AM カヌム・ヴェナティコルム星

AMカヌム・ベナティコルム星(AM CVn 星) は、そのタイプ星AM カヌム・ベナティコルムにちなんで名付けられた、珍しいタイプの激変星です。これらの高温の青色連星変光星では、白色矮星がコンパクトな伴星から 水素の少ない物質を吸収します。

これらの連星は、軌道周期が極めて短く（約 1 時間未満）、ヘリウムが優勢で水素が存在しない、または極めて弱いという異常なスペクトルを持っています。これらは、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA) で検出できるほど強力な重力波の発生源であると予測されています。

AM CVn 星は、スペクトルに水素線が見られないことが、他のほとんどの激変星 (CV) と異なる点です。AM CVn 星は、複雑な吸収線や輝線を持つ高温の星に対応する幅広い連続スペクトルを示します。一部の星は、吸収線と輝線を異なる時間に示します。AM CVn 星は、爆発状態、高状態、低状態の 3 種類の動作を示すことが長い間知られています。^[1]

爆発的変化の状態では、恒星は周期20～40分の強い変動を示す。V803 CentauriとCR Boötisは爆発的な挙動を示す恒星である。^[2] これらの恒星は時折、より長い、時には少し明るいスーパーアウトバーストを示す。周期の長い恒星ほど、平均して爆発の間隔が長くなる。スペクトルでは、爆発中に強いヘリウムの吸収線が見られ、極小値付近ではヘリウムと鉄の弱い輝線が多数見られる。スペクトル線は通常2倍になり、幅広い平底吸収線と鋭い二重ピークの輝線が生じる。これはAM CVn変光星の中で最も一般的なタイプであり、おそらく最も簡単に検出できるためである。

高状態では、星は20分以内またはそれ以下の複数の短い周期で、数十分の1等級の明るさの変化を示します。AM CVn自体が、他の明るい例であるHP Libraeとともにこの状態を示しています。^[2] 変化は、1つまたは2つの周期とそれらの間のビート周期で最も強く発生することがよくあります。スペクトルは主にヘリウムの吸収線を示し、高状態は永続的な爆発に似ていることからそのように名付けられています。

低輝度状態では、明るさの変化はありませんが、スペクトルは40分以上1時間程度まで周期的に変化します。 このタイプの星の中で最もよく知られているのは、 GPかみのけ座の星です。^[2] スペクトルは主に放射を示し、その状態は爆発星の永久極小期に似ています。

3つの標準的な変動タイプに加えて、極端に短い周期（12分未満）の星は、非常に急速な明るさの変化のみを示します。ES CetiとV407 Vulpeculaeがこの動作を示します。^[2]

恒星の高輝度状態は、恒星が恒星の公転周期と異なる一定の周期で明るさが変動することが多い。この明るさの変動は、公転周期による変動よりも振幅が大きく、スーパーハンプとして知られている。^[3]

AM CVn系では日食が見られる可能性もあるが、2つの構成星が非常に小さいため、これはまれである。^[4]

AM CVn 系は、降着白色矮星、主にヘリウムからなるドナー星、および通常は降着円盤で構成されます。

10～65分という非常に短い軌道周期は、ドナー星とアクセプター星の両方が縮退または半縮退天体であることを示している。^[5]

降着星は常に白色矮星で、質量は太陽質量の約半分から1つ（M _☉）の間です。通常、温度は10,000～20,000 Kですが、場合によってはこれよりも高いこともあります。一部の恒星（ES Cetiなど）では、ディスクなしの直接衝突降着により、100,000 Kを超える温度が提案されています。^[6] 降着星の光度は通常低い（絶対等級10未満）ですが、降着率の高い非常に短い周期のシステムでは、5等級まで高くなることがあります。ほとんどの場合、降着星の光出力は降着ディスクに圧倒されます。^{[6] [7]} 一部のAM CVn変光星はX線波長で検出されています。これらには、非常に高温の降着星、または直接衝突降着による降着星上のホットスポットが含まれます。^[4]

ドナー星は、潜在的にヘリウム（またはハイブリッド）白色矮星、低質量ヘリウム星、または進化した主系列星のいずれかです。^[2] ドナー白色矮星の質量は、システムが最初に形成されたときでさえ必然的にいくらか低くなりますが、場合によっては、アクセレーターと同等になる可能性があります。ほとんどの場合、特にAM CVnシステムが非縮退ドナーで形成される頃には、ドナーは0.01  M _☉ – 0.1  M _☉の小さなヘリウムコアにまで大幅に剥ぎ取られています。ドナー星が剥ぎ取られると、断熱膨張（またはそれに近い膨張）し、わずか10,000～20,000 Kまで冷却されます。そのため、AM CVnシステムのドナー星は実質的には見えませんが、降着プロセスが停止すると、白色矮星を周回する褐色矮星または惑星サイズの天体を検出する可能性があります。^[1]

降着円盤は通常、可視光線の主な発生源である。高輝度状態では絶対等級5の明るさになるが、通常は絶対等級6～8だが、低輝度状態では3～5等級暗くなる。AM CVn系に典型的な異常なスペクトルは、降着円盤に由来する。円盤は主にドナー星のヘリウムで形成される。矮小新星と同様に、高輝度状態は光学的に厚い電離ヘリウムを含む高温の円盤状態に対応し、低輝度状態では円盤は低温で電離しておらず透明である。^[1] スーパーハンプの変動は、偏心した降着円盤の歳差運動によるものである。歳差運動周期は2つの星の質量比と関連しており、目に見えないドナー星の質量さえも判定できる。^[7]

観測された状態は4つの二元系の状態と関連している：^[1]

• 12 分未満の超短軌道周期には降着円盤がなく、降着物質が白色矮星に直接影響を及ぼしているか、降着円盤が非常に小さい可能性があります。
• 周期が 12 分から 20 分の間のシステムは、大きく安定した降着円盤を形成し、恒久的に爆発的に出現し、水素を含まない新星のような変光星に匹敵します。
• 周期が20～40分の系は、水素を含まないSU UMa型矮新星に匹敵する、時折爆発的な活動を示す変光円盤を形成します。
• 軌道周期が 40 分を超える系は、静止した矮新星に匹敵する、小さく安定した降着円盤を形成します。

AM CVn 変光星連星には 3 種類のドナー星が考えられますが、集光星は常に白色矮星です。各連星タイプはそれぞれ異なる進化の過程を経て形成されますが、いずれも最初は近い主系列連星で、星が主系列から離れて進化するにつれて 1 つ以上の共通の外殻段階を経ます。^[1]

白色矮星をドナーとする AM CVn 星は、白色矮星と低質量巨星からなる連星が共通エンベロープ(CE) 段階を経て進化すると形成される。CE の結果は二重白色矮星連星となる。連星は重力放射の放出により角運動量を失い、連星軌道が縮小する。軌道周期が約 5 分に縮小すると、2 つの白色矮星のうち質量の小さい方 (大きい方) がロッシュ ローブを満たし、伴星への質量移動を開始する。質量移動の開始後すぐに、軌道進化は逆転し、連星軌道は拡大する。連星が最も観測される可能性が高いのは、周期最小後のこの段階である。^[1]

ヘリウム星のドナーを持つ AM CVn 星も同様の方法で形成されるが、この場合、共通の外層を形成する巨星の質量がより大きく、2 番目の白色矮星ではなくヘリウム星を生成する。ヘリウム星は白色矮星よりも膨張しており、重力放射によって 2 つの星が接触すると、ヘリウム星がロッシュ ローブを満たし、軌道周期約 10 分で質量移動を開始する。白色矮星のドナーの場合と同様に、質量移動の開始後すぐに連星軌道が「跳ね返り」、膨張を開始すると予想され、通常は周期が最小になった後に連星を観測するはずである。^[1]

AM CVn 系における 3 番目の潜在的なドナーは、進化した主系列星です。この場合、二次星は共通のエンベロープを形成せず、主系列 (終末期主系列またはTAMS ) の終わり近くにロッシュ ローブを満たします。このシナリオの重要な要素は磁気ブレーキであり、これにより軌道から効率的な角運動量が失われ、したがって軌道が超短周期に大幅に縮小します。このシナリオは、初期の軌道周期にかなり敏感です。ドナー星が TAMS よりかなり前にロッシュ ローブを満たすと、軌道は収束しますが、通常の CV のように 70～80 分の周期で跳ね返ります。ドナーが TAMS よりかなり後に質量移動を開始すると、質量移動率が高くなり、軌道が発散します。この分岐周期周辺の狭い範囲の初期周期のみが、 AM CVn 星で観測される超短周期につながります。磁気ブレーキの影響下で2つの星を近い軌道に導く過程は、磁気捕獲と呼ばれます。このようにして形成されたAM CVn星は、周期最小値（ドナー星がロッシュローブを満たした正確な時期に応じて、5分から70分の間）の前または後に観測され、表面にいくらかの水素があると想定されています。^{[1] [2]}

AM CVn 状態に落ち着く前に、連星系はヘリウム新星の爆発を数回経験する可能性があり、その一例がV445 Puppisです。AM CVn 系は、1 つの構成要素が暗い恒星下天体になるまで質量を移動することが予想されますが、Ia 型超新星、おそらくはタイプ .IaまたはIaxとして知られる準光度形態になる可能性もあります。^[1]

• 激変星の初心者ガイド
• AM CVn ツアー (チャンドラ X 線天文台のビデオ)