ดาว AM Canum Venaticorum ( ดาว AM CVn ) เป็น ดาวแปรแสงชนิดหายากที่ตั้งชื่อตามดาวต้นแบบAM Canum Venaticorumในระบบดาวแปรแสงคู่ สีน้ำเงินร้อนนี้ ดาวแคระขาวจะดูด กลืนสสารที่มี ไฮโดรเจนน้อยจากดาวคู่ขนาดกะทัดรัด

ระบบดาวคู่เหล่านี้มีคาบการโคจรที่สั้นมาก (สั้นกว่าประมาณหนึ่งชั่วโมง) และมีสเปกตรัม ที่ผิดปกติ โดยมีฮีเลียม เป็นองค์ประกอบหลัก ในขณะที่ไฮโดรเจนไม่มีอยู่เลยหรือมีน้อยมาก คาดการณ์ว่าพวกมันเป็นแหล่งกำเนิดคลื่นความโน้มถ่วงที่รุนแรงมากพอที่จะตรวจจับได้ด้วยเครื่องมือตรวจวัดคลื่นความโน้มถ่วงด้วยเลเซอร์ (LISA)

ดาว AM CVn แตกต่างจากดาวแปรผันหายนะ (CV) อื่นๆ ส่วนใหญ่ตรงที่ไม่มีเส้นไฮโดรเจนในสเปกตรัม พวกมันแสดงสเปกตรัมต่อเนื่องกว้างๆ ที่สอดคล้องกับดาวร้อนที่มีเส้นดูดกลืนหรือเส้นเปล่งแสงที่ซับซ้อน ดาวบางดวงแสดงเส้นดูดกลืนและเส้นเปล่งแสงในเวลาที่ต่างกัน ดาว AM CVn เป็นที่รู้จักกันมานานแล้วว่ามีพฤติกรรมสามประเภท ได้แก่สถานะระเบิดสถานะสูงและสถานะต่ำ^{[ 1 ]}

ในสภาวะการปะทุ ดาวฤกษ์จะแสดงความแปรปรวนอย่างมากด้วยคาบเวลา 20–40 นาที ดาวฤกษ์V803 CentauriและCR Boötisเป็นดาวฤกษ์ที่แสดงพฤติกรรมการปะทุ^{[ 2 ]} ดาวฤกษ์เหล่านี้บางครั้งแสดง การปะทุที่ รุนแรงขึ้น และบางครั้งก็สว่างขึ้นเล็กน้อยช่วงเวลาระหว่างการปะทุจะยาวนานขึ้นโดยเฉลี่ยสำหรับดาวฤกษ์ที่มีคาบเวลาที่ยาวขึ้น สเปกตรัมแสดงเส้นดูดกลืนฮีเลียมที่รุนแรงในระหว่างการปะทุ โดยมีเส้นการปล่อยฮีเลียมและเหล็กที่อ่อนกว่าจำนวนมากใกล้จุดต่ำสุด เส้นสเปกตรัมมักจะเป็นสองเท่า ทำให้เกิดเส้นดูดกลืนแบบก้นแบนกว้างและเส้นการปล่อยแบบสองยอดที่คมชัด นี่เป็นประเภทของตัวแปร AM CVn ที่พบได้บ่อยที่สุด อาจเป็นเพราะตรวจจับได้ง่ายที่สุด

ในสถานะสูง ดาวฤกษ์จะแสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่างเพียงไม่กี่ส่วนสิบของแมกนิจูดด้วยช่วงเวลาสั้นๆ หลายช่วง น้อยกว่าหรือประมาณ 20 นาที AM CVn เองก็แสดงสถานะนี้เช่นกัน พร้อมกับตัวอย่างที่สว่างอื่นๆ อย่างHP Librae [ ^{2 ] การ} เปลี่ยนแปลงมักเกิดขึ้นอย่างรุนแรงที่สุดด้วยช่วงเวลาหนึ่งหรือสองช่วง และช่วงเวลาการเต้นระหว่างช่วงเหล่านั้น สเปกตรัมแสดงเส้นดูดกลืนส่วนใหญ่ของฮีเลียม และสถานะสูงนี้ได้รับการตั้งชื่อเช่นนั้นเนื่องจากมีความคล้ายคลึงกับการปะทุถาวร

ในสถานะต่ำ ความสว่างจะไม่เปลี่ยนแปลง แต่สเปกตรัมจะแปรผันตามช่วงเวลาที่ยาวนานกว่า 40 นาที จนถึงประมาณหนึ่งชั่วโมง ดาว GP Comae Berenicesเป็นดาวที่รู้จักกันดีที่สุดในประเภทนี้^{[ 2 ]} สเปกตรัมแสดงการปล่อยแสงเป็นหลัก และสถานะนี้คล้ายกับค่าต่ำสุดถาวรของดาวที่ระเบิด

นอกจากความแปรปรวนมาตรฐานสามประเภทแล้ว ดาวฤกษ์ที่มีคาบสั้นมาก (< 12 นาที) ยังแสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่างที่รวดเร็วเพียงเล็กน้อยเท่านั้นES CetiและV407 Vulpeculaeแสดงพฤติกรรมนี้^{[ 2 ]}

ดาวฤกษ์ที่อยู่ในสถานะสูง ไม่ว่าจะโดยถาวรหรือระหว่างการระเบิด มักจะแสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่างด้วยคาบที่ค่อนข้างคงที่ซึ่งแตกต่างจากคาบวงโคจรการเปลี่ยนแปลงความสว่างนี้มีแอมพลิจูดที่ใหญ่กว่าการเปลี่ยนแปลงตามคาบวงโคจรและเรียกว่าซูเปอร์ฮัมพ์^{[ 3 ]}

เป็นไปได้ที่ระบบ AM CVn จะแสดงปรากฏการณ์สุริยุปราคาแต่เกิดขึ้นได้ยากเนื่องจากดาวฤกษ์ที่เป็นส่วนประกอบทั้งสองมีขนาดเล็กมาก^{[ 4 ]}

ระบบ AM CVn ประกอบด้วย ดาว แคระขาวที่เป็น ตัวดูดกลืน สสาร ดาวผู้ให้สสารซึ่งส่วนใหญ่ประกอบด้วยฮีเลียมและโดยปกติจะมีจานสะสมสสารด้วย

คาบ วงโคจร ที่สั้นมาก 10–65 นาที บ่งชี้ว่าทั้งดาวผู้ให้และดาวผู้รับเป็น วัตถุ เสื่อมสภาพหรือกึ่งเสื่อมสภาพ^{[ 5 ]}

ดาวที่ดูดกลืนสสารมักจะเป็นดาวแคระขาว โดยมีมวลอยู่ระหว่างประมาณครึ่งหนึ่งถึงหนึ่งเท่าของมวลของดวงอาทิตย์₍ M☉ )โดยทั่วไปจะมีอุณหภูมิ 10,000–20,000 K แม้ว่าในบางกรณีอาจสูงกว่านั้นได้ มีการเสนอว่าดาวบางดวง (เช่น ES Ceti) อาจมีอุณหภูมิสูงกว่า 100,000 K ซึ่งอาจเกิดจากการดูดกลืนสสารโดยตรงโดยไม่มีจาน^{[ 6 ]} ความสว่างของดาวที่ดูดกลืนสสารมักจะต่ำ (จางกว่าความสว่างสัมบูรณ์ 10) แต่สำหรับระบบที่มีคาบสั้นมากและมีอัตราการดูดกลืนสสารสูง ความสว่างอาจสูงถึงระดับ 5 ในกรณีส่วนใหญ่ แสงที่ปล่อยออกมาจากดาวที่ดูดกลืนสสารจะถูกบดบังด้วยจานดูดกลืนสสาร^{[ 6 ] [ 7 ]} ตัวแปร AM CVn บางตัวถูกตรวจพบที่ความยาวคลื่นรังสีเอ็กซ์ ตัวแปรเหล่านี้ประกอบด้วยดาวที่ดูดกลืนสสารที่มีอุณหภูมิสูงมาก หรือจุดร้อนบนดาวที่ดูดกลืนสสารอาจเกิดจากการดูดกลืนสสารโดยตรง^{[ 4 ]}

ดาวผู้บริจาคอาจเป็นดาวแคระขาวฮีเลียม (หรืออาจเป็นดาวแคระขาวแบบผสม) ดาวฮีเลียม มวลต่ำ หรือดาวลำดับหลัก ที่วิวัฒนาการแล้ว ^{[ 2 ]} ในบางกรณี ดาวแคระขาวผู้บริจาคอาจมีมวลใกล้เคียงกับดาวที่รับมวล แม้ว่าจะมีมวลน้อยกว่าอย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้แม้ในขณะที่ระบบเริ่มก่อตัวขึ้น ในกรณีส่วนใหญ่ และโดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อระบบ AM CVn ก่อตัวขึ้นโดยมีดาวผู้บริจาคที่ไม่เสื่อมสภาพ ดาวผู้บริจาคจะถูกดึงมวลออกไปจนเหลือแกนฮีเลียมขนาดเล็กมากที่ 0.01  M ☉ _– 0.1  M _☉เมื่อดาวผู้ให้ถูกดึงออกไป มันจะขยายตัวแบบอะเดียแบติก (หรือใกล้เคียง) โดยเย็นตัวลงเหลือเพียง 10,000–20,000 K เท่านั้น ดังนั้น ดาวผู้ให้ในระบบ AM CVn จึงมองไม่เห็นอย่างแท้จริง แม้ว่าจะมีความเป็นไปได้ที่จะตรวจพบดาวแคระน้ำตาลหรือวัตถุขนาดเท่าดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาวแคระขาวเมื่อกระบวนการสะสมมวลหยุดลง^{[ 1 ]}

จานสะสมมวลมักเป็นแหล่งกำเนิดหลักของรังสีที่มองเห็นได้ อาจมีความสว่างถึงระดับความสว่างสัมบูรณ์ 5 ในสถานะสูง โดยทั่วไปจะมีความสว่างสัมบูรณ์ 6–8 แต่จะจางลง 3–5 ระดับในสถานะต่ำ สเปกตรัมที่ผิดปกติซึ่งเป็นลักษณะเฉพาะของระบบ AM CVn มาจากจานสะสมมวล จานเหล่านี้ส่วนใหญ่ประกอบด้วยฮีเลียมจากดาวผู้ให้ เช่นเดียวกับดาวแคระโนวาสถานะสูงสอดคล้องกับสถานะจานที่ร้อนกว่าซึ่งมีฮีเลียมไอออนไนซ์ที่ทึบแสง ในขณะที่ในสถานะต่ำ จานจะเย็นกว่า ไม่มีการไอออนไนซ์ และโปร่งใส^{[ 1 ]} ความแปรปรวนของซูเปอร์ฮัมป์เกิดจากการหมุนควงของจานสะสมมวลแบบวงรี ระยะเวลาการหมุนควงสามารถเชื่อมโยงกับอัตราส่วนของมวลของดาวทั้งสองดวง ทำให้สามารถกำหนดมวลของดาวผู้ให้ที่มองไม่เห็นได้^{[ 7 ]}

สถานะที่สังเกตได้นั้นเกี่ยวข้องกับสถานะระบบไบนารีสี่สถานะ: ^{[ 1 ]}

• คาบการโคจรที่สั้นมาก น้อยกว่า 12 นาที จะไม่มีจานสะสมมวล และแสดงให้เห็นถึงการชนโดยตรงของวัสดุที่สะสมอยู่บนดาวแคระขาว หรืออาจมีจานสะสมมวลขนาดเล็กมาก
• ระบบที่มีคาบการโคจรอยู่ระหว่าง 12 ถึง 20 นาที จะก่อตัวเป็นจานสะสมมวลขนาดใหญ่ที่เสถียร และปรากฏให้เห็นในสภาวะปะทุอย่างต่อเนื่อง เทียบได้กับดาวแปรแสงแบบโนวาที่ปราศจากไฮโดรเจน
• ระบบที่มีคาบเวลา 20–40 นาที จะก่อ ตัว เป็นจานแปรผันซึ่งแสดงการปะทุเป็นครั้งคราว เทียบได้กับ ดาวแคระโนวาประเภทSU UMaที่ปราศจากไฮโดรเจน
• ระบบที่มีคาบการโคจรนานกว่า 40 นาที จะก่อตัวเป็นจานสะสมมวลขนาดเล็กที่เสถียร คล้ายกับดาวแคระโนวาที่อยู่ในสภาวะสงบ

มีดาวผู้บริจาคที่เป็นไปได้สามประเภทในไบนารีแปรผัน AM CVn แม้ว่าดาวผู้สะสมจะเป็นดาวแคระขาวเสมอ ไบนารีแต่ละประเภทก่อตัวขึ้นผ่านเส้นทางวิวัฒนาการที่แตกต่างกัน แม้ว่าทั้งหมดจะเกี่ยวข้องกับไบนารีลำดับหลักที่ใกล้ชิดกันในตอนเริ่มต้น โดยผ่าน เฟส ซองร่วม หนึ่งเฟสหรือมากกว่านั้น ในขณะที่ดาววิวัฒนาการออกไปจากลำดับหลัก^{[ 1 ]}

ดาว AM CVn ที่มีดาวแคระขาวเป็นผู้ให้สามารถก่อตัวขึ้นได้เมื่อระบบดาวคู่ที่ประกอบด้วยดาวแคระขาวและดาวยักษ์ มวลน้อย วิวัฒนาการผ่าน ระยะ ซองร่วม (CE) ผลลัพธ์ของ CE จะเป็นระบบดาวคู่ดาวแคระขาวสองดวง ผ่านการปล่อยรังสีโน้มถ่วง ระบบดาวคู่จะสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมซึ่งทำให้วงโคจรของระบบดาวคู่หดตัวลง เมื่อคาบวงโคจรหดตัวลงเหลือประมาณ 5 นาที ดาวแคระขาวที่มีมวลน้อยกว่า (และมีขนาดใหญ่กว่า) จะเติมเต็มกลีบโรช ของมัน และเริ่มถ่ายโอนมวลไปยังคู่ของมัน ไม่นานหลังจากเริ่มการถ่ายโอนมวล วิวัฒนาการของวงโคจรจะกลับทิศทางและวงโคจรของระบบดาวคู่จะขยายตัว ในระยะนี้หลังจากคาบต่ำสุด ระบบดาวคู่มีแนวโน้มที่จะถูกสังเกตได้มากที่สุด^{[ 1 ]}

ดาว AM CVn ที่มีดาวฮีเลียมเป็นผู้ให้กำเนิดนั้นก่อตัวขึ้นในลักษณะที่คล้ายคลึงกัน แต่ในกรณีนี้ ดาวยักษ์ที่ทำให้เกิดซองร่วมกันนั้นมีมวลมากกว่าและสร้างดาวฮีเลียมแทนที่จะเป็นดาวแคระขาวดวงที่สอง ดาวฮีเลียมมีขนาดใหญ่กว่าดาวแคระขาว และเมื่อการแผ่รังสีโน้มถ่วงนำดาวทั้งสองมาสัมผัสกัน ดาวฮีเลียมจะเป็นดาวที่เติมเต็มกลีบโรชและเริ่มการถ่ายโอนมวลที่คาบการโคจรประมาณ 10 นาที เช่นเดียวกับกรณีของดาวแคระขาวที่เป็นผู้ให้กำเนิด คาดว่าวงโคจรของระบบดาวคู่จะ 'เด้ง' และเริ่มขยายตัวหลังจากเริ่มการถ่ายโอนมวลไม่นาน และโดยทั่วไปเราควรสังเกตระบบดาวคู่หลังจากช่วงเวลาต่ำสุด^{[ 1 ]}

ดาว ผู้ให้มวลประเภทที่สามในระบบ AM CVn คือ ดาวฤกษ์ ลำดับหลักที่วิวัฒนาการแล้วในกรณีนี้ ดาวฤกษ์รองจะไม่ก่อให้เกิดซองร่วม แต่จะเติมเต็มขอบเขตโรช (Roche lobe) ใกล้ช่วงปลายของลำดับหลัก (ลำดับหลักอายุสุดท้าย หรือTAMS ) ส่วนประกอบสำคัญสำหรับสถานการณ์นี้คือการเบรกด้วยสนามแม่เหล็กซึ่งช่วยให้การสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมจากวงโคจรมีประสิทธิภาพ และส่งผลให้วงโคจรหดตัวอย่างมากจนมีคาบสั้นมาก สถานการณ์นี้ค่อนข้างไวต่อคาบวงโคจรเริ่มต้น หากดาวผู้ให้มวลเติมเต็มขอบเขตโรชก่อน TAMS นานเกินไป วงโคจรจะลู่เข้า แต่จะกระเด้งที่คาบ 70-80 นาที เหมือนกับดาวแปรแสงทั่วไป หากดาวผู้ให้มวลเริ่มถ่ายโอนมวลนานเกินไปหลังจาก TAMS อัตราการถ่ายโอนมวลจะสูงและวงโคจรจะลู่ออก มีเพียงช่วงแคบๆ ของคาบเริ่มต้นรอบๆคาบการแยกสาขา นี้เท่านั้น ที่จะนำไปสู่คาบสั้นมากที่สังเกตได้ในดาว AM CVn กระบวนการนำดาวสองดวงเข้าสู่วงโคจรที่ใกล้กันภายใต้อิทธิพลของการเบรกด้วยสนามแม่เหล็กเรียกว่าการจับด้วยสนามแม่เหล็กดาว AM CVn ที่เกิดขึ้นด้วยวิธีนี้สามารถสังเกตได้ทั้งก่อนหรือหลังคาบต่ำสุด (ซึ่งอาจอยู่ระหว่าง 5 ถึง 70 นาที ขึ้นอยู่กับว่าดาวผู้ให้เต็มกลีบโรชเมื่อใด) และสันนิษฐานว่ามีไฮโดรเจนบางส่วนอยู่บนพื้นผิว^{[ 1 ] [ 2 ]}

ก่อนที่จะเข้าสู่สถานะ AM CVn ระบบไบนารีอาจเกิด การระเบิด ของฮีเลียมโนวา หลายครั้ง ซึ่งV445 Puppisเป็นตัวอย่างที่เป็นไปได้ ระบบ AM CVn คาดว่าจะถ่ายโอนมวลจนกระทั่งองค์ประกอบหนึ่งกลายเป็นวัตถุใต้ดาวฤกษ์มืด แต่ก็เป็นไปได้ว่าอาจส่งผลให้เกิด^ซูเปอร์โนวาประเภท Iaซึ่งอาจเป็นรูปแบบที่มีความสว่างน้อยที่เรียกว่าประเภท IaหรือIax ^{[ 1} ]

• คู่มือเบื้องต้นสำหรับดาวแปรแสงแบบหายนะ
• พาชมยาน AM CVn ( วิดีโอ จากกล้องโทรทัศน์รังสีเอ็กซ์จันทรา )