Полярная (звезда)
В астрономии — полярная система это высокомагнитный тип системы с катаклизмической переменной (CV) двойной звездной , первоначально известной как звезда AM Геркулеса в честь прототипа члена AM Геркулеса . Как и другие CV, поляры содержат две звезды : аккрецирующий белый карлик (WD) и звезду-донор малой массы (обычно красный карлик ), которая передает массу WD в результате гравитационного притяжения WD, выходя за пределы его полости Роша. . [1] Поляры отличаются от других ЦВА наличием очень сильного магнитного поля в WD. Типичная напряженность магнитного поля полярных систем составляет от 10 до 80 миллионов гаусс (1000–8000 тесла ). [2] WD в полярной части Северной Медведицы имеет самое сильное известное магнитное поле среди катаклизмических переменных с напряженностью поля 230 миллионов гаусс (23 кТл). [3]
Механизм аккреции
[ редактировать ]Одним из наиболее важных последствий магнетизма WD является то, что он синхронизирует период вращения WD с орбитальным периодом двойной системы; [2] в первом порядке это означает, что к звезде-донору всегда обращена одна и та же сторона WD. Это синхронное вращение считается определяющей особенностью поляров. [1] [2] Кроме того, магнитное поле WD захватывает аккреционный поток от звезды-донора до того, как он сможет превратиться в аккреционный диск . Захват аккреционного потока известен как нарезка и происходит, когда магнитное давление WD совпадает с давлением напора потока . [2] звезды Захваченный материал течет вдоль силовых линий магнитного поля WD, пока не аккумулируется на WD в результате ударной волны вблизи одного или нескольких магнитных полюсов . [2] Эта область аккреции покрывает лишь часть поверхности WD, но она может давать половину оптического света системы. [4] В дополнение к оптическому и ближнему инфракрасному циклотронному излучению , область аккреции также производит рентгеновские лучи из-за высокой температуры газа внутри ударной волны, поэтому поляры часто ярче в рентгеновских лучах, чем немагнитные CV. [1]
В то время как аккреция в немагнитной системе определяется вязкостью внутри аккреционного диска, аккреция в полярной системе полностью магнитная. Кроме того, хотя аккреционный диск можно грубо представить как двумерную структуру без значительной толщины, аккреционный поток в поляре имеет сложную трехмерную структуру, поскольку силовые линии магнитного поля поднимают его из плоскости орбиты. [2] Действительно, в некоторых полярах вертикальная протяженность аккреционного потока позволяет ему регулярно проходить перед пятном аккреции WD, если смотреть с Земли, вызывая временное снижение наблюдаемой яркости системы. [4]
Поляры получили свое название от линейно и циркулярно поляризованного света, который они излучают. [1] Информацию о геометрии аккреции поляра можно получить, изучая его поляризацию.
Асинхронные поляры
[ редактировать ]Соотношение 1:1 периода вращения WD и периода двойной орбиты является фундаментальным свойством поляров, но у четырех поляров ( V1500 Cyg , BY Cam, V1432 Aql и CD Ind) эти два периода различаются примерно на 1%. или меньше. [5] Наиболее распространенное объяснение асинхронного вращения WD заключается в том, что каждая из этих систем была синхронной, пока извержение новой звезды не нарушило синхронизацию, изменив период вращения WD. [6] Первый известный асинхронный поляр, V1500 Cyg, претерпел появление новой звезды в 1975 году, а ее асинхронное вращение было обнаружено после исчезновения новой звезды, что является лучшим наблюдательным свидетельством этого сценария. [6] В V1500 Cyg, BY Cam и V1432 Aql есть наблюдательные свидетельства того, что WD ресинхронизирует период своего вращения с орбитальным периодом, и ожидается, что эти системы станут синхронными в масштабе столетий. [5]
Из-за небольшой разницы между орбитальным периодом вращения и периодом вращения WD, WD и его магнитосфера медленно вращаются, если смотреть со стороны звезды-донора. Важно отметить, что это асинхронное вращение заставляет аккреционный поток взаимодействовать с различными силовыми линиями магнитного поля . Поскольку поток аккреции движется вдоль захвативших его силовых линий, он будет следовать разным траекториям при взаимодействии с разными силовыми линиями. В качестве конкретного примера можно привести аккреционный поток в затменной полярной звезде V1432 Aql, который иногда переплетается с силовыми линиями, которые уносят его настолько высоко над плоскостью орбиты, что поток не заслоняется, когда звезда-донор затмевает WD, но в других случаях он вплетается в линии поля имеют меньшую вертикальную протяженность, что приводит к гораздо более полному затмению аккреционного потока. [7] Показано, что соответствующие изменения глубины затмения очень сильно зависят от ориентации магнитного поля ВД относительно звезды-донора. [7] Для сравнения, в синхронном поляре ВД не вращается относительно звезды-донора, а поток всегда взаимодействует с одними и теми же силовыми линиями, что приводит к устойчивой геометрии аккреции.
В каждой из четырех асинхронных поляр также есть свидетельства того, что аккреционный поток способен проникать гораздо глубже в магнитосферу WD, чем в синхронных системах, что подразумевает необычно высокую скорость переноса массы от звезды-донора или низкую напряженность магнитного поля, но это подробно не изучалось. [7]
Промежуточные поляры
[ редактировать ]Другим классом катаклизмических переменных с магнитными белыми карликами, аккрецирующими материал от звезды-донора главной последовательности, являются промежуточные поляры. У них менее сильные магнитные поля, и вращение белого карлика не синхронизировано с орбитальным периодом. Было высказано предположение, что промежуточные поляры могут превращаться в поляры по мере истощения донора и сжатия орбиты. [2]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с д Хеллиер, Коэл (2001). Катаклизмические переменные звезды . Спрингер.
- ^ Jump up to: а б с д и ж г Кроппер, Марк (1 декабря 1990 г.). «Полярные». Обзоры космической науки . 54 (3–4): 195–295. Бибкод : 1990ССРв...54..195С . дои : 10.1007/BF00177799 . ISSN 0038-6308 . S2CID 189786424 .
- ^ Кржемински, В. и Серковски, К. (август 1977 г.). «Чрезвычайно высокая круговая поляризация AN Большой Медведицы » Письма астрофизического журнала . 216 : Л4 Бибкод : 1977ApJ...216L..45K . дои : 10.1086/182506 .
- ^ Jump up to: а б Харроп-Аллин, МК; Кроппер, М.; Хакала, П.Дж.; Хеллиер, К.; Рэмсиер, Т. (23 сентября 1999 г.). «Косвенное изображение аккреционного потока в затменных полярах — II. HU Aquarii» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 308 (3): 807–817. Бибкод : 1999MNRAS.308..807H . дои : 10.1046/j.1365-8711.1999.02780.x . ISSN 0035-8711 .
- ^ Jump up to: а б Уорнер, Брайан (2003). «Общие свойства покоящихся новых». Материалы конференции AIP . 637 : 3–15. arXiv : astro-ph/0206452 . дои : 10.1063/1.1518170 . S2CID 43999382 .
- ^ Jump up to: а б Стокман, HS; Шмидт, Гэри Д.; Лэмб, DQ (1 сентября 1988 г.). «V1500 Cygni - Открытие магнитной новой». Астрофизический журнал . 332 : 282. Бибкод : 1988ApJ...332..282S . дои : 10.1086/166652 .
- ^ Jump up to: а б с Литтлфилд, Колин; Мукаи, Кодзи; Мамма, Раймонд; Каин, Райан; Магно, Катрина С.; Корпус, Тейлор; Сандефур, Дэвис; Бойд, Дэвид; Кук, Майкл (21 мая 2015 г.). «Вариации периодического затмения в асинхронном полярном V1432 Aql: свидетельство смещения области резьбы» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 449 (3): 3107–3120. Бибкод : 2015MNRAS.449.3107L . дои : 10.1093/mnras/stv462 . ISSN 0035-8711 .
Дальнейшее чтение
[ редактировать ]- Коэл Хеллиер (2001). Катаклизмические переменные звезды: как и почему они меняются . Спрингер Праксис. ISBN 978-1-85233-211-2 .
