Polární (hvězda) - Polar (star)

Polární proměnné jsou magnetičtí bílí trpaslíci akumulující materiál od dárce s nízkou hmotností, bez akrečního disku kvůli intenzivnímu magnetickému poli

Polar je vysoce magnetické druh kataklyzmatické proměnné dvojhvězdy systému, který byl původně známý jako hvězda AM Herculis po prototypu člena AM Herculis . Stejně jako ostatní kataklyzmatické proměnné (CV) obsahují poláry dvě hvězdy: narůstající bílý trpaslík (WD) a hvězda s nízkou hmotností (obvykle červený trpaslík ), která přenáší hmotu na WD v důsledku gravitačního působení WD, přetéká Rocheovým lalokem . Poláry se od ostatních CV odlišují přítomností velmi silného magnetického pole ve WD. Typické magnetické intenzity pole polárních systémů 10 milionů na 80 milionů gaussů (1000-8000 Tesla ). WD v polárním AN Ursae Majoris má nejsilnější známé magnetické pole mezi kataklyzmatickými proměnnými s intenzitou pole 230 milionů gaussů (23 kT).

Akreční mechanismus

Jedním z nejdůležitějších důsledků magnetismu WD je to, že synchronizuje rotační období WD s orbitální periodou binárního souboru; na první objednávku to znamená, že stejná strana WD vždy stojí před dárcovskou hvězdou. Tato synchronní rotace je považována za definující vlastnost pólů. Navíc magnetické pole WD zachycuje akreční proud z dárcovské hvězdy, než se může vyvinout v akreční disk . Zachycení akrečního proudu je známé jako závitování a nastává, když magnetický tlak z WD odpovídá tlaku beranu proudu . Zachycený materiál proudí podél čar magnetického pole WD, dokud se prudce nehromadí na WD v šoku poblíž jednoho nebo více magnetických pólů hvězdy . Tato akreční oblast pokrývá pouze zlomek povrchu WD, ale může přispívat polovinou optického světla systému. Kromě optického a blízkého infračerveného cyklotronového záření produkuje akreční oblast také rentgenové záření kvůli vysoké teplotě plynu v šoku, takže polární záření je v rentgenových paprskech často jasnější než nemagnetické CV.

Zatímco narůstání v nemagnetickém systému je řízeno viskozitou uvnitř akrečního disku, narůstání v poláru je zcela magnetické. Navíc, zatímco akreční disk lze hrubě představit jako dvourozměrnou strukturu bez významné tloušťky, akreční tok v poláru má složitou trojrozměrnou strukturu, protože čáry magnetického pole jej zvedají z orbitální roviny. V některých pólech skutečně vertikální rozsah akrečního toku umožňuje, aby pravidelně procházel před akrečním bodem WD při pohledu ze Země, což dočasně snižuje pozorovaný jas systému.

Poláři odvozují svůj název od lineárně a kruhově polarizovaného světla, které produkují. Informace o akreční geometrii poláru lze zjistit studiem jeho polarizace.

Asynchronní poláry

Poměr 1: 1 rotační periody WD a binární orbitální periody je základní vlastností pólů, ale ve čtyřech pólech ( V1500 Cyg , BY Cam, V1432 Aql a CD Ind) se tyto dvě období liší o ~ 1% nebo méně. Nejběžnějším vysvětlením asynchronní rotace WD je, že každý z těchto systémů byl synchronní, dokud nová erupce nezlomila synchronizaci změnou doby rotace WD. První známý asynchronní polární, V1500 Cyg, prošel novou v roce 1975 a její asynchronní rotace byla objevena po vyblednutí novy a poskytla nejlepší pozorovací důkazy tohoto scénáře. V modelech V1500 Cyg, BY Cam a V1432 Aql existují observační důkazy o tom, že WD resynchronizuje své spinové období s orbitálním obdobím a očekává se, že tyto systémy budou synchronizovány v časovém měřítku staletí.

Kvůli nepatrnému rozdílu mezi periodami orbitální a rotace WD se WD a jeho magnetosféra pomalu otáčejí, jak je vidět z dárcovské hvězdy. Kriticky tato asynchronní rotace způsobí, že akreční proud interaguje s různými čarami magnetického pole . Vzhledem k tomu, že akreční tok cestuje podél siločar, které jej zachytily, bude při interakci s různými siločáry sledovat různé trajektorie. Konkrétním příkladem je, že akreční tok v zákrytové polární V1432 Aql se někdy navléká na siločáry, které jej přenášejí tak daleko nad orbitální rovinu, že tok není zastíněn, když donorská hvězda zatmění WD, ale jindy se navlékne na siločáry s menším vertikálním rozsahem, což způsobí, že akreční tok bude mnohem více zastíněn. Ukázalo se, že odpovídající variace hloubky zatmění velmi silně závisí na orientaci magnetického pole WD vzhledem k donorové hvězdě. Pro srovnání, v synchronním pólu se WD neotáčí vzhledem k dárcovské hvězdě a proud vždy interaguje se stejnými siločarami, což vede ke stabilní akreční geometrii.

V každém ze čtyř asynchronních pólů také existuje důkaz, že akreční proud je schopen cestovat mnohem hlouběji do magnetosféry WD než v synchronních systémech, což znamená neobvykle vysokou rychlost přenosu hmoty z donorové hvězdy nebo nízkou sílu magnetického pole, ale toto nebylo podrobně studováno.

Mezilehlé poláry

Další třídou kataklyzmatických proměnných s magnetickými bílými trpaslíky akumulujícími materiál z donorové hvězdy hlavní sekvence jsou střední póly. Mají méně silná magnetická pole a rotace bílého trpaslíka není synchronizována s oběžnou dobou. Bylo navrženo, aby se přechodné póly mohly vyvinout v póly, protože dárce je vyčerpán a oběžná dráha se zmenšuje.

Reference

Další čtení

  • Coel Hellier (2001). Kataklyzmatické proměnné hvězdy: Jak a proč se mění . Springer Praxis. ISBN   978-1-85233-211-2 .