AM カヌム・ヴェナティコルム

AM カヌム・ベナティコルム(AM CVn) は、りょうけん座にある水素欠乏 型の激変 連星です。この星は、変光星のクラスであるAM カヌム・ベナティコルム星の標準星です。この系は、半縮退または白色矮星の伴星から降着円盤を介して物質を獲得する白色矮星で構成されています。

1939年から1940年にかけて、パロマー天文台の18インチ（46cm）シュミット望遠鏡を使用して、暗い白色矮星の調査が行われた。調査の一部は、 O、B、A分類の恒星を除外するために、銀河の北極の周りで行われた。これらの質量が大きく寿命の短い恒星は、新しい星の形成が起こる天の川面に沿って集中する傾向があるためである。観測された恒星の中から、1947年にミルトン・L・ヒューメイソンとフリッツ・ツビッキーによって、暗い青い恒星のリストが作成され、 ^[8]その青い色合いは、比較的高い有効温度を示唆していた。彼らのリストの29番目の恒星、HZ 29は、セットの中で最も特異なスペクトルを持つことが判明した。この恒星は水素の線がなく、中性（非電離）ヘリウムの幅広く拡散した線を示していた。^[9]これは水素欠乏の白色矮星と解釈された。1962年にこの星は光電検出器で観測され、18分間にわたって明るさが変化することが判明した。その明るさの変化の光度曲線は二重正弦波パターンを示した。^[10]その後、ちらつきが観測され、質量移動を示唆した。^[2]

AM CVn の距離を決定するのは困難でした。ヒッパルコス視差を測定するには暗すぎ、他の手段で信頼性の高い正確な視差を測定するには遠すぎ、他の天体と比較してそのパラメータを知るには希少すぎるためです。

他の激変変数との較正により、距離は143  pc . ^[11] その降着円盤モデルと比較した他の距離の推定値は、288 ± 50 個および420 ± 80 pc。地上での絶対視差測定では、235 pc 。ハッブル宇宙望遠鏡の 精密誘導センサーを使用して、3つの比較星の推定視差と比較して相対視差を導出すると、非常に大きな距離が得られます。606+135
−93 pc . ^[2]

ガイアデータリリース2では、3.3512 ± 0.0452  mas、距離は295 ± 4 pc . ^[12]この値は、システムの光度と降着率が低く、降着円盤モデルで予想される値に近いことを示しています。^[13]

観測結果を説明するために開発されたモデルは、カヌム・ベナティコルムAMは、近い軌道にある一対の白色矮星からなる連星系であるというものでした。主星は炭素/酸素でできたより質量の大きい白色矮星ですが、副星はヘリウムでできたより質量の小さい白色矮星で、水素は含まれず、より重い元素の痕跡が含まれています。^[2] HSTによって発見された予想外に大きな距離では、副星は準矮星Bのような半縮退天体であると考えられます。^[2]

重力波放射は軌道上の角運動量の損失を引き起こし、2つの星が近づくにつれて、副星から主星へのヘリウムの移動を引き起こします。 ^{[14]この移動は、副星が}ロッシュローブ（2つの星の重力相互作用によって形成された涙滴型のローブ）から溢れているために発生します。^[2]

2つの星間の質量移動率は約7 × 10 ⁻⁹太陽質量の速度で毎年流れており、伴星である白色矮星の周囲に降着円盤を形成しています。 ^[5]この降着円盤への質量流から出力されるエネルギーが、この系の可視光の主な原因であり、恒星の両方の構成要素よりも明るく輝いています。この円盤の温度は約 30,000 K です。^[5]

システムの高速測光では、光度の変化が複数周期にわたって見られます。1,028.73 秒（17^分8.73^秒）は、このペアの軌道周期である。^[14]1,051 秒（17^分31^秒）の遅延は、スーパーハンプ（軌道周期よりわずかに長い周期で発生する信号の急増）によって引き起こされると考えられています。スーパーハンプは、降着円盤の伸長と歳差運動の組み合わせの結果である可能性があります。楕円形のディスクは、白色矮星の周りを軌道周期よりもはるかに長い時間間隔で歳差運動し、各軌道でディスクの向きがわずかに変化します。^[15]

通常、AM CVn は 0.05 程度の明るさの変化しか示しません。しかし、このような AM CVn 星系は新星のような天体であり、明るさの激しいフレアをランダムに発生させることが知られています。AM Canum Venaticorum は 1985 年から 1987 年の間に 2 回、まさにそのようなフレア現象を示し、これらのフレアは明るさの急激な変動を示しました。1986 年のフレアは明るさを最大 Δm 増加させました =1.07 ± 0.03で、212秒間続きました。このイベント中に放出されたエネルギーの量は次のように推定されます。2.7 × 10 ³⁶  erg。^[16]これらの閃光は、一次電子によって外殻に沿って蓄積されたヘリウムの短時間の熱核融合によって引き起こされます。 ^[17]

• AM CVn ツアー (チャンドラ X 線天文台のビデオ)