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'''AM-Canum-Venaticorum-Sterne''' oder '''AM-CVn-Sterne''' sind kompakte enge [[Doppelsternsystem]]e, bestehend aus einem [[Akkretion (Astronomie)|akkretierenden]] [[Weißer Zwerg|Weißen Zwerg]] und einem weiteren entarteten Begleiter. Die [[Umlaufdauer]] der Komponenten beträgt zwischen 5 und 65 Minuten. Der Unterschied zu den [[Kataklysmische Veränderliche|kataklysmischen veränderlichen Sternen]] besteht in dem Fehlen von [[Wasserstoff]] in der Atmosphäre des Begleiters und der akkretierten Materie. Diese Klasse von [[Veränderlicher Stern|veränderlichen Sternen]] ist benannt nach dem Prototyp [[AM Canum Venaticorum]].<ref>{{Literatur |Autor=G. Nelemans |Titel=AM CVn stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2005 |arXiv=astro-ph/0409.676v2}}</ref>

== Aufbau ==
[[Datei:Accretion Disk Binary System.jpg|mini|Künstlerische Darstellung eines AM-CVn-Systems]]
Die AM-Canum-Venaticorum-Sterne bestehen aus einem [[Weißer Zwerg|Weißen Zwerg]] in einem [[Doppelstern]]system mit einem Begleiter, der entweder ebenfalls ein Weißer Zwerg, ein Helium-Stern oder ein entwickelter [[Hauptreihe]]nstern ist. Der Begleiter füllt sein [[Roche-Grenze|Roche-Volumen]] aus und transferiert Materie an den Weißen Zwerg. Die Materie fließt entlang eines Stromes auf den Weißen Zwerg zu und bildet aufgrund der [[Drehimpuls]]erhaltung eine [[Akkretionsscheibe]] um den [[Kompakter Stern|kompakten Stern]]. An der Stelle, an welcher der Materiestrom auf die Akkretionsscheibe trifft, wird die Materie abgebremst; es bildet sich ein leuchtkräftiger heißer Fleck. Dies führt zu einer Modulation der Lichtkurve des AM-CVn-Systems mit der Periode der Umlaufdauer. Ein weiteres Anzeichen für die Akkretion von Materie ist das ''Flickering'', eine geringe unregelmäßige Helligkeitsvariation im Sekundenbereich. Die akkretierte Materie verliert in der Scheibe um den Weißen Zwerg an Drehimpuls und fällt schließlich auf diesen. Beim Aufprall wird die entstehende [[Wärmestrahlung|thermische Strahlung]] überwiegend im Bereich der [[Röntgenstrahlung]] abgegeben.<ref>{{Literatur |Autor=David Levitan et al |Titel=PTF1 J071912.13+485834.0: AN OUTBURSTING AM CVN SYSTEM DISCOVERED BY A SYNOPTIC SURVEY |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1107.1209v1}}</ref> Bei ES Ceti könnte aufgrund des geringen Abstands der beiden degenerierten Sterne die Materie direkt auf den Weißen Zwerg fallen, ohne eine Akkretionsscheibe zu durchlaufen.<ref>{{Literatur |Autor=Edward M. Sion, Albert P. Linnell, Patrick Godon, Ronald-Louis Ballouz |Titel=The Hot Components of AM CVn Helium Cataclysmics |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1108.1388v1}}</ref>

== Einteilung ==
Die AM-Canum-Venaticorum-Sterne werden überwiegend nach der Umlaufdauer klassifiziert:<ref>{{Literatur |Autor=Lars Bildsten, Ken J. Shen, Nevin N. Weinberg, Gijs Nelemans |Titel=Faint Thermonuclear Supernovae from AM Canum Venaticorum Binaries |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2007 |arXiv=astro-ph/0703.578v2}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=Gavin Ramsay, Thomas Barclay, Danny Steeghs, Peter J. Wheatley, Pasi Hakala, Iwona Kotko, Simon Rosen |Titel=The long-term optical behaviour of helium-accreting AM CVn binaries |Sammelwerk=Monthly Notice of the Royal Astronomical Society |Band=419 |Datum=2012 |Seiten=2836–2843 |DOI=10.1111/j.1365-2966.2011.19924.x}}</ref>
* Bei den langperiodischen Systemen mit einer [[Umlaufdauer]] von mehr als 40 Minuten findet nur ein geringer Massenaustausch statt. Die [[Akkretionsscheibe]]n sind optisch dünn und im [[Lichtspektrum|Spektrum]] dominieren die [[Emissionslinien]] des Heliums. Die [[Veränderlicher Stern|Veränderlichkeit]] ist häufig nicht ausgeprägt und diese AM-CVn-Sterne sind nur schwierig zu entdecken.
* Die kurzperiodischen Systeme mit einer Umlaufdauer von weniger als 20 Minuten sind immer in einem Zustand hohen Massentransfers mit einer optisch dicken Akkretionsscheibe. Ihr Spektrum zeigt prominent breite [[Absorptionslinie]]n des Heliums. Diese AM-CVn-Sterne zeigen stets oder teilweise [[Superhumps]]. Dabei handelt es sich um eine sinusförmige Variation der Lichtkurve mit einer Periode, die einige Prozent länger als die Umlaufdauer des Doppelsternsystems ist und wahrscheinlich von einer rotierenden elliptischen Akkretionsscheibe verursacht wird. Diese Systeme entsprechen den novaähnlichen kataklysmischen Veränderlichen, die [[Zwergnovae]] im Zustand eines permanenten Ausbruchs sind.
* Die ausbrechenden Systeme mit einer Umlaufdauer von 20 bis 40 Minuten. Sie zeigen Ausbrüche mit Amplituden zwischen 3 und 5 [[Scheinbare Helligkeit|mag]], die denen von [[Zwergnova]]e bei den [[Kataklysmische Veränderliche|kataklysmischen veränderlichen Sternen]] entsprechen. Auch bei ihnen können Superhumps auftreten. Die Ausbrüche dauern einen Zeitraum von wenigen Wochen an und wiederholen sich unregelmäßig im Zeitraum von Monaten. Einige AM-CVN-Sterne dieser Gruppe zeigen vor den Ausbrüchen einen Helligkeitseinbruch (engl. dip) unbekannter Ursache.

Die zwergnovaartigen Ausbrüche können entsprechend dem Modell für wasserstoffreiche kataklysmische Veränderliche mit einem Scheibeninstabilitätsmodell erklärt werden. Der entscheidende Unterschied ist der starke Einfluss einer veränderlichen Massentransferrate, welche die Entwicklung von Superausbrüchen, Dips und Stillständen dominiert. Wahrscheinlich schwankt die Massentransferrate aufgrund der unterschiedlichen Aufheizung des Massenspenders bei vorherigen Ausbrüchen, was wiederum auf eine [[Präzession|präzessierende]] gebogene Akkretionsscheibe zurückgeführt wird.<ref>{{Literatur |Autor=Iwona Kotko, Jean-Pierre Lasota, Guillaume Dubus, and Jean-Marie Hameury |Titel=Models of AM CVn stars outbursts |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1205.5999v1}}</ref> Die Ähnlichkeit zu den wasserstoffreichen kataklysmischen Veränderlichen zeigt sich auch in der Lichtkurve im Röntgenbereich. Die [[Röntgenstrahlung]] im Ruhelicht bei niedrigen Akkretionsraten entsteht in der Grenzschicht zwischen dem Weißen Zwerg und der Akkretionsscheibe. Die Temperatur der Grenzschicht, in dem das Plasma von der Keplergeschwindigkeit in der Akkretionsscheibe auf die Rotationsgeschwindigkeit des Weißen Zwergs abgebremst wird, erreicht Werte um einige [[Elektronenvolt|Kilo-Elektronenvolt]] und nur der [[Sternwind]] vom Weißen Zwerg absorbiert einen Teil der Röntgenstrahlung. Im Ausbruch bei höheren Akkretionsraten steigt zwar in der Grenzschicht die Temperatur weiter an, aber die Grenzschicht absorbiert auch die Röntgenstrahlung fast vollständig aufgrund einer steigenden [[Opazität]]. Dies Verhalten entspricht dem wasserstoffreicher [[Zwergnova]]e.<ref>{{Literatur |Autor=Gavin Ramsay, Peter J. Wheatley, Simon Rosen, Thomas Barclay, Danny Steeghs |Titel=Suppression of X-rays during an optical outburst of the helium dwarf nova KL Dra |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1207.1222}}</ref>

== Thermonukleare Ausbrüche ==
Die normalen Ausbrüche von AM-CVn-Sternen entsprechen denen von [[Zwergnova]]e. Hierbei pendelt die [[Akkretionsscheibe]] zwischen zwei stabilen Zuständen. Im ''aktiven'' Zustand erhöht sich die [[Viskosität]] der Materie, und durch die erhöhte Reibung heizt sich die Scheibe auf. Wenn sich die Akkretionsscheibe teilweise entleert hat, endet der Ausbruch, und sie geht in den ''niedrigen'' Zustand über. Hierbei wird weniger Materie auf den [[Weißer Zwerg|Weißen Zwerg]] transferiert, als in die Akkretionsscheibe hineinfließt, was nach einiger Zeit zu einem erneuten Ausbruch führt.<ref>{{Literatur |Autor=Gils Nelemans et al |Titel=The astrophysics of ultra-compact binaries |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2009 |arXiv=0902.2923v1}}</ref>

Daneben könnte es bei AM-Canum-Venaticorum-Sternen auch das Äquivalent zu klassischen [[Nova (Stern)|Novae]] geben. Während es bei Novae zu einem explosiven [[Wasserstoffbrennen]] kommt, ergibt sich bei den AM-CVn-Systemen ein instabiles Heliumbrennen auf der Oberfläche des Weißen Zwerges. Diese Art von Ausbrüchen wird bei den kurzperiodischen AM-CVn-Systemen erwartet. Bei geringen Massentransferraten von dem Begleiter zum Weißen Zwerg könnte es sogar zu einem instabilen Helium-Blitz mit einer beteiligten Masse von bis zu 0,1 Sonnenmassen kommen. Durch den hohen Druck des Heliums nahe der Oberfläche des Weißen Zwerges können die [[Thermonukleare Reaktion|thermonuklearen Reaktionen]] schwere Elemente bis zu 56Ni produzieren. Diese radioaktiven Isotope sind auch die Energiequelle für das Nachleuchten von [[Supernova]]e, und ein entsprechender Heliumblitz würde als eine lichtschwache [[Supernova vom Typ Ia]] wahrgenommen, die nur ein Zehntel der Maximalhelligkeit ihrer Klasse erreicht. Auf Archivaufnahmen des Röntgensatelliten [[Chandra (Teleskop)|Chandra]] vor dem Ausbruch der Supernova 2007on in NGC 1404 wurde eine schwache Röntgenquelle gefunden, deren Spektrum dem eines AM-CVn-Sterns ähnelt.<ref>{{Literatur |Autor=Rasmus Voss & Gijs Nelemans |Titel=Discovery of the progenitor of the type Ia supernova 2007on |Sammelwerk=Nature |Band=451 |Datum=2008 |Seiten=802–804 |DOI=10.1038/nature06602}}</ref>

Neuere Studien werfen allerdings Zweifel auf, ob es bei der Verschmelzung von zwei entarteten Weißen Zwergen zu einer Supernova vom Typ Ia kommt. Erstens streut die Gesamtmasse eines verschmelzenden Doppelsternsystems aus zwei Weißen Zwergen zwischen 1,4 und 2 Sonnenmassen und kann kaum die Gleichmäßigkeit in der Energiefreisetzung dieser stellaren Explosionen erklären. Zweitens zeigen Simulationen, dass die Verschmelzung in den meisten Fällen anstelle einer thermonuklearen Explosion entweder zu einem akkretion-induzierten Kollaps und direkt zur Bildung eines [[Neutronenstern]]s führt oder zu einer Umwandlung in einen massiven Weißen Zwerg vom Typ O-Ne-Mg, der sich mittels [[Elektroneneinfang]] ebenfalls in einen Neutronenstern verwandelt. Daher sind Supernovae vom Typ Ia wahrscheinlich sehr selten das Produkt einer Verschmelzung zweier Weißer Zwerge aus einem AM-Canum-Venaticorum-Stern.<ref>{{Literatur |Autor=Bo Wanga, Zhanwen Hana |Titel=Progenitors of type Ia supernovae |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1204.1155v1}}</ref> Bei einer sehr dünnen heliumreichen Schicht mit einer Masse von weniger als 0,1 Sonnenmassen kann es bei einem Zünden des Heliumbrennen bei massenreichen Weißen Zwergen in einem AM-CVn-System zur Ausbreitung einer Stoßfront kommen, die mit [[Schallgeschwindigkeit]] durch die Zone mit konvektiven Energietransport läuft. Das Ergebnis könnte anstatt eines Nova-Ausbruchs, dessen Leuchtkraft die [[Eddington-Grenze]] nicht übersteigt, eine Zündung des instabilen Kohlenstoffbrennens im Kern des Weißen Zwerges sein. Diese Art von Supernova vom Typ Ia sollten sich durch eine bestimmte chemische Zusammensetzung der expandierenden Hülle mit wenig 52Fe und 56Ni sowie einem erhöhten Anteil an 40Ca nachweisen lassen, der mit einer Abweichung von einer sphärischen Symmetrie einhergeht.<ref>{{Literatur |Autor=DEAN M. TOWNSLEY, KEVIN MOORE, AND LARS BILDSTEN |Titel=LATERALLY PROPAGATING DETONATIONS IN THIN HELIUM LAYERS ON ACCRETING WHITE DWARFS |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1205.6517v1}}</ref>

Eventuell kommt es nur zu einer [[Verpuffung]] statt einer Detonation, wenn in der Grenzschicht zwischen dem CO-Kern und einer Heliumatmosphäre ein instabiler [[Heliumflash]] eintritt. Diese Unterart der [[Supernova vom Typ .Ia|thermonuklearen Supernovae wird als Typ .Ia]] bezeichnet, da die Leuchtkraft nur ein Zehntel des Werts einer normalen Ia Supernova erreicht. Die lichtschwache Supernova SN 2010X wird zu den Supernovae .Ia gezählt.<ref>{{Literatur |Autor=Mukremin Kilic, J. J. Hermes, A. Gianninas, Warren R. Brown, Craig O. Heinke, M. A. Agueros, Paul Chote, Denis J. Sullivan, Keaton J. Bell, Samuel T. Harrold |Titel=Found: The Progenitors of AM CVn and Supernovae .Ia |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1310.6359v1}}</ref>

== Entwicklung ==
Es sind mehrere Entwicklungskanäle für die Entstehung der AM-CVn-Systeme bekannt, um zwei [[Entartung (Quantenmechanik)|entartete]] Sterne in einen engen [[Umlaufbahn|Orbit]] zu bekommen:<ref>{{Literatur |Autor=G. H. A. Roelofs, G. Nelemans, and P. J. Groot |Titel=The population of AM CVn stars from the Sloan Digital Sky Survey |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2007 |arXiv=0709.2951v1}}</ref>
* Im sogenannten Weißen-Zwerg-Kanal entsteht ein Paar Weißer Zwerge als Folge einer ''[[Common-Envelope-Phase|Gemeinsamen-Hülle-Phase]]''. Der zuerst entstandene Weiße Zwerg taucht in die Atmosphäre seines entwickelten Begleiters ein, und die Reibung führt sowohl zu einer Verkürzung der [[Bahnachse]] als auch zu einem Abwerfen der Atmosphäre des Begleiters. Es entsteht ein getrenntes [[Doppelstern]]system aus zwei Weißen Zwergen, die aufgrund der Abstrahlung von [[Gravitationswelle]]n in Kontakt kommen und sich damit zu einem AM-Canum-Venaticorum-Stern entwickeln.
* Im Heliumsternkanal [[Akkretion (Astronomie)|akkretiert]] ein Weißer Zwerg von einem zunächst nicht entarteten Heliumstern. Dabei wird im Laufe der Zeit genug Materie vom Begleiter transferiert, um das [[Heliumbrennen]] zum Erlöschen zu bringen. In der Folge entwickelt sich das Doppelsternsystem zu kürzeren [[Umlaufdauer]]n bis zu einem Minimum von 10 Minuten aufgrund der Abstrahlung von Gravitationswellen. An diesem Punkt ändert sich die innere Struktur des Begleiters derart, dass er expandiert, und in der Folge auch die Bahnachse des Doppelsternsystems wieder anwächst. Der AM-CVn-Stern beendet seine aktive Phase und zurück bleibt ein getrenntes Paar von Weißen Zwergen. Der Heliumsternkanal wird auch als doppelter [[Common-Envelope]]-Kanal bezeichnet, da sich bei diesem Entwicklungsmodell beide Sterne in einen [[Roter Riese|Roten Riesen]] entwickeln, deren Begleiter zeitweise in ihrer ausdehnten Atmosphäre ihre Umlaufbahn ziehen.<ref>{{Literatur |Autor=E. Breedt, B. T. Gänsicke, T. R. Marsh, D. Steeghs, A. J. Drake, C. M. Copperwheat |Titel=CSS100603:112253-111037: A helium-rich dwarf nova with a 65 minute orbital period |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1207.3836v1}}</ref>
* Im entwickelte-kataklysmische-Veränderliche-Kanal handelt es sich um normale [[kataklysmische Veränderliche]], bei denen der Massenaustausch erst einsetzt, wenn der Begleiter des Weißen Zwerges sich von der [[Hauptreihe]] weg entwickelt und den Wasserstoffvorrat in seinem Kern bereits verbraucht hat. Die wasserstoffreiche Hülle des Begleiters geht im Laufe der Entwicklung des kataklysmischen Veränderlichen durch Massentransfer verloren. Zurück bleibt ein teilweise entarteter Heliumstern als Begleiter des akkretierenden Weißen Zwergs, wobei die Atmosphäre im Unterschied zu den beiden anderen Entstehungsszenarien noch einige Prozent Wasserstoff enthält.

In allen Szenarien wird die Entwicklung eines AM-CVn-Sterns durch die Abstrahlung von [[Gravitationswelle]]n gesteuert. Die Gravitationswellen transportieren den Drehimpuls des Doppelsternsystems ab, und damit bleibt der Doppelstern stets ein halbgetrenntes Kontaktsystem. Die Gravitationswellenabstrahlung ist aufgrund des kleinen Abstands zwischen den beiden Sternen so stark, dass diese mit Hilfe von [[Laser Interferometer Space Antenna|LISA]] nachgewiesen werden können. Bei der Verschmelzung von zwei Weißen Zwergen können je nach Art des Massentransfers, der stabil oder instabil erfolgen kann, [[Heißer Unterzwerg|heiße Unterzwerge]], massereiche Weiße Zwerge, [[Extremer Heliumstern|extreme Heliumsterne]], [[R-Coronae-Borealis-Stern]]e oder Supernovae vom Typ Ia oder .Ia entstehen.<ref>{{Literatur |Autor=MUKREMIN KILIC, WARREN R. BROWN, CARLOS ALLENDE PRIETO, S. J. KENYON, CRAIG O. HEINKE, M. A. AGÜERO, S. J. KLEINMAN |Titel=THE ELM SURVEY. IV. 24 WHITE DWARF MERGER SYSTEMS |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1204.0028v1}}</ref>

Im Bereich der Umlaufdauern der AM-CVN-Sterne gibt es auch getrennte Doppelsterne, die aus zwei Weißen Zwergen bestehen. Diese werden als Doppelsterne aus Weißen Zwergen mit extrem geringer Masse bezeichnet, wobei die Masse der Sterne bei Werten unterhalb von 0,2 [[Sonnenmasse]]n liegt. Nach dem englischen Begriff werden diese Doppelsternsysteme als ELM (extrem low mass) helium white dwarfs bezeichnet. Sie kommen erst in Kontakt und der Massentransfer beginnt bei Umlaufdauern von Werten unterhalb 10 Minuten. Die getrennten ELM-Doppelsterne sind zur Verifizierung der [[Allgemeine Relativitätstheorie|allgemeinen Relativitätstheorie]] und der daraus abgeleiteten [[Gravitationswelle]]n besser geeignet als die AM-CVn-Sterne, da die Wechselwirkung zwischen den Komponenten die Bestimmung ihrer physikalischen Eigenschaften erschwert. J0651+2844 ist das engste bekannte bedeckungsveränderliche Doppelsternsystem bestehend aus Weißen Zwergen ohne Massenaustausch. Die Umlaufdauer beträgt nur 765 Sekunden und nimmt, in Übereinstimmung mit der allgemeinen Relativitätstheorie, um 0,31 Millisekunden pro Jahr ab.<ref>{{Literatur |Autor=J. J. Hermes, Mukremin Kilic, Warren R. Brown, D. E. Winget, Carlos Allende Prieto, A. Gianninas, Anjum S. Mukadam, Antonio Cabrera-Lavers, Scott J. Kenyon |Titel=Rapid Orbital Decay in the 12.75-minute WD+WD Binary J0651+2844 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1208.5051}}</ref>

== Beispiele ==
* [[AM Canum Venaticorum]]
* ES Ceti

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternklasse der Kataklysmisch Veränderlichen Sterne]]

AM-Canum-Venaticorum-Stern - Versionsgeschichte

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