개똥벌레자리 AM별

AM Canum Venaticorum star

AM CVn 별(AM CVn 별)은 유형별인 AM Canum Venaticorum의 이름을 딴 희귀한 대격변 변광성이다.이 뜨거운 청색 쌍성형 변광성에서는 백색왜성이 콤팩트 동반성으로부터 수소 부족 물질을 축적합니다.

이 쌍성은 공전 주기가 매우 짧고(약 1시간보다 짧음), 수소가 없거나 극히 약한 헬륨이 지배하는 특이한 스펙트럼을 가지고 있다.이들은 레이저 간섭계 우주 안테나(LISA)로 탐지할 수 있을 정도로 강한 중력파원으로 예측된다.

외모

AM CVn 별은 스펙트럼에 수소선이 없다는 점에서 대부분의 다른 대격변 변수(CV)와 다르다.그것들은 복잡한 흡수선이나 방출선을 가진 뜨거운 별에 대응하는 넓은 연속체를 보여준다.어떤 별들은 다른 시간에 흡수선과 방출선을 보여준다.AM CVn 별은 폭발성, 높은 상태,[1] 낮은 상태의 세 가지 유형의 행동을 보이는 것으로 오랫동안 알려져 왔다.

폭발 상태에서 별은 20-40분 주기로 강한 변동성을 보입니다.센타우루스자리 V803과 목동자리 CR은 폭발적 [2]행동을 보이는 별이다.이 별들은 때때로 더 길고 더 밝은 초폭발을 보여줍니다.폭발 간격은 주기가 긴 별일수록 평균적으로 더 깁니다.스펙트럼은 분출 중에 강한 헬륨 흡수선을 나타내며 헬륨과 철의 약한 방출선은 최소치에 가깝다.스펙트럼 라인은 일반적으로 두 배로 증가하여 넓고 평평한 바닥 흡수 라인과 날카로운 이중 피크 방출 라인을 생성한다.이것은 가장 일반적인 유형의 AM CVn 변수입니다.아마도 가장 쉽게 검출되기 때문입니다.

높은 상태에서 별은 20분 미만 또는 약 20분 정도의 짧은 여러 주기와 함께 매그니튜드의 10분의 몇 분의 1 정도의 밝기 변화를 보입니다.AM CVn 자체는 HP Librae의 [2]다른 밝은 예와 함께 이 상태를 나타냅니다.변동은 대개 한 두 개의 주기와 그 사이에 있는 박자 주기와 함께 가장 강하게 발생합니다.스펙트럼은 주로 헬륨의 흡수선을 나타내며, 높은 상태는 영구적인 폭발과 비슷하기 때문에 이름이 붙여졌다.

낮은 상태에서는 밝기 변화가 없지만 스펙트럼은 40분 이상에서 약 1시간까지 기간에 따라 변화한다.GP 혼혈성은 이런 유형의 [2]가장 잘 알려진 별입니다.스펙트럼은 주로 방출을 나타내며, 상태는 폭발하는 별의 영구적 최소값과 유사하다.

세 가지 표준 유형의 변동에 더해 극단적으로 짧은 주기(12분 미만)의 별들은 아주 작은 매우 빠른 밝기 변화만을 보여줍니다.ES Ceti 및 V407 Vulpeculae는 이 [2]동작을 나타냅니다.

높은 상태에 있는 별들은 영구적으로 또는 폭발 중에 종종 공전 주기와는 다른 꽤 일정한 주기로 밝기 변화를 보인다.이 밝기 변동은 궤도 주기에 따른 변동보다 더 큰 진폭을 가지며 슈퍼홉으로 [3]알려져 있습니다.

AM CVn 계가 일식을 보일 수 있지만, 이는 두 성분의 [4]별이 매우 작기 때문에 드문 현상입니다.

시스템 속성

AM CVn 시스템은 백색왜성, 대부분 헬륨으로 구성된 공여성, 그리고 보통 강착 원반으로 구성됩니다.

컴포넌트

10~65분의 초단 공전 주기는 공여 별과 어크레터 별 모두 퇴화 또는 반퇴화 [5]천체임을 나타낸다.

이 성운은 항상 태양 질량의 절반에서 1 사이의 질량을 가진 백색 왜성이다.M☉). 일반적으로 온도는 10,000 ~20,000 K이지만 경우에 따라서는 이보다 높을 수 있습니다.일부 별(예: ES Ceti)에 대해 100,000 K 이상의 온도가 제안되었으며,[6] 원반이 없는 직접적인 충격 부착이 있을 수 있다.액크레터의 밝기는 보통 낮지만(절대 등급 10보다 희미하지만) 강착률이 높은 일부 초단기 시스템의 경우 5등급까지 높을 수 있다.대부분의 경우 어큐레이터 광출력은 어큐레이터 디스크에 의해 [6][7]오버랩됩니다.일부 AM CVn 변수가 X선 파장에서 감지되었습니다.여기에는 매우 뜨거운 어큐레이터별 또는 직접적인 충격 [4]부착으로 인해 어큐레이터에 있는 핫 스팟이 포함되어 있습니다.

공여 별은 잠재적으로 헬륨(또는 잡종) 백색왜성,[2] 저질량 헬륨 별 또는 진화된 주계열성일 수 있습니다.어떤 경우에는 기증자 백색왜성은 계가 처음 형성되었을 때에도 불가피하게 약간 더 낮지만 어크레터와 비슷한 질량을 가질 수 있다.대부분의 경우, 특히 AM CVn 시스템이 퇴화되지 않은 기증자와 함께 형성될 때까지 기증자는 0.01의 작은 헬륨 코어까지 심하게 제거되었습니다.M☉ – 0.1M☉. 기증자의 별이 벗겨지면 단열적으로(또는 그 근처까지) 팽창하여 겨우 10,000 ~ 20,000 K까지 냉각됩니다.따라서 AM CVn계의 기증자 별들은 일단 부착 과정이 [1]멈추면 백색왜성 주위를 도는 갈색왜성이나 행성 크기의 물체가 발견될 가능성이 있지만 사실상 보이지 않습니다.

일반적으로 부착 디스크는 가시 방사선의 주요 소스입니다.높은 상태에서는 절대 등급 5만큼 밝을 수 있으며, 일반적으로는 절대 등급 6-8이지만 낮은 상태에서는 3~5 등급의 밝기가 약해집니다.AM CVn 시스템의 전형적인 비정상적인 스펙트럼은 강착 디스크에서 나온다.원반은 대부분 기증자 별에서 나온 헬륨으로 이루어져 있다.난쟁이 노바에와 마찬가지로, 높은 상태는 광학적으로 두꺼운 이온화 헬륨을 가진 뜨거운 원반 상태에 해당하며, 낮은 상태에서는 원반이 더 차갑고 이온화되지 [1]않으며 투명합니다.슈퍼홉의 변동성은 편심 강착 디스크 세퍼세싱에 기인합니다.세차운동 주기는 두 별의 질량의 비율과 관련이 있을 수 있으며, 보이지 않는 공여 [7]별의 질량을 결정할 수 있는 방법을 제공합니다.

궤도 상태

관찰된 상태는 다음 네 가지 이진 시스템 [1]상태와 관련이 있습니다.

  • 12분 미만의 초단 궤도 주기는 강착 원반이 없으며 강착 물질이 백색 왜성에 직접 영향을 미치거나 매우 작은 강착 원반을 가지고 있을 수 있습니다.
  • 12분에서 20분 사이의 주기를 가진 시스템은 크고 안정적인 강착 원반을 형성하며, 수소가 없는 노바 같은 변광성에 버금가는 폭발로 영구히 나타납니다.
  • 20-40분 주기로 이루어진 시스템은 가변 원반을 형성하며, 이는 수소 없는 SU UMa형 난쟁이 노반에 버금가는 간혹 폭발을 보여준다.
  • 공전 주기가 40분 이상인 계는 정지 상태의 왜소형 초승달에 버금가는 작고 안정적인 강착원반을 형성한다.

형성 시나리오

AM CVn 변광성 쌍성에는 세 가지 유형의 기증자가 있을 수 있지만, 이 성분은 항상 백색왜성이다.각각의 쌍성 유형은 서로 다른 진화 경로를 통해 형성되지만, 처음에는 별이 주계열에서 [1]멀어질 때 하나 이상의 공통 외피 단계를 통과하는 가까운 주계열 쌍성들과 관련이 있다.

백색왜성과 질량이 작은 거성으로 구성된 쌍성이 공통 외피(CE) 단계를 통해 진화하면 백색왜성이 있는 AM CVn 별이 형성될 수 있습니다.CE의 결과는 이중 백색왜성이 됩니다.중력 방사선의 방출을 통해, 쌍성은 각운동량을 잃게 되고, 이것은 쌍성 궤도가 축소되는 원인이 된다.공전 주기가 약 5분으로 줄어들면, 두 백색왜성 중 질량이 작은(그리고 큰) 것이 로체엽을 채우고 동반성으로 질량 전달을 시작할 것입니다.질량 전달이 시작된 직후, 궤도 진화는 역전될 것이고 쌍성 궤도는 확장될 것이다.이 단계에서 이항성이 [1]관측될 가능성이 가장 높은 것은 최소 주기 이후입니다.

헬륨별 공여자가 있는 AM CVn별도 비슷한 방식으로 형성되지만, 이 경우 공통 외피를 일으키는 거성은 더 질량이 크고 두 번째 백색왜성이 아닌 헬륨별을 생성한다.헬륨별은 백색왜성보다 더 팽창하며, 중력복사가 두 별을 접촉시킬 때 약 10분 주기로 로체엽을 채우고 질량 이동을 시작할 헬륨별이다.백색왜성의 경우처럼, 쌍성 궤도는 질량 전달이 시작된 직후에 '바운스'하여 팽창하기 시작할 것으로 예상되며,[1] 우리는 일반적으로 최소 주기 이후 쌍성을 관찰해야 한다.

AM CVn 시스템에서 세 번째 유형의 잠재적 공여자는 진화된 주계열성이다.이 경우, 2차 별은 공통 외피를 일으키지 않고 주계열(말단 연령 주계열 또는 TAMS)의 끝 부근에 로체엽을 채웁니다.이 시나리오의 중요한 요소는 자기 제동입니다. 자기 제동은 궤도에서 효율적인 각운동 손실을 가능하게 하고 따라서 궤도가 초단시간으로 크게 수축합니다.이 시나리오는 초기 궤도 주기에 다소 민감하다. 공여 별이 TAMS보다 너무 오래 전에 로체 로브를 채우면 궤도는 수렴되지만 일반 CV와 같이 70-80분 간격으로 반사된다.TAMS 이후 장기간에 걸쳐 기증자가 질량 전달을 시작하면 질량 전달 속도가 높아져 궤도가 분산된다.이 분기 주기 주변의 좁은 범위의 초기 주기는 AM CVn 별에서 관측되는 초단주기로 이어질 것이다.두 별이 자기 제동력의 영향을 받아 근접 궤도에 진입하는 과정을 자기 포획이라고 합니다.이와 같이 형성된 AM CVn 별은 최소 주기 전후에 관찰될 수 있으며(공여 별이 로체엽을 채운 시점에 따라 5분에서 70분 사이에 있을 수 있음) 표면에 [1][2]수소가 있는 것으로 가정된다.

AM CVn 상태가 되기 전에 쌍성계는 여러 차례 헬륨 노바 폭발을 겪을 수 있으며, 그 중 V445 Puppis가 그 예입니다.AM CVn 시스템은 하나의 성분이 어두운 별 아래 물체가 될 때까지 질량을 전달할 것으로 예상되지만, Ia형 초신성(아마도 유형으로 알려진 준휘도 형태)을 초래할 수 있습니다.Ia 또는 Iax.[1]

레퍼런스

  1. ^ a b c d e f g h i Solheim, J.-E. (2010). "AM CVn Stars: Status and Challenges". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 122 (896): 1133. Bibcode:2010PASP..122.1133S. doi:10.1086/656680.
  2. ^ a b c d e f Nelemans, G. (August 2005). "AM CVn stars". In Hameury, J.-M.; Lasota, J.-P. (eds.). The Astrophysics of Cataclysmic Variables and Related Objects, Proceedings of ASP Conference. Vol. 330. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. p. 27. arXiv:astro-ph/0409676. Bibcode:2005ASPC..330...27N. ISBN 1-58381-193-1.
  3. ^ Patterson, Joseph; Fried, Robert E.; Rea, Robert; Kemp, Jonathan; Espaillat, Catherine; Skillman, David R.; Harvey, David A.; o’Donoghue, Darragh; McCormick, Jennie; Velthuis, Fred; Walker, Stan; Retter, Alon; Lipkin, Yiftah; Butterworth, Neil; McGee, Paddy; Cook, Lewis M. (2002). "Superhumps in Cataclysmic Binaries. XXI. HP Librae (=EC 15330−1403)". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 114 (791): 65. Bibcode:2002PASP..114...65P. doi:10.1086/339450.
  4. ^ a b Anderson, Scott F.; Haggard, Daryl; Homer, Lee; Joshi, Nikhil R.; Margon, Bruce; Silvestri, Nicole M.; Szkody, Paula; Wolfe, Michael A.; Agol, Eric; Becker, Andrew C.; Henden, Arne; Hall, Patrick B.; Knapp, Gillian R.; Richmond, Michael W.; Schneider, Donald P.; Stinson, Gregory; Barentine, J. C.; Brewington, Howard J.; Brinkmann, J.; Harvanek, Michael; Kleinman, S. J.; Krzesinski, Jurek; Long, Dan; Neilsen, Jr., Eric H.; Nitta, Atsuko; Snedden, Stephanie A. (2005). "Ultracompact AM Canum Venaticorum Binaries from the Sloan Digital Sky Survey: Three Candidates Plus the First Confirmed Eclipsing System". The Astronomical Journal. 130 (5): 2230. arXiv:astro-ph/0506730. Bibcode:2005AJ....130.2230A. doi:10.1086/491587.
  5. ^ Kotko, I.; Lasota, J.-P.; Dubus, G.; Hameury, J.-M. (2012). "Models of AM Canum Venaticorum star outbursts". Astronomy & Astrophysics. 544: A13. arXiv:1205.5999. Bibcode:2012A&A...544A..13K. doi:10.1051/0004-6361/201219156.
  6. ^ a b Bildsten, Lars; Townsley, Dean M.; Deloye, Christopher J.; Nelemans, Gijs (2006). "The Thermal State of the Accreting White Dwarf in AM Canum Venaticorum Binaries". The Astrophysical Journal. 640: 466. arXiv:astro-ph/0510652. Bibcode:2006ApJ...640..466B. doi:10.1086/500080.
  7. ^ a b Roelofs, G. H. A.; Groot, P. J.; Benedict, G. F.; McArthur, B. E.; Steeghs, D.; Morales-Rueda, L.; Marsh, T. R.; Nelemans, G. (2007). "Hubble Space Telescope Parallaxes of AM CVn Stars and Astrophysical Consequences". The Astrophysical Journal. 666 (2): 1174. arXiv:0705.3855. Bibcode:2007ApJ...666.1174R. doi:10.1086/520491.

외부 링크