Étoile variable de type AM Canum Venaticorum

Une étoile variable de type AM Canum Venaticorum, ou étoile variable de type AM CVn, est un type rare d'étoile variable cataclysmique nommé d'après l'étoile prototype, AM Canum Venaticorum. Dans ces variables binaires bleues et chaudes, une naine blanche accrète de la matière pauvre en hydrogène d'une étoile compagne compacte.

Ces binaires ont des périodes orbitales extrêmement courtes (plus courtes qu'une heure) et ont des spectres inusuels dominés par l'hélium, l'hydrogène étant absent ou extrêmement faible. D'après les prévisions, ce sont de fortes sources de rayonnement gravitationnel, assez fortes pour être détectées par le Laser Interferometer Space Antenna.

Aspect

Les étoiles AM CVn diffèrent de la plupart des autres variables cataclysmiques (CVs) par le manque de raies d'hydrogène dans leurs spectres. Elles montrent un continuum large correspondant à des étoiles chaudes avec des raies complexes d'absorption ou d'émission. Certaines étoiles présentent des raies d'absorption et des raies en émission à des moments différents. Les étoiles AM CVn sont connues depuis longtemps pour présenter trois types de comportement : un état explosif ; un état haut et un état bas[1].

Dans l'état explosif, les étoiles montrent une forte variabilité avec des périodes de 20–40 minutes. Les étoiles V803 Centauri et CR Bootes présentent ce comportement explosif[2]. Ces étoiles présentent 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 ayant des périodes plus longues. Les spectres possèdent de fortes raies d'absorption de l'hélium durant les explosions, avec de nombreuses raies en émission plus faibles de l'hélium et du fer près du minimum. Les raies spectrales sont typiquement doublées, produisant des raies d'absorption larges à fond plat et des raies en émission étroites et à double pic. C'est le type le plus commun de variables AM CVn, peut-être parce que sont les plus faciles à détecter.

Dans l'état haut, les étoiles montrent des variations de luminosité de quelques dixièmes de magnitude avec de multiples périodes courtes, inférieures ou voisines de 20 minutes. AM CVn elle-même présente cet état, l'autre exemple brillant étant HP Librae[2]. Les variations ont lieu le plus souvent selon une ou deux périodes particulières, et selon la période de battement entre les deux. Les spectres présentent des raies d'absorption de l'hélium principalement, et l'état haut est ainsi nommé car il est similaire à une explosion permanente.

Dans l'état bas, il n'y a pas de variations de luminosité mais les spectres varient sur des périodes supérieures à 40 minutes jusqu'à environ une heure. GP Coma Berenices est l'étoile la mieux connue de ce type[2]. Les spectres montrent principalement des raies en émission et l'état est similaire au minimum permanent des étoiles explosives.

En plus de ces trois types standard de variabilité, des étoiles à période extrêmement courte (< 12 minutes) présentent seulement des variations de luminosité minimes et très rapides. ES Ceti et V407 Vulpeculae présentent ce comportement[2].

Les étoiles dans l'état haut, soit de façon permanente ou soit lors d'une explosion, présentent souvent des variations de luminosité avec une période assez régulière, différente de la période orbitale. Cette variation de luminosité a une amplitude plus importante que la variation liée à la période orbitale et est appelée superhump[3].

Les systèmes AM CVn peuvent présenter des éclipses, mais le phénomène est rare du fait de la très faible taille des deux étoiles du système[4].

Propriétés du système

Les systèmes AM CVn sont constitués d'une étoile naine blanche accrétrice, une étoile donneuse constituée principalement d'hélium et habituellement un disque d'accrétion.

Les composantes

Les périodes orbitales ultra-courtes de 10–65 minutes indiquent qu'à la fois l'étoile donneuse et l'étoile accrétrice sont des objets dégénérés ou semi-dégénérés[5].

L'accréteur est toujours une naine blanche, avec une masse comprise entre environ une demi M☉ et une M☉. Elles ont typiquement une température de 10000-20000 K, bien que dans certaines cas elle puisse être plus élevée. Des températures supérieures à 100000 K ont été proposées pour certaines étoiles (par exemple ES Ceti), peut-être à cause d'une accrétion par impact direct sans disque[6]. La luminosité de l'accréteur est habituellement faible (plus faible que la magnitude absolue 10), mais pour quelques systèmes à très courtes périodes avec des taux d'accrétion élevés, la luminosité de l'accréteur peut être aussi élevée que la 5ème magnitude. Dans la plupart des cas, la lumière émise par l'accréteur est absorbée par le disque d'accrétion[6],[7]. Certaines variables AM CVn ont été détectés aux longueurs d'onde des rayons X. These contain extremely hot accretor stars, or possible hot spots on the accretor due to direct impact accretion[4].

L'étoile donneuse peut être potentiellement soit une naine blanche à hélium (ou éventuellement hybride), soit une étoile à hélium de faible masse, ou soit une étoile évoluée de la séquence principale[2]. Dans certains cas une naine blanche donneuse peut avoir une masse comparable à l'accréteur although it is inevitably somewhat lower even when the system first forms. Dans la plupart des cas, and in particular by the time an AM CVn system forms with a non-degenerate donor, the donor has been heavily cannibalised to a tiny helium core of 0.01 M☉ - 0.1 M☉. As the donor star is stripped it expands adiabatically (or close to it), cooling to only 1000 à 2000 K. Par conséquent, les étoiles dans les systèmes AM CVn sont effectivement invisibles, although there is the possibility of detecting a brown dwarf or planet sized object orbiting a white dwarf once the accretion process has stopped[1].

Le disque d'accrétion est habituellement la source principale de rayonnement visible. Il peut être aussi brillant que la magnitude absolue 5 dans l'état haut, plus typiquement de magnitude absolue 6-8, mais plus faible de 3-5 magnitudes dans l'état bas. Les spectres inusuels typiques des systèmes AM CVn viennent du disque d'accrétion. Les disques sont formés principalement de l'hélium issu de l'étoile donneuse. Comme pour les novas naines, l'état haut correspond à un disque plus chaud avec un hélium ionisé optiquement épais, tandis que dans l'état bas le disque est plus froid, non ionisé et transparent[1]. La variabilité superhump est due à un disque d'accrétion excentrique en précession. La période de précession peut être reliée au rapport des masses des deux étoiles, donnant un moyen de calculer la masse d'étoiles donneuses, même invisibles[7].

Types d'orbite

Les états observés ont été reliés à quatre états de système binaire[1] :

  • Les périodes orbitales ultra-courtes inférieures à 12 minutes n'ont pas de disque d'accrétion et ont un impact direct de la matière accrétée sur la naine blanche, ou ont peut-être 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 explosion permanente, comparables à une nova naine sans hydrogène.
  • Les systèmes avec des périodes de 20–40 minutes forment des disques variables qui présentent des explosions occasionnelles, comparable à des variables de type SU Ursae Majoris sans hydrogène.
  • Les systèmes avec des périodes orbitales supérieures à 40 minutes forment de petits disques d'accrétion stables, comparables à une nova naine calme.

Références
  1. J.-E. Solheim, « AM CVn Stars: Status and Challenges », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 122, no 896,‎ , p. 1133 (DOI 10.1086/656680, Bibcode 2010PASP..122.1133S)
  2. G. Nelemans, The Astrophysics of Cataclysmic Variables and Related Objects, Proceedings of ASP Conference, vol. 330, San Francisco, Astronomical Society of the Pacific, (ISBN 1-58381-193-1, Bibcode 2005ASPC..330...27N, arXiv astro-ph/0409676), p. 27
  3. Joseph Patterson, Robert E. Fried, Robert Rea, Jonathan Kemp, Catherine Espaillat, David R. Skillman, David A. Harvey, Darragh o’Donoghue, Jennie McCormick, Fred Velthuis, Stan Walker, Alon Retter, Yiftah Lipkin, Neil Butterworth, Paddy McGee et Lewis M. Cook, « Superhumps in Cataclysmic Binaries. XXI. HP Librae (=EC 15330−1403) », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 114, no 791,‎ , p. 65 (DOI 10.1086/339450, Bibcode 2002PASP..114...65P)
  4. Scott F. Anderson, Daryl Haggard, Lee Homer, Nikhil R. Joshi, Bruce Margon, Nicole M. Silvestri, Paula Szkody, Michael A. Wolfe, Eric Agol, Andrew C. Becker, Arne Henden, Patrick B. Hall, Gillian R. Knapp, Michael W. Richmond, Donald P. Schneider, Gregory Stinson, J. C. Barentine, Howard J. Brewington, J. Brinkmann, Michael Harvanek, S. J. Kleinman, Jurek Krzesinski, Dan Long, Eric H. Neilsen, Jr., Atsuko Nitta et Stephanie A. Snedden, « Ultracompact AM Canum Venaticorum Binaries from the Sloan Digital Sky Survey: Three Candidates Plus the First Confirmed Eclipsing System », The Astronomical Journal, vol. 130, no 5,‎ , p. 2230 (DOI 10.1086/491587, Bibcode 2005AJ....130.2230A, arXiv astro-ph/0506730)
  5. I. Kotko, J.-P. Lasota, G. Dubus et J.-M. Hameury, « Models of AM Canum Venaticorum star outbursts », Astronomy & Astrophysics, vol. 544,‎ , A13 (DOI 10.1051/0004-6361/201219156, Bibcode 2012A&A...544A..13K, arXiv 1205.5999)
  6. Lars Bildsten, Dean M. Townsley, Christopher J. Deloye et Gijs Nelemans, « The Thermal State of the Accreting White Dwarf in AM Canum Venaticorum Binaries », The Astrophysical Journal, vol. 640,‎ , p. 466 (DOI 10.1086/500080, Bibcode 2006ApJ...640..466B, arXiv astro-ph/0510652)
  7. G. H. A. Roelofs, P. J. Groot, G. F. Benedict, B. E. McArthur, D. Steeghs, L. Morales-Rueda, T. R. Marsh et G. Nelemans, « Hubble Space Telescope Parallaxes of AM CVn Stars and Astrophysical Consequences », The Astrophysical Journal, vol. 666, no 2,‎ , p. 1174 (DOI 10.1086/520491, Bibcode 2007ApJ...666.1174R, arXiv 0705.3855)

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