d'émission à des moments différents. On sait depuis longtemps que les étoiles AM CVn présentent trois types de comportement: un état explosif ; un état élevé ; et un état bas .
Dans l'état d'éclatement, les étoiles montrent une forte variabilité avec des périodes de 20 à 40 minutes. Les étoiles V803 Centauri et CR Boötis sont des étoiles au comportement explosif . Ces étoiles montrent parfois des super - explosions plus longues et parfois un peu plus brillantes . L'intervalle entre les explosions est en moyenne plus long pour les étoiles avec des périodes plus longues. Les spectres montrent de fortes raies d'absorption d'hélium pendant les explosions, avec de nombreuses raies d'émission plus faibles d'hélium et de fer proches du minimum. Les raies spectrales sont généralement doublées, produisant de larges raies d'absorption à fond plat et des raies d'émission à double pic pointues. Il s'agit du type de variable AM CVn le plus courant, probablement parce qu'ils sont les plus faciles à détecter.
À l'état haut, les étoiles présentent des variations de luminosité de quelques dixièmes de magnitude avec plusieurs courtes périodes, inférieures ou d'environ 20 minutes. AM CVn lui-même montre cet état, ainsi que l'autre exemple brillant HP Librae . Les variations se produisent souvent le plus fortement avec une ou deux périodes et la période de battement entre elles. Les spectres montrent des raies d'absorption principalement d'hélium, et l'état haut est ainsi nommé car il est similaire à une explosion permanente.
A l'état bas, il n'y a pas de variation de luminosité mais les spectres varient avec des périodes de plus de 40 minutes jusqu'à environ une heure. GP Comae Berenices est la star la plus connue de ce type. Les spectres montrent principalement des émissions et l'état est similaire à un minimum permanent d'étoiles en explosion.
En plus des trois types standard de variabilité, les étoiles à période extrêmement courte (<12 minutes) ne présentent que de minuscules variations de luminosité très rapides. ES Ceti et V407 Vulpeculae montrent ce comportement.
Les étoiles à l'état haut, en permanence ou lors d'une explosion, présentent souvent des variations de luminosité avec une période assez cohérente différente de la période orbitale. Cette variation de luminosité a une amplitude plus grande que la variation avec la période orbitale et est connue sous le nom de superhump .
Il est possible que les systèmes AM CVn présentent des éclipses , mais cela est rare en raison de la petite taille des étoiles à deux composants.
Propriétés du système
Les systèmes AM CVn sont constitués d'une étoile naine blanche accréteur , d'une étoile donneuse constituée principalement d'hélium et généralement d'un disque d'accrétion .
Les composants
Les périodes orbitales ultra-courtes de 10 à 65 minutes indiquent que l'étoile donneuse et l'étoile accréteur sont des objets dégénérés ou semi-dégénérés.
L'accréteur est toujours une naine blanche, avec une masse comprise entre environ la moitié et une masse solaire ( M ☉ ). En général, ils ont des températures de 10 000 à 20 000 K, bien que dans certains cas, cela puisse être plus élevé. Des températures supérieures à 100 000 K ont été proposées pour certaines étoiles (par exemple ES Ceti), éventuellement avec accrétion par impact direct sans disque. La luminosité de l'accréteur est généralement faible (plus faible que la magnitude absolue 10), mais pour certains systèmes à très courte période avec des taux d'accrétion élevés, elle peut atteindre la 5ème magnitude. Dans la plupart des cas, la sortie lumineuse de l'accréteur est submergée par le disque d'accrétion. Certaines variables AM CVn ont été détectées aux longueurs d'onde des rayons X. Ceux-ci contiennent des étoiles d'accréteur extrêmement chaudes, ou d'éventuels points chauds sur l'accréteur en raison de l'accrétion par impact direct.
L'étoile donneuse peut être soit une naine blanche d'hélium (ou éventuellement hybride), une étoile d'hélium de faible masse ou une étoile de séquence principale évoluée . Dans certains cas, une naine blanche donneuse peut avoir une masse comparable à celle de l'accréteur bien qu'elle soit inévitablement un peu plus faible même lorsque le système se forme pour la première fois. Dans la plupart des cas, et en particulier au moment où un système AM CVn se forme avec un donneur non dégénéré, le donneur a été fortement réduit à un minuscule noyau d'hélium de 0,01 M ☉ - 0,1 M ☉ . Au fur et à mesure que l'étoile donneuse est dépouillée, elle se dilate adiabatiquement (ou près d'elle), se refroidissant à seulement 10 000–20 000 K. Par conséquent, les étoiles donneuses dans les systèmes AM CVn sont effectivement invisibles, bien qu'il y ait la possibilité de détecter une naine brune ou une planète de la taille objet en orbite autour d'une naine blanche une fois le processus d'accrétion arrêté.
Le disque d'accrétion est généralement la principale source de rayonnement visible. Elle peut être aussi brillante que la magnitude absolue 5 à l'état haut, plus généralement la magnitude absolue 6–8, mais 3–5 magnitudes plus faibles à l'état bas. Les spectres inhabituels typiques des systèmes AM CVn proviennent du disque d'accrétion. Les disques sont principalement constitués d'hélium de l'étoile donneuse. Comme pour les novae naines , l'état haut correspond à un état de disque plus chaud avec de l'hélium ionisé optiquement épais, tandis qu'à l'état bas, le disque est plus froid, non ionisé et transparent. La variabilité de la superhump est due à un disque d'accrétion excentrique précessant. La période de précession peut être liée au rapport des masses des deux étoiles, ce qui permet de déterminer la masse d'étoiles donneuses même invisibles.
États orbitaux
Les états observés ont été liés à quatre états du système binaire:
- Les périodes orbitales ultracourtes inférieures à 12 minutes n'ont pas de disque d'accrétion et montrent un impact direct du matériau d'accrétion sur la naine blanche, ou ont éventuellement un très petit disque d'accrétion.
- Les systèmes avec des périodes comprises entre 12 et 20 minutes forment un grand disque d'accrétion stable et apparaissent en permanence en explosion, comparable aux variables de type nova sans hydrogène.
- Les systèmes avec des périodes de 20 à 40 minutes forment des disques variables qui présentent des explosions occasionnelles, comparables aux novae naines de type SU UMa sans hydrogène .
- Les systèmes avec des périodes orbitales de plus de 40 minutes forment de petits disques d'accrétion stables, comparables aux novae naines quiescentes.
Scénarios de formation
Il existe trois types d'étoiles donneuses possibles dans une variable binaire AM CVn, bien que l'accréteur soit toujours une naine blanche. Chaque type binaire se forme à travers un chemin évolutif différent, bien que tous impliquent initialement des binaires de séquence principale proches passant par une ou plusieurs phases d' enveloppe communes à mesure que les étoiles s'éloignent de la séquence principale.
Des étoiles AM CVn avec un donneur nain blanc peuvent être formées lorsqu'un binaire composé d'une naine blanche et d'un géant de faible masse évolue à travers une phase d' enveloppe commune (CE). Le résultat du CE sera un double binaire nain blanc. Par l'émission de rayonnement gravitationnel, le binaire perd son moment angulaire , ce qui provoque le rétrécissement de l'orbite binaire. Lorsque la période orbitale a diminué à environ 5 minutes, la moins massive (et la plus grande) des deux naines blanches remplira son lobe de Roche et commencera le transfert de masse vers son compagnon. Peu de temps après le début du transfert de masse, l'évolution orbitale s'inversera et l'orbite binaire s'étendra. C'est dans cette phase, après la période minimum, que le binaire est le plus susceptible d'être observé.
Les étoiles AM CVn avec un donneur d'étoile d'hélium se forment de la même manière, mais dans ce cas, le géant qui cause l'enveloppe commune est plus massif et produit une étoile à l'hélium plutôt qu'une seconde naine blanche. Une étoile à hélium est plus développée qu'une naine blanche, et lorsque le rayonnement gravitationnel amène les deux étoiles en contact, c'est l'étoile à hélium qui va remplir son lobe de Roche et commencer le transfert de masse, à une période orbitale d'environ 10 minutes. Comme dans le cas d'un donneur nain blanc, l'orbite binaire devrait «rebondir» et commencer à s'étendre peu de temps après le début du transfert de masse, et nous devrions généralement observer le binaire après le minimum de période.
Le troisième type de donneur potentiel dans un système AM CVn est l' étoile de la séquence principale évoluée . Dans ce cas, l'étoile secondaire ne provoque pas d'enveloppe commune, mais remplit son lobe de Roche vers la fin de la séquence principale (séquence principale de l'âge terminal ou TAMS ). Un ingrédient important pour ce scénario est le freinage magnétique , qui permet une perte efficace de moment angulaire de l'orbite et donc un fort rétrécissement de l'orbite à des périodes ultra-courtes. Le scénario est assez sensible à la période orbitale initiale; si l'étoile donneuse remplit son lobe de Roche trop longtemps avant le TAMS, l'orbite convergera, mais rebondira à des périodes de 70 à 80 minutes, comme les CV ordinaires. Si le donneur commence le transfert de masse trop longtemps après le TAMS, le taux de transfert de masse sera élevé et l'orbite divergera. Seule une plage étroite de périodes initiales, autour de cette période de bifurcation, conduira aux périodes ultra-courtes qui sont observées dans les étoiles AM CVn. Le processus d'amener les deux étoiles sur une orbite rapprochée sous l'influence du freinage magnétique est appelé capture magnétique . Les étoiles AM CVn formées de cette manière peuvent être observées avant ou après la période minimale (qui peut se situer entre 5 et 70 minutes, selon exactement quand l'étoile donneuse a rempli son lobe de Roche) et sont supposées avoir un peu d'hydrogène à leur surface.
Avant de s'installer dans un état AM CVn, les systèmes binaires peuvent subir plusieurs éruptions d' hélium nova , dont V445 Puppis est un exemple possible. On s'attend à ce que les systèmes AM CVn transfèrent de la masse jusqu'à ce qu'un composant devienne un objet sous-stellaire sombre, mais il est possible qu'ils puissent aboutir à une supernova de type Ia , probablement une forme sous-lumineuse connue sous le nom de type .Ia ou Iax .