Estrella AM Canum Venaticorum

Una estrella AM Canum Venaticorum (estrella AM CVn) es un tipo raro de estrella variable cataclísmica que recibe su nombre de su estrella tipo, AM Canum Venaticorum . En estas variables binarias azules calientes , una enana blanca acumula materia pobre en hidrógeno de una estrella compañera compacta.

Estos sistemas binarios tienen períodos orbitales extremadamente cortos (menos de una hora) y espectros inusuales dominados por helio , con hidrógeno ausente o extremadamente débil. Se prevé que sean fuentes potentes de ondas gravitacionales , lo suficientemente fuertes como para ser detectadas con la Antena Espacial de Interferómetro Láser (LISA).

Las estrellas AM CVn se diferencian de la mayoría de las demás variables cataclísmicas (CV) en la falta de líneas de hidrógeno en sus espectros. Muestran un amplio continuo que corresponde a estrellas calientes con líneas de absorción o emisión complejas. Algunas estrellas muestran líneas de absorción y líneas de emisión en diferentes momentos. Se sabe desde hace tiempo que las estrellas AM CVn presentan tres tipos de comportamiento: un estado de explosión , un estado alto y un estado bajo . ^[1]

En el estado de estallido, las estrellas muestran una fuerte variabilidad con períodos de 20 a 40 minutos. Las estrellas V803 Centauri y CR Boötis son estrellas que muestran un comportamiento de estallido. ^{[2] Estas estrellas ocasionalmente muestran} superestallidos más largos, y a veces un poco más brillantes . El intervalo entre estallidos es más largo en promedio para las estrellas con períodos más largos. Los espectros muestran fuertes líneas de absorción de helio durante los estallidos, con muchas líneas de emisión más débiles de helio y hierro cerca del mínimo. Las líneas espectrales generalmente se duplican, produciendo líneas de absorción anchas de fondo plano y líneas de emisión agudas de doble pico. Este es el tipo más común de variable AM ​​CVn, posiblemente porque son las más fáciles de detectar.

En el estado alto, las estrellas muestran variaciones de brillo de unas pocas décimas de magnitud con múltiples períodos cortos, menores o cercanos a 20 minutos. AM CVn en sí muestra este estado, junto con el otro ejemplo brillante HP Librae. ^[2] Las variaciones a menudo ocurren más intensamente con uno o dos períodos, y el período intermedio entre ellos. Los espectros muestran líneas de absorción principalmente de helio, y el estado alto se llama así porque es similar a un estallido permanente.

En el estado bajo, no hay variación de brillo pero los espectros varían con períodos de más de 40 minutos hasta alrededor de una hora. GP Comae Berenices es la estrella más conocida de este tipo. ^[2] Los espectros muestran principalmente emisión y el estado es similar a un mínimo permanente de las estrellas en explosión.

Además de los tres tipos de variabilidad habituales, las estrellas de período extremadamente corto (<12 minutos) muestran variaciones de brillo muy rápidas y diminutas. ES Ceti y V407 Vulpeculae muestran este comportamiento. ^[2]

Las estrellas en estado alto, ya sea de forma permanente o durante una explosión, suelen mostrar variaciones de brillo con un período bastante constante diferente del período orbital. Esta variación de brillo tiene una amplitud mayor que la variación con el período orbital y se conoce como superjoroba . ^[3]

Es posible que los sistemas AM CVn muestren eclipses , pero esto es raro debido al pequeño tamaño de las dos estrellas componentes. ^[4]

Los sistemas AM CVn constan de una estrella enana blanca acretora , una estrella donante compuesta principalmente de helio y, normalmente, un disco de acreción .

Los períodos orbitales ultracortos de 10 a 65 minutos indican que tanto la estrella donante como la estrella acretora son objetos degenerados o semidegenerados. ^[5]

El acretor es siempre una enana blanca, con una masa entre aproximadamente la mitad y una masa solar ( M _☉ ). Típicamente tienen temperaturas de 10.000–20.000 K, aunque en algunos casos pueden ser más altas. Se han propuesto temperaturas superiores a 100.000 K para algunas estrellas (por ejemplo, ES Ceti), posiblemente con acreción por impacto directo sin un disco. ^[6] La luminosidad del acretor es normalmente baja (más débil que la magnitud absoluta 10), pero para algunos sistemas de período muy corto con altas tasas de acreción podría ser tan alta como la quinta magnitud. En la mayoría de los casos, la salida de luz del acretor es inundada por el disco de acreción. ^{[6] [7]} Se han detectado algunas variables AM CVn en longitudes de onda de rayos X. Estas contienen estrellas acretoras extremadamente calientes, o posibles puntos calientes en el acretor debido a la acreción por impacto directo. ^[4]

La estrella donante puede ser potencialmente una enana blanca de helio (o posiblemente híbrida), una estrella de helio de baja masa o una estrella de secuencia principal evolucionada. ^[2] En algunos casos, una enana blanca donante puede tener una masa comparable a la del acretor, aunque inevitablemente es algo menor incluso cuando el sistema se forma por primera vez. En la mayoría de los casos, y en particular cuando se forma un sistema AM CVn con un donante no degenerado, el donante ha sido despojado en gran medida hasta un minúsculo núcleo de helio de 0,01  M _☉ – 0,1  M _☉ . A medida que la estrella donante se despoja, se expande adiabáticamente (o cerca de eso), enfriándose a solo 10 000–20 000 K. Por lo tanto, las estrellas donantes en los sistemas AM CVn son efectivamente invisibles, aunque existe la posibilidad de detectar una enana marrón o un objeto del tamaño de un planeta orbitando una enana blanca una vez que el proceso de acreción se ha detenido. ^[1]

El disco de acreción es normalmente la principal fuente de radiación visible. Puede ser tan brillante como magnitud absoluta 5 en el estado alto, más típicamente magnitud absoluta 6-8, pero 3-5 magnitudes más débil en el estado bajo. Los espectros inusuales típicos de los sistemas AM CVn provienen del disco de acreción. Los discos están formados principalmente de helio de la estrella donante. Al igual que con las novas enanas , el estado alto corresponde a un estado de disco más caliente con helio ionizado ópticamente espeso, mientras que en el estado bajo el disco es más frío, no ionizado y transparente. ^[1] La variabilidad de la superjoroba se debe a una precesión excéntrica del disco de acreción. El período de precesión puede relacionarse con la relación de las masas de las dos estrellas, lo que proporciona una forma de determinar la masa de estrellas donadoras incluso invisibles. ^[7]

Los estados observados se han relacionado con cuatro estados del sistema binario: ^[1]

• Los períodos orbitales ultracortos de menos de 12 minutos no tienen disco de acreción y muestran un impacto directo del material de acreción sobre la enana blanca, o posiblemente tienen un disco de acreción muy pequeño.
• Los sistemas con períodos entre 12 y 20 minutos forman un gran disco de acreción estable y aparecen permanentemente en erupción, comparables a las variables tipo nova libres de hidrógeno.
• Los sistemas con períodos de 20 a 40 minutos forman discos variables que muestran estallidos ocasionales, comparables a las novas enanas de tipo SU UMa libres de hidrógeno .
• Los sistemas con períodos orbitales superiores a 40 minutos forman pequeños discos de acreción estables, comparables a las novas enanas quietas.

Existen tres tipos posibles de estrellas donantes en un sistema binario variable AM ​​CVn, aunque el acretor es siempre una enana blanca. Cada tipo de sistema binario se forma a través de un camino evolutivo diferente, aunque todos implican sistemas binarios de secuencia principal inicialmente cercanos que pasan por una o más fases de envoltura comunes a medida que las estrellas evolucionan alejándose de la secuencia principal. ^[1]

Las estrellas AM CVn con un donante enano blanco pueden formarse cuando un sistema binario formado por una enana blanca y una gigante de baja masa evoluciona a través de una fase de envoltura común (CE). El resultado de la CE será un sistema binario de enanas blancas dobles. A través de la emisión de radiación gravitacional, el sistema binario pierde momento angular , lo que hace que la órbita binaria se encoja. Cuando el período orbital se ha reducido a unos 5 minutos, la enana blanca menos masiva (y la más grande) llenará su lóbulo de Roche y comenzará la transferencia de masa a su compañera. Poco después del inicio de la transferencia de masa, la evolución orbital se revertirá y la órbita binaria se expandirá. Es en esta fase, después del mínimo del período, cuando es más probable observar el sistema binario. ^[1]

Las estrellas AM CVn con un donante de estrella de helio se forman de manera similar, pero en este caso el gigante que causa la envoltura común es más masivo y produce una estrella de helio en lugar de una segunda enana blanca. Una estrella de helio está más expandida que una enana blanca, y cuando la radiación gravitatoria pone a las dos estrellas en contacto, es la estrella de helio la que llenará su lóbulo de Roche y comenzará la transferencia de masa, en un período orbital de aproximadamente 10 minutos. Como en el caso de un donante de enana blanca, se espera que la órbita binaria "rebote" y comience a expandirse poco después de que comience la transferencia de masa, y normalmente deberíamos observar la binaria después del período mínimo. ^[1]

El tercer tipo de donante potencial en un sistema AM CVn es la estrella de secuencia principal evolucionada . En este caso, la estrella secundaria no causa una envoltura común, sino que llena su lóbulo de Roche cerca del final de la secuencia principal (secuencia principal en edad terminal o TAMS ). Un ingrediente importante para este escenario es el frenado magnético , que permite una pérdida eficiente del momento angular de la órbita y, por lo tanto, una fuerte contracción de la órbita a períodos ultracortos. El escenario es bastante sensible al período orbital inicial; si la estrella donante llena su lóbulo de Roche demasiado tiempo antes del TAMS, la órbita convergerá, pero rebotará en períodos de 70-80 minutos, como las CV ordinarias. Si el donante comienza la transferencia de masa demasiado tiempo después del TAMS, la tasa de transferencia de masa será alta y la órbita divergirá. Solo un rango estrecho de períodos iniciales, alrededor de este período de bifurcación, conducirá a los períodos ultracortos que se observan en las estrellas AM CVn. El proceso de acercar las dos estrellas bajo la influencia del frenado magnético se llama captura magnética . Las estrellas AM CVn formadas de esta manera pueden observarse antes o después del período mínimo (que puede estar entre 5 y 70 minutos, dependiendo de cuándo exactamente la estrella donante llenó su lóbulo de Roche) y se supone que tienen algo de hidrógeno en su superficie. ^{[1] [2]}

Antes de establecerse en un estado AM CVn, los sistemas binarios pueden experimentar varias erupciones de novas de helio , de las cuales V445 Puppis es un posible ejemplo. Se espera que los sistemas AM CVn transfieran masa hasta que un componente se convierta en un objeto subestelar oscuro, pero es posible que puedan dar lugar a una supernova de tipo Ia , probablemente una forma subluminosa conocida como tipo .Ia o Iax . ^[1]

• Guía para principiantes sobre estrellas variables cataclísmicas
• Un recorrido por AM CVn ( vídeo del Observatorio de rayos X Chandra )