猎犬座AM型变星
猎犬座AM型变星（AM CVn star）是一种罕见的激变变星，以它们的原型猎犬座AM命名。它们是热的蓝色双星变星，其中一颗是白矮星，并从其致密但缺乏氢的伴星攫取物质。
这种联星系统的轨道周期极短（约短于一小时），并具有异常的光谱：以氦为主导，氢不存在或极其微弱。它们被预期为引力波的强源，应该可以用激光干涉空间天线（Laser Interferometer Space Antenna，LISA）来检测。
外观[编辑]
猎犬座AM型变星因为光谱中缺乏氢线，而与大多数的激变变星不同。它们显示出具有与高温恒星广泛的连续光谱对应的复杂吸收或发射谱线。有些恒星在不同的时间显示吸收线和发射线。猎犬座AM型变星长期以来一直有三种行为：爆发状态、高状态、和低状态[1]。
在爆发状态下，恒星在20-40分钟的周期中表现出强烈的变异性。半人马座V803和牧夫座CR是表现出爆发行为的恒星[2]。这些恒星偶尔会显示更长，有时稍亮些的"超级爆发"。对于爆发期较平均值长的恒星，其周期也会较长。光谱在爆发期间显示出强烈的氦吸收线，许多较弱的氦和铁的发射线接近极小值。光谱通常翻倍，吸收线产生宽阔的平底，发射线有明锐的双峰。
在高状态，恒星显示的变化只有十分之几星等的幅度，由多个小于或约20分钟的短周期叠加组成。猎犬座AM本身，连同另一个明亮的天秤座HP显示这种状态[2]。最强烈的变化通常发生在一或两个周期，以及它们周期之间的节拍。光谱显示的主要是氦吸收线，因为它类似于经常的爆发，因此命名为高状态。
在低状态，没有亮度的变化，但光谱变化的时间超过40分钟，约长达一小时。北冕座GP是这个状态的最佳例子[2]。光谱显示发射谱线，而这种状态类似恒星爆发中常置的最小状态。
除了三种标准类型的变化外，恒星的极端短周期（< 12分钟）仅显示微小但非常快速的光度变化。显示出这种行为的例子有鲸鱼座ES和狐狸座V407[2]。
无论是爆发中或是经常性处于高状态的恒星，通常显示轨道周期与亮度变化周期相当一致。此亮度变化的振幅大于轨道周期的变化，称为超峰[3]。
猎犬座AM型的系统可能显示食，但因为这两颗星的尺寸都小，使这种情况很少见[4]。
系统属性[编辑]
猎犬座AM型的系统主要由氦星构成"捐赠"质量的恒星，白矮星通常经由吸积盘来累积质量。
成员[编辑]
10至65分钟的超短轨道周期，表明捐赠质量星和累积质量的星都是简并态或半简并态物质[5]。
累积质量的白矮星，其本身的质量大约是在0.5太阳质量（M☉）。尽管在某些情况下的温度可能更高，但通常在10,000至20,000K之间。对于一些恒星（例如鲸鱼座ES）已经提出超过10,000K的温度，可能没有吸积盘，而是会直接撞击恒星本体[6]。累积者的光度通常较低（绝对星等低于10等），但对于有高吸积率的极短周期系统，亮度可能会高出5星等。大部分情况下，吸积的光度会被吸积盘淹没掉[6][7]。一些猎犬座AM型变星被检测出X射线的波段。这些包括极热的吸积星，或是由于直接吸积撞击而可能产生的热点[4]。
捐赠质量的恒星可能是氦（或可能是混合的）白矮星、低质量的氦星、或已经演化的主序星[2]。在一些情况下，捐赠质量的白矮星质量可能与累积质量的白矮星相当。但即使是首次形成的系统，其质量无可避免的会低一点。在大多数的情况下，特别是当猎犬座AM型变星的质量捐赠者是非简并态时，其质量会被严重剥离至氦核小至0.01到0.1太阳质量之间。当质量被剥离时，它会绝热膨胀（或接近绝热膨胀），而降温至10,000－20,000K。因此，尽管在吸积过程停止后有可能探测到围绕白矮星运行的棕矮星或行星大小的天体，但猎犬座AM型变星的累积质量星实际上是看不见的[1]。
吸积盘通常是可见光辐射的主要来源。在高状态时，它的绝对星等可以达到5等，更典型的绝对星等在6～8星等，而在低状态的亮度会暗淡3～5星等。猎犬座AM型变星系统异常的光谱来自吸积盘，而吸积盘主要是由捐赠星的氦气形成。 与矮新星一样，高状态对应于具有光学厚的电离氦，是高温的吸积盘；而在低状态下，对应的是没有电离、透明的低温吸积盘[1]。超峰的变化是由于异常的吸积盘凹陷造成的。进动周期可能与这两颗恒星的质量比有关，未确定不可见伴星（捐赠者）的量提供了一种方法[7]。
轨道状态[编辑]
观察到的状态与联星系统的4种状态有关[1]：
- 不到12分钟的超短周期，没有积盘或者可能有一个非常小的吸积盘，并且显示吸积物质对白矮星没有直接的影响。
- 周期在12至20分钟的系统，形成一个大型、稳定的吸积盘，并经常性的出现爆发，可与无氢类新星相比较。
- 周期在20至40分钟的系统形成可变的吸积盘，偶尔出现爆发。可与无氢的大熊座SU型的矮新星比较。
- 轨道周期超过40分钟的系统形成小而稳定的吸积盘，可与宁静的矮新星比较。
形成方案[编辑]
参考资料[编辑]
- ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 Solheim, J.-E. AM CVn Stars: Status and Challenges. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2010, 122 (896): 1133. Bibcode:2010PASP..122.1133S. doi:10.1086/656680
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- ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 Nelemans, G. AM CVn stars. Hameury, J.-M.; Lasota, J.-P. (编). The Astrophysics of Cataclysmic Variables and Related Objects, Proceedings of ASP Conference 330. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. August 2005: 27. Bibcode:2005ASPC..330...27N. ISBN 1-58381-193-1. arXiv:astro-ph/0409676 .
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- ^ 7.0 7.1 Roelofs, G. H. A.; Groot, P. J.; Benedict, G. F.; McArthur, B. E.; Steeghs, D.; Morales-Rueda, L.; Marsh, T. R.; Nelemans, G. Hubble Space Telescope Parallaxes of AM CVn Stars and Astrophysical Consequences. The Astrophysical Journal. 2007, 666 (2): 1174. Bibcode:2007ApJ...666.1174R. arXiv:0705.3855 . doi:10.1086/520491.
外部链接[编辑]
- Beginner's guide to cataclysmic variable stars （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- A Tour of AM CVn （页面存档备份，存于互联网档案馆） (Chandra X-ray Observatory video)
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