Зоря типу AM Гончих Псів (англ. AM CVn star чи англ. AM Canum Venaticorum star) — це рідкісний тип катаклізмічної змінної зорі названої за прототипом [en]. У цих гарячих блакитних подвійних змінних, білий карлик акретує бідну на гідроген речовини з компактного компаньйона-донора.
Ці подвійні зорі мають надзвичайно короткі орбітальні періоди (менші 1 години) та незвичний спектр з домінантою гелію за відсутності або надзвичайної слабкості ліній гідрогену. Прогнозується, що вони є джерелами гравітаційного випромінювання, достатньо сильними для вимірювання Laser Interferometer Space Antenna.
Вигляд
Зорі типу AM CVn відрізняються від більшості інших катаклізмічних змінних відсутністю гідрогену у їх спектрах. Вони демонструють лінії, які відповідають гарячим зорям зі складними лініями поглинання або емісії. Деякі зорі демонструють лінії поглинання чи емісії у різний час. Досить давно відомо, що зорі AM CVn мають три типи поведінки:
- стан спалаху,
- високий стан,
- низький стан.
У стані спалаху, такі зорі демонструють сильну змінність з періодами 20–40 хвилин. Зорі та демонструють таку поведінку. Час від часу ці зорі також демонструють довші, і деколи трохи яскравіші, надспалахи. Інтервали між спалахами є довшими для зір з довшими періодами обертання. Спектри під час спалахів показують сильні лінії поглинання водню з багатьма слабшими лініями емісії водню та лініями заліза — майже на мінімумі. Спектральні лінії як правило подвійні — лінії поглинання з широким пласким низом та лінії емісії з гострими подвійними піками. Це найбільш поширений підтип змінних зір типу AM CVn, можливо тому, що їх найлегше виявити.
У високому стані зорі демонструють зміни яскравості у декілька десятих зоряної величини з численними короткими періодами, тривалістю менше 20 хвилин. Прототип демонструє цей стан; іншим яскравим прикладом є . Коливання яскравості часто відбуваються за схемою: один-два періоди найбільшої зміни, потім один період тиші. Спектри демонструють переважно гелієві лінії поглинання, а назва «високий стан» пов'язана з його схожістю на постійний спалах.
У низькому стані відсутня зміна яскравості, однак спектри змінюються з періодичністю від 40 хвилин до 1 години. є найкраще відомим прикладом такої зорі. Спектри демонструють переважно лінії емісії, а назва «низький стан» пов'язана з його схожістю на постійний мінімум спалахуючих зір.
Крім цих трьох стандартних підтипів змінності зір типу AM Гончих Псів, зорі з надзвичайно короткими періодами (< 12 хвилин) демонструють лише маленькі дуже швидкі зміни яскравості. Прикладами є та .
Зорі у високому стані, постійно або під час спалаху, часто демонструють зміни яскравості з досить сталим періодом, відмінним від орбітального періоду. Ця зміна яскравості має більшу амплітуду, ніж зміна з орбітальним періодом та відома як [de](англ. superhump).
У систем AM Гончих Псів можуть спостерігатись затемнення, однак рідко, оскільки розміри компонентів дуже маленькі.
Характеристики подвійних систем
Подвійні зорі типу AM Гончих Псів складаються з зорі-акретора — білого карлика, переважно гелієвої зорі-донора та зазвичай акреційного диска.
Компоненти
Ультракороткі орбітальні періоди у 10–65 хвилин вказують, що обидві зорі — і донор, і акретор, є виродженими або напів-виродженими об'єктами.
Акретором завжди є білий карлик, з масою 0,5-1 M☉. Як правило вони мають температуру 10 000-20 000 K, але у деяких випадках вона може бути вищою — для деяких дір були запропоновані температури понад 100 000 K (наприклад ES Кита), можливо внаслідок прямої акреції без утворення диску. Яскравість акретора зазвичай низька (менша абсолютної зоряної величини +10), але у деяких системах з дуже короткими орбітальними періодами та високою швидкістю акреції вона може досягати +5-ї зоряної величини. У більшості випадків світлове випромінювання акретора приховане акреційним диском. Деякі змінні AM CVn були зафіксовані на рентгенівських хвилях. Такі системи містили надзвичайно гарячі акретори, або можливо гарячі плями на акреторі внаслідок прямої ударної акреції.
Зоря-донор може бути або гелієвим (чи можливо гібридним) білим карликом, гелієвою зорею низьких мас або розвинутою зорею на головній послідовності. Деколи донор-білий карлик може мати масу, порівняну з масою акретора, хоча вона обов'язково дещо нижча коли система формується. У більшості випадків, і в першу чергу коли система типу AM CVn формується з невиродженим донором, у донора забирається майже вся речовина до маленького гелієвого ядра маси 0,01— 0,1 M☉. Коли зоря-донор позбавлена речовини, вона розширюється адіабатично (чи близько до того), охолоджуючись до 1-2 тисяч K. Тому зорі-донори у подвійних системах AM Гончих Псів фактично невидимі, хоча є шанс побачити довкола білого карлика коричневого карлика чи об'єкт планетарного розміру по завершенню процесу акреції.
Основним джерелом видимого випромінювання зазвичай є акреційний диск. Він може сягати абсолютної зоряної величини +5 у високому стані, типово це +6-8, а у низькому стані яскравість нижча на 3-5 зоряних величин. Незвичайним спектром зорі типу AM CVn також завдячують акреційному диску, які формуються переважно з гелію зорі-донора. Як і у карликових нових, високий стан відповідає більш гарячому диску з оптично товстим іонізованим гелієм, а у низькому стані диск прохолодніший, неіонізований і прозорий. Змінність яскравості у надпіку спричинена прецесією ексцентричного акреційного диска. Період прецесії може бути пов'язаний зі співвідношенням мас двох зір, що за підтвердження теорії може дозволити визначити масу навіть невидимих зір-донорів.
Орбітальні стани
У відомих зір типу AM Гончих Псів спостерігалися чотири орбітальні стани подвійних зоряних систем:
- у систем з надкороткими орбітальними періодами менше 12 хвилин відсутні акреційні диски, у них відбувається пряме падіння акретуючої речовини на білий карлик (можливо також, що вони мають дуже малий акреційний диск);
- системи з періодами між 12 та 20 хвилинами формують великий стабільний акреційний диск та на вигляд перебувають у постійному стані спалаху, порявняному з безводневою карликовою новою.
- системи з орбітальними періодами 20–40 хвилин формують змінні акреційні диски, які демонструють спалахи час від часу, схожі на безводневі змінні типу SU Великої Ведмедиці.
- системи з орбітальними періодами, довшими за 40 хвилин, формують невеликі стабільні акреційні диски, схожі на тиху карликову нову.
Сценарії формування
Існує три можливих типи компаньйона-донора у подвійній зорі типу AM Гончих Псів, а акретор — завжди білий карлик. В залежності від донора, кожний тип подвійної зорі формується різним еволюційним шляхом, хоча всі вони на початку включають тісну подвійну систему зір головної послідовності, яка проходить через одні або більше фаз спільної оболонки по мірі розвитку системи від головної послідовності.
Зорі типу AM CVn з донором-білим карликом можуть формуватися, коли подвійна система, яка складається з білого карлика та гіганта низької маси еволюціонують крізь фазу спільної оболонки. Наслідком спільної оболонки буде подвійна система з двох білих карликів. Через випромінення гравітаційних хвиль, подвійна система втрачає момент імпульсу, наслідком чого є зменшення орбіти подвійної системи. Коли орбітальний період зменшується до приблизно 5 хвилин, менш масивний (і більший) з двох білих карликів заповнює свою порожнину Роша і починає передачу маси на компаньйона. Невдовзі після початку передачі маси, орбітальна еволюція змінює напрямок і подвійна орбіта розширюється. Саме на цій фазі, після мінімуму періоду, найбільш ймовірно спостерігати подвійну зорю.
Зорі типу AM CVn з донором-гелієвою зорею формуються схоже, але у цьому випадку гігант, який спричиняє спільну оболонку, є більш масивним, тому з нього утворюється не другий білий карлик, а гелієва зоря. Гелієва зоря з більш розширеною, ніж білий карлик, і коли гравітаційні хвилі призводять до контакту двох зір, саме гелієва зоря заповнює свою порожнину Роша і починає передачу маси при скороченні орбітального періоду до бл. 10 хв. Як і у першого типу, очікується, що подвійна орбіта почне збільшуватись невдовзі після початку передачі мас і можна буде спостерігати подвійну зорю після мінімуму періоду.
Третім типом потенціального донора у системі типу AM CVn є розвинена зоря головної послідовності. У цьому випадку, друга зоря не формує спільну оболонку, але заповнює порожнину Роша наприкінці свого перебування на головній послідовності. Важливою передумовою цього сценарію є магнітне гальмування, яке дозволяє достатню втрату моменту імпульсу орбіти, а отже значне її скорочення до ультра-коротких періодів. Цей сценарій чутливий до початкового орбітального періоду; якщо зоря-донор заповнила порожнину Роща задовго до досягнення кінця перебування на головній послідовності, орбіта скоротиться, але потім «відскочить» до 70–80 хвилин, як у звичайних катаклізмічних нових. Якщо зоря-донор посне передачу маси запізно після кінця перебування на головній послідовності, коефіцієнт передачі маси буде високий і орбіти розійдуться. Лише вузький діапазон початкових орбітальних періодів між цими двома крайностями приведе до ультракоротких періодів зір типу AM Гончих Псів. Процес сходження двох зір у тісну орбіту під впливом магнітного гальмування називається магнітним захопленням. Утворені цим процесом подвійні зорі типу AM Гончих Псів можна спостерігати або до, або після мінімального періоду (який може становити від 5 до 70 хвилин, в залежності від моменту, коли зоря-донор заповнила свою порожнину Роша); також вважається, що на їх поверхні залишається частка гідрогену.
До «заспокоєння» у вигляді зір типу AM CVn, подвійні системи можуть проходити декілька вибухів гелієвих нових; можливим прикладом цього є . Передбачається, що у системах AM CVn процес передачі маси триватиму доки один компонент не стане темним субзоряним об'єктом, але можливо, що вони можуть стати надновими типу Ia, ймовірно малояскравою формою, відомою як тип .Ia чи Iax.
Примітки
- Solheim, J.-E. (2010). AM CVn Stars: Status and Challenges. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Т. 122, № 896. с. 1133. Bibcode:2010PASP..122.1133S. doi:10.1086/656680.
- Nelemans, G. (August 2005). AM CVn stars. У Hameury, J.-M.; Lasota, J.-P. (ред.). The Astrophysics of Cataclysmic Variables and Related Objects, Proceedings of ASP Conference. Т. 330. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. с. 27. arXiv:astro-ph/0409676. Bibcode:2005ASPC..330...27N. ISBN .
- Patterson, Joseph; Fried, Robert E.; Rea, Robert; Kemp, Jonathan; Espaillat, Catherine; Skillman, David R.; Harvey, David A.; o’Donoghue, Darragh; McCormick, Jennie; Velthuis, Fred; Walker, Stan; Retter, Alon; Lipkin, Yiftah; Butterworth, Neil; McGee, Paddy; Cook, Lewis M. (2002). Superhumps in Cataclysmic Binaries. XXI. HP Librae (=EC 15330−1403). Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Т. 114, № 791. с. 65. Bibcode:2002PASP..114...65P. doi:10.1086/339450.
- Anderson, Scott F.; Haggard, Daryl; Homer, Lee; Joshi, Nikhil R.; Margon, Bruce; Silvestri, Nicole M.; Szkody, Paula; Wolfe, Michael A.; Agol, Eric; Becker, Andrew C.; Henden, Arne; Hall, Patrick B.; Knapp, Gillian R.; Richmond, Michael W.; Schneider, Donald P.; Stinson, Gregory; Barentine, J. C.; Brewington, Howard J.; Brinkmann, J.; Harvanek, Michael; Kleinman, S. J.; Krzesinski, Jurek; Long, Dan; Neilsen, Jr., Eric H.; Nitta, Atsuko; , Stephanie A. (2005). Ultracompact AM Canum Venaticorum Binaries from the Sloan Digital Sky Survey: Three Candidates Plus the First Confirmed Eclipsing System. The Astronomical Journal. Т. 130, № 5. с. 2230. arXiv:astro-ph/0506730. Bibcode:2005AJ....130.2230A. doi:10.1086/491587.
- Kotko, I.; Lasota, J.-P.; Dubus, G.; Hameury, J.-M. (2012). Models of AM Canum Venaticorum star outbursts. Astronomy & Astrophysics. Т. 544. с. A13. arXiv:1205.5999. Bibcode:2012A&A...544A..13K. doi:10.1051/0004-6361/201219156.
- Bildsten, Lars; Townsley, Dean M.; Deloye, Christopher J.; Nelemans, Gijs (2006). The Thermal State of the Accreting White Dwarf in AM Canum Venaticorum Binaries. The Astrophysical Journal. Т. 640. с. 466. arXiv:astro-ph/0510652. Bibcode:2006ApJ...640..466B. doi:10.1086/500080.
- Roelofs, G. H. A.; Groot, P. J.; Benedict, G. F.; McArthur, B. E.; Steeghs, D.; Morales-Rueda, L.; Marsh, T. R.; Nelemans, G. (2007). Hubble Space Telescope Parallaxes of AM CVn Stars and Astrophysical Consequences. The Astrophysical Journal. Т. 666, № 2. с. 1174. arXiv:0705.3855. Bibcode:2007ApJ...666.1174R. doi:10.1086/520491.
Посилання
- Довідник для початківців по катаклізмічних змінних [ 5 листопада 2007 у Wayback Machine.](англ.)
- Відеотур по AM Гончих Псів [ 21 серпня 2020 у Wayback Machine.] (Рентгенівська обсерваторія Чандра)(англ.)
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Zorya tipu AM Gonchih Psiv angl AM CVn star chi angl AM Canum Venaticorum star ce ridkisnij tip kataklizmichnoyi zminnoyi zori nazvanoyi za prototipom en U cih garyachih blakitnih podvijnih zminnih bilij karlik akretuye bidnu na gidrogen rechovini z kompaktnogo kompanjona donora Ci podvijni zori mayut nadzvichajno korotki orbitalni periodi menshi 1 godini ta nezvichnij spektr z dominantoyu geliyu za vidsutnosti abo nadzvichajnoyi slabkosti linij gidrogenu Prognozuyetsya sho voni ye dzherelami gravitacijnogo viprominyuvannya dostatno silnimi dlya vimiryuvannya Laser Interferometer Space Antenna ViglyadZori tipu AM CVn vidriznyayutsya vid bilshosti inshih kataklizmichnih zminnih vidsutnistyu gidrogenu u yih spektrah Voni demonstruyut liniyi yaki vidpovidayut garyachim zoryam zi skladnimi liniyami poglinannya abo emisiyi Deyaki zori demonstruyut liniyi poglinannya chi emisiyi u riznij chas Dosit davno vidomo sho zori AM CVn mayut tri tipi povedinki stan spalahu visokij stan nizkij stan U stani spalahu taki zori demonstruyut silnu zminnist z periodami 20 40 hvilin Zori ta demonstruyut taku povedinku Chas vid chasu ci zori takozh demonstruyut dovshi i dekoli trohi yaskravishi nadspalahi Intervali mizh spalahami ye dovshimi dlya zir z dovshimi periodami obertannya Spektri pid chas spalahiv pokazuyut silni liniyi poglinannya vodnyu z bagatma slabshimi liniyami emisiyi vodnyu ta liniyami zaliza majzhe na minimumi Spektralni liniyi yak pravilo podvijni liniyi poglinannya z shirokim plaskim nizom ta liniyi emisiyi z gostrimi podvijnimi pikami Ce najbilsh poshirenij pidtip zminnih zir tipu AM CVn mozhlivo tomu sho yih najlegshe viyaviti U visokomu stani zori demonstruyut zmini yaskravosti u dekilka desyatih zoryanoyi velichini z chislennimi korotkimi periodami trivalistyu menshe 20 hvilin Prototip demonstruye cej stan inshim yaskravim prikladom ye Kolivannya yaskravosti chasto vidbuvayutsya za shemoyu odin dva periodi najbilshoyi zmini potim odin period tishi Spektri demonstruyut perevazhno geliyevi liniyi poglinannya a nazva visokij stan pov yazana z jogo shozhistyu na postijnij spalah U nizkomu stani vidsutnya zmina yaskravosti odnak spektri zminyuyutsya z periodichnistyu vid 40 hvilin do 1 godini ye najkrashe vidomim prikladom takoyi zori Spektri demonstruyut perevazhno liniyi emisiyi a nazva nizkij stan pov yazana z jogo shozhistyu na postijnij minimum spalahuyuchih zir Krim cih troh standartnih pidtipiv zminnosti zir tipu AM Gonchih Psiv zori z nadzvichajno korotkimi periodami lt 12 hvilin demonstruyut lishe malenki duzhe shvidki zmini yaskravosti Prikladami ye ta Zori u visokomu stani postijno abo pid chas spalahu chasto demonstruyut zmini yaskravosti z dosit stalim periodom vidminnim vid orbitalnogo periodu Cya zmina yaskravosti maye bilshu amplitudu nizh zmina z orbitalnim periodom ta vidoma yak de angl superhump U sistem AM Gonchih Psiv mozhut sposterigatis zatemnennya odnak ridko oskilki rozmiri komponentiv duzhe malenki Harakteristiki podvijnih sistemPodvijni zori tipu AM Gonchih Psiv skladayutsya z zori akretora bilogo karlika perevazhno geliyevoyi zori donora ta zazvichaj akrecijnogo diska Komponenti Ultrakorotki orbitalni periodi u 10 65 hvilin vkazuyut sho obidvi zori i donor i akretor ye virodzhenimi abo napiv virodzhenimi ob yektami Akretorom zavzhdi ye bilij karlik z masoyu 0 5 1 M Yak pravilo voni mayut temperaturu 10 000 20 000 K ale u deyakih vipadkah vona mozhe buti vishoyu dlya deyakih dir buli zaproponovani temperaturi ponad 100 000 K napriklad ES Kita mozhlivo vnaslidok pryamoyi akreciyi bez utvorennya disku Yaskravist akretora zazvichaj nizka mensha absolyutnoyi zoryanoyi velichini 10 ale u deyakih sistemah z duzhe korotkimi orbitalnimi periodami ta visokoyu shvidkistyu akreciyi vona mozhe dosyagati 5 yi zoryanoyi velichini U bilshosti vipadkiv svitlove viprominyuvannya akretora prihovane akrecijnim diskom Deyaki zminni AM CVn buli zafiksovani na rentgenivskih hvilyah Taki sistemi mistili nadzvichajno garyachi akretori abo mozhlivo garyachi plyami na akretori vnaslidok pryamoyi udarnoyi akreciyi Zorya donor mozhe buti abo geliyevim chi mozhlivo gibridnim bilim karlikom geliyevoyu zoreyu nizkih mas abo rozvinutoyu zoreyu na golovnij poslidovnosti Dekoli donor bilij karlik mozhe mati masu porivnyanu z masoyu akretora hocha vona obov yazkovo desho nizhcha koli sistema formuyetsya U bilshosti vipadkiv i v pershu chergu koli sistema tipu AM CVn formuyetsya z nevirodzhenim donorom u donora zabirayetsya majzhe vsya rechovina do malenkogo geliyevogo yadra masi 0 01 0 1 M Koli zorya donor pozbavlena rechovini vona rozshiryuyetsya adiabatichno chi blizko do togo oholodzhuyuchis do 1 2 tisyach K Tomu zori donori u podvijnih sistemah AM Gonchih Psiv faktichno nevidimi hocha ye shans pobachiti dovkola bilogo karlika korichnevogo karlika chi ob yekt planetarnogo rozmiru po zavershennyu procesu akreciyi Osnovnim dzherelom vidimogo viprominyuvannya zazvichaj ye akrecijnij disk Vin mozhe syagati absolyutnoyi zoryanoyi velichini 5 u visokomu stani tipovo ce 6 8 a u nizkomu stani yaskravist nizhcha na 3 5 zoryanih velichin Nezvichajnim spektrom zori tipu AM CVn takozh zavdyachuyut akrecijnomu disku yaki formuyutsya perevazhno z geliyu zori donora Yak i u karlikovih novih visokij stan vidpovidaye bilsh garyachomu disku z optichno tovstim ionizovanim geliyem a u nizkomu stani disk proholodnishij neionizovanij i prozorij Zminnist yaskravosti u nadpiku sprichinena precesiyeyu ekscentrichnogo akrecijnogo diska Period precesiyi mozhe buti pov yazanij zi spivvidnoshennyam mas dvoh zir sho za pidtverdzhennya teoriyi mozhe dozvoliti viznachiti masu navit nevidimih zir donoriv Orbitalni stani U vidomih zir tipu AM Gonchih Psiv sposterigalisya chotiri orbitalni stani podvijnih zoryanih sistem u sistem z nadkorotkimi orbitalnimi periodami menshe 12 hvilin vidsutni akrecijni diski u nih vidbuvayetsya pryame padinnya akretuyuchoyi rechovini na bilij karlik mozhlivo takozh sho voni mayut duzhe malij akrecijnij disk sistemi z periodami mizh 12 ta 20 hvilinami formuyut velikij stabilnij akrecijnij disk ta na viglyad perebuvayut u postijnomu stani spalahu poryavnyanomu z bezvodnevoyu karlikovoyu novoyu sistemi z orbitalnimi periodami 20 40 hvilin formuyut zminni akrecijni diski yaki demonstruyut spalahi chas vid chasu shozhi na bezvodnevi zminni tipu SU Velikoyi Vedmedici sistemi z orbitalnimi periodami dovshimi za 40 hvilin formuyut neveliki stabilni akrecijni diski shozhi na tihu karlikovu novu Scenariyi formuvannyaIsnuye tri mozhlivih tipi kompanjona donora u podvijnij zori tipu AM Gonchih Psiv a akretor zavzhdi bilij karlik V zalezhnosti vid donora kozhnij tip podvijnoyi zori formuyetsya riznim evolyucijnim shlyahom hocha vsi voni na pochatku vklyuchayut tisnu podvijnu sistemu zir golovnoyi poslidovnosti yaka prohodit cherez odni abo bilshe faz spilnoyi obolonki po miri rozvitku sistemi vid golovnoyi poslidovnosti Zori tipu AM CVn z donorom bilim karlikom mozhut formuvatisya koli podvijna sistema yaka skladayetsya z bilogo karlika ta giganta nizkoyi masi evolyucionuyut kriz fazu spilnoyi obolonki Naslidkom spilnoyi obolonki bude podvijna sistema z dvoh bilih karlikiv Cherez viprominennya gravitacijnih hvil podvijna sistema vtrachaye moment impulsu naslidkom chogo ye zmenshennya orbiti podvijnoyi sistemi Koli orbitalnij period zmenshuyetsya do priblizno 5 hvilin mensh masivnij i bilshij z dvoh bilih karlikiv zapovnyuye svoyu porozhninu Rosha i pochinaye peredachu masi na kompanjona Nevdovzi pislya pochatku peredachi masi orbitalna evolyuciya zminyuye napryamok i podvijna orbita rozshiryuyetsya Same na cij fazi pislya minimumu periodu najbilsh jmovirno sposterigati podvijnu zoryu Zori tipu AM CVn z donorom geliyevoyu zoreyu formuyutsya shozhe ale u comu vipadku gigant yakij sprichinyaye spilnu obolonku ye bilsh masivnim tomu z nogo utvoryuyetsya ne drugij bilij karlik a geliyeva zorya Geliyeva zorya z bilsh rozshirenoyu nizh bilij karlik i koli gravitacijni hvili prizvodyat do kontaktu dvoh zir same geliyeva zorya zapovnyuye svoyu porozhninu Rosha i pochinaye peredachu masi pri skorochenni orbitalnogo periodu do bl 10 hv Yak i u pershogo tipu ochikuyetsya sho podvijna orbita pochne zbilshuvatis nevdovzi pislya pochatku peredachi mas i mozhna bude sposterigati podvijnu zoryu pislya minimumu periodu Tretim tipom potencialnogo donora u sistemi tipu AM CVn ye rozvinena zorya golovnoyi poslidovnosti U comu vipadku druga zorya ne formuye spilnu obolonku ale zapovnyuye porozhninu Rosha naprikinci svogo perebuvannya na golovnij poslidovnosti Vazhlivoyu peredumovoyu cogo scenariyu ye magnitne galmuvannya yake dozvolyaye dostatnyu vtratu momentu impulsu orbiti a otzhe znachne yiyi skorochennya do ultra korotkih periodiv Cej scenarij chutlivij do pochatkovogo orbitalnogo periodu yaksho zorya donor zapovnila porozhninu Rosha zadovgo do dosyagnennya kincya perebuvannya na golovnij poslidovnosti orbita skorotitsya ale potim vidskochit do 70 80 hvilin yak u zvichajnih kataklizmichnih novih Yaksho zorya donor posne peredachu masi zapizno pislya kincya perebuvannya na golovnij poslidovnosti koeficiyent peredachi masi bude visokij i orbiti rozijdutsya Lishe vuzkij diapazon pochatkovih orbitalnih periodiv mizh cimi dvoma krajnostyami privede do ultrakorotkih periodiv zir tipu AM Gonchih Psiv Proces shodzhennya dvoh zir u tisnu orbitu pid vplivom magnitnogo galmuvannya nazivayetsya magnitnim zahoplennyam Utvoreni cim procesom podvijni zori tipu AM Gonchih Psiv mozhna sposterigati abo do abo pislya minimalnogo periodu yakij mozhe stanoviti vid 5 do 70 hvilin v zalezhnosti vid momentu koli zorya donor zapovnila svoyu porozhninu Rosha takozh vvazhayetsya sho na yih poverhni zalishayetsya chastka gidrogenu Do zaspokoyennya u viglyadi zir tipu AM CVn podvijni sistemi mozhut prohoditi dekilka vibuhiv geliyevih novih mozhlivim prikladom cogo ye Peredbachayetsya sho u sistemah AM CVn proces peredachi masi trivatimu doki odin komponent ne stane temnim subzoryanim ob yektom ale mozhlivo sho voni mozhut stati nadnovimi tipu Ia jmovirno maloyaskravoyu formoyu vidomoyu yak tip Ia chi Iax PrimitkiSolheim J E 2010 AM CVn Stars Status and Challenges Publications of the Astronomical Society of the Pacific T 122 896 s 1133 Bibcode 2010PASP 122 1133S doi 10 1086 656680 Nelemans G August 2005 AM CVn stars U Hameury J M Lasota J P red The Astrophysics of Cataclysmic Variables and Related Objects Proceedings of ASP Conference T 330 San Francisco Astronomical Society of the Pacific s 27 arXiv astro ph 0409676 Bibcode 2005ASPC 330 27N ISBN 1 58381 193 1 Patterson Joseph Fried Robert E Rea Robert Kemp Jonathan Espaillat Catherine Skillman David R Harvey David A o Donoghue Darragh McCormick Jennie Velthuis Fred Walker Stan Retter Alon Lipkin Yiftah Butterworth Neil McGee Paddy Cook Lewis M 2002 Superhumps in Cataclysmic Binaries XXI HP Librae EC 15330 1403 Publications of the Astronomical Society of the Pacific T 114 791 s 65 Bibcode 2002PASP 114 65P doi 10 1086 339450 Anderson Scott F Haggard Daryl Homer Lee Joshi Nikhil R Margon Bruce Silvestri Nicole M Szkody Paula Wolfe Michael A Agol Eric Becker Andrew C Henden Arne Hall Patrick B Knapp Gillian R Richmond Michael W Schneider Donald P Stinson Gregory Barentine J C Brewington Howard J Brinkmann J Harvanek Michael Kleinman S J Krzesinski Jurek Long Dan Neilsen Jr Eric H Nitta Atsuko Stephanie A 2005 Ultracompact AM Canum Venaticorum Binaries from the Sloan Digital Sky Survey Three Candidates Plus the First Confirmed Eclipsing System The Astronomical Journal T 130 5 s 2230 arXiv astro ph 0506730 Bibcode 2005AJ 130 2230A doi 10 1086 491587 Kotko I Lasota J P Dubus G Hameury J M 2012 Models of AM Canum Venaticorum star outbursts Astronomy amp Astrophysics T 544 s A13 arXiv 1205 5999 Bibcode 2012A amp A 544A 13K doi 10 1051 0004 6361 201219156 Bildsten Lars Townsley Dean M Deloye Christopher J Nelemans Gijs 2006 The Thermal State of the Accreting White Dwarf in AM Canum Venaticorum Binaries The Astrophysical Journal T 640 s 466 arXiv astro ph 0510652 Bibcode 2006ApJ 640 466B doi 10 1086 500080 Roelofs G H A Groot P J Benedict G F McArthur B E Steeghs D Morales Rueda L Marsh T R Nelemans G 2007 Hubble Space Telescope Parallaxes of AM CVn Stars and Astrophysical Consequences The Astrophysical Journal T 666 2 s 1174 arXiv 0705 3855 Bibcode 2007ApJ 666 1174R doi 10 1086 520491 PosilannyaDovidnik dlya pochatkivciv po kataklizmichnih zminnih 5 listopada 2007 u Wayback Machine angl Videotur po AM Gonchih Psiv 21 serpnya 2020 u Wayback Machine Rentgenivska observatoriya Chandra angl