可視光スペクトルで、ヘリウム原子吸収線がみえる場合、吸収線の輪郭は幅が広くて浅く、左右対称ではない。また、時間と共に輪郭が変化する。りょうけん座AM型星は当初、単独のヘリウム白色矮星（DB型）であるとする説もあったが、DB型星のヘリウム吸収線は、裾は幅広いが、中心は鋭くて深く、左右対称である。一方、りょうけん座AM型星は、吸収線全体が幅広く、吸収の底は浅いので、DB型星とは恒星大気理論の上でかけ離れた特徴となっている。ヘリウム吸収線の幅は、一般的な激変星における降着円盤の回転速度と同等である。しかし、ハイステートでのみヘリウム吸収線がみえる天体では、吸収線はもう少し深くて狭く、高速回転よりも高い大気の圧力による拡幅の方がうまく説明できるものもある。
可視光スペクトルで、ヘリウム原子輝線がみえる場合、輝線の典型的な輪郭は、二こぶの幅広い輝線とその中心に鋭く強い輝線、という形をとる。鋭い輝線によって、視線速度の時間変化とその周期を求めることができ、変化は連星の軌道運動によるものと考えられる。
ヘリウムイオンのスペクトルは、その一部が多くの天体で輝線としてみえる。一部には、ヘリウムイオン輝線がとても強いものもある。
組み合わせ.
これらを総合すると、
分類.
りょうけん座AM型星の条件として、分類名を提唱したワーナーがまとめたものは、まず全ての天体に共通する特徴に
といったことが挙げられ、更に、一部に共通するそれ以外の特徴として、
といったことがある。
構造.
りょうけん座AM型星は激変星の一種であり、白色矮星を主星とする近接連星系で、伴星と相互作用、つまり伴星から主星への質量輸送が発生しており、多くの場合、主星の周りに降着円盤を形成する。ただし、降着物質は一般的な激変星とは異なり、ヘリウムを主成分としている。
相互作用連星であるので、伴星はロッシュ・ローブを満たしており、更に、軌道周期が非常に短いことから伴星の密度を予測すると、縮退、或いは少なくとも半縮退状態にあることが示唆される。そのため、系の構造が理論化された当初から、伴星も白色矮星である可能性が高いと言及されており、以後一貫して有力な説の一つとなっている。一方で、伴星から主星への質量輸送率が高いと、伴星は縮退星にはなれないとする予想もあり、伴星が半縮退のヘリウム星であるとする説もまた有力である。
進化.