AM Canum Venaticorum

AM Canum Venaticorum (AM CVn) es una estrella binaria variable cataclísmica deficiente en hidrógeno, ubicada en la constelación de Canes Venatici . Es la estrella tipo de su clase de variables, las estrellas AM Canum Venaticorum . El sistema consta de una enana blanca que gana materia mediante un disco de acreción proveniente de una compañera semidegenerada o enana blanca.

Durante 1939-40, se llevó a cabo un estudio de enanas blancas débiles utilizando un telescopio Schmidt de 18 pulgadas (46 cm) en el Observatorio Palomar . Parte del estudio se realizó alrededor del polo galáctico norte para excluir estrellas de clasificaciones estelares O, B y A, ya que estas estrellas de mayor masa y vida más corta tienden a concentrarse a lo largo del plano de la Vía Láctea donde ocurre la formación de nuevas estrellas. De las estrellas observadas, Milton L. Humason y Fritz Zwicky construyeron una lista de estrellas azules débiles en 1947, ^{[ 8 ]} cuyo tono azul sugiere una temperatura efectiva relativamente alta . La estrella número 29 de su lista, HZ 29, resultó tener el espectro más peculiar del conjunto. Mostraba ausencia de líneas de hidrógeno , pero líneas anchas y difusas de helio neutro (no ionizado ). ^{[ 9 ]} Esto se interpretó como una enana blanca deficiente en hidrógeno. En 1962, esta estrella fue observada con un detector fotoeléctrico y se encontró que variaba en magnitud durante un período de 18 minutos. La curva de luz de la variación mostró un patrón de doble sinusoide . ^{[ 10 ]} Posteriormente, se observó un comportamiento de parpadeo, lo que sugirió una transferencia de masa . ^{[ 2 ]} 

Ha sido difícil determinar la distancia de AM CVn. Es demasiado tenue para poder medir su paralaje con Hipparcos , demasiado distante para poder determinar su paralaje de forma fiable y precisa por otros medios, y demasiado raro para poder conocer sus parámetros comparándolos con los de otros objetos.

La calibración con respecto a otras variables cataclísmicas arroja una distancia de143 pc  . ^{[ 11 ]} Otras estimaciones de su distancia, por comparación con modelos de su disco de acreción, dan288 ± 50  pc y420 ± 80  pc . Una medición terrestre de su paralaje absoluto dio una distancia de235  pc . La derivación de una paralaje relativa, por comparación con las paralajes estimadas de tres estrellas de comparación, utilizando el sensor de guía fina del telescopio espacial Hubble, da una distancia muy grande de606 +135 −93  pc . ^{[ 2 ]}

Gaia Data Release 2 ofrece una paralaje de3,3512 ± 0,0452 mas  , lo que lleva a una distancia de295 ± 4  pc . ^{[ 12 ]} Este valor le da al sistema una luminosidad y una tasa de acreción menores, más cercanas a lo que se esperaría de los modelos de disco de acreción. ^{[ 13 ]}

El modelo desarrollado para explicar las observaciones postula que AM Canum Venaticorum es un sistema binario compuesto por un par de enanas blancas en órbita cercana. La primaria es una enana blanca más masiva compuesta de carbono y oxígeno , mientras que la secundaria es una enana blanca menos masiva compuesta de helio , sin hidrógeno pero con trazas de elementos más pesados. ^{[ 2 ]} A la distancia inesperadamente grande encontrada por el HST, la secundaria sería un objeto semidegenerado , como una estrella subenana B. ^{[ 2 ]}

La radiación de ondas gravitacionales está causando una pérdida de momento angular en la órbita, lo que lleva a la transferencia de helio de la secundaria a la primaria a medida que se acercan. ^{[ 14 ]} Esta transferencia ocurre porque la secundaria está desbordando su lóbulo de Roche , un lóbulo en forma de lágrima creado por la interacción gravitacional entre las dos estrellas. ^{[ 2 ]}

Se estima que la tasa de transferencia de masa entre las dos estrellas es de aproximadamente7 × 10⁻⁹ masas solares por año, lo que crea un disco de acreción alrededor de la enana blanca compañera. ^{[ 5 ] La energía liberada por el flujo de} masa hacia este disco de acreción es, de hecho, el principal contribuyente a la luminosidad visual de este sistema, superando en brillo a ambos componentes estelares. La temperatura de este disco es de aproximadamente 30 000  K. ^{[ 5 ]}

La fotometría de alta velocidad del sistema muestra múltiples períodos de variación en la luminosidad. El período principal de1.028,73  segundos (17 ^m 8,73 ^s ) es el período orbital del par. ^{[ 14 ]} Un período secundario deSe cree que 1051  segundos (17 ^m 31 ^s ) se deben a una superjoroba : un aumento repentino en la señal que ocurre con un período ligeramente mayor que el período orbital. La superjoroba podría ser el resultado de una elongación del disco de acreción en combinación con la precesión . El disco elíptico precesa alrededor de la enana blanca durante un intervalo de tiempo mucho mayor que el período orbital, lo que provoca un ligero cambio en la orientación del disco en cada órbita. ^{[ 15 ]}

Normalmente, AM CVn solo exhibe variaciones de magnitud de 0,05. Sin embargo, los sistemas estelares AM CVn como este son objetos tipo nova que se sabe que generan aleatoriamente intensos destellos de luminosidad. AM Canum Venaticorum mostró precisamente ese comportamiento de destello dos veces durante el período 1985-1987, y estos destellos mostraron rápidas fluctuaciones en la luminosidad. Un destello de 1986 causó un aumento en la magnitud de hasta Δm =1,07 ± 0,03 y duró 212  segundos. La cantidad de energía liberada durante este evento se estima como2,7 × 10 ³⁶ erg . ^{[ 16 ]} Estos destellos son causados ​​por la breve fusión termonuclear del helio que se acumula a lo largo de una capa exterior por el núcleo primario. ^{[ 17 ]} 

• Un recorrido por AM CVn ( vídeo del Observatorio de rayos X Chandra )