Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Для использования в других целях, см Полярный (значения) .
Полярные переменные - это магнитные белые карлики, аккрецирующие материал от донора с малой массой, без аккреционного диска из-за сильного магнитного поля.

Polar является высокоэффективным магнитным типом катастрофических переменной двойных звездной системы, первоначально известной как звезда AM Геркулеса после прототипа элемента AM Геркулеса . Как и другие катаклизмические переменные (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, переполняет его полость Роша . [1] Полярные звезды отличаются от других CV 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 AN Ursae Majoris имеет самое сильное известное магнитное поле среди катаклизмических переменных, с напряженностью поля 230 миллионов гаусс (23 кТл). [3]

Механизм аккреции [ править ]

Одним из наиболее важных следствий магнетизма WD является то, что он синхронизирует период вращения WD с периодом обращения двойной системы; [2] в первом порядке, это означает, что одна и та же сторона WD всегда обращена к звезде-донору. Это синхронное вращение считается определяющей чертой поляров. [1] [2] Кроме того, магнитное поле WD захватывает аккреционный поток от звезды-донора, прежде чем он сможет развиться в аккреционный диск . Захват потока аккреционного известен как резьб, и это происходит , когда магнитное давление от WD соответствует потоку в давление барана . [2]Захваченный материал течет вдоль силовых линий магнитного поля WD до тех пор, пока не срастется с WD в толчке около одного или нескольких магнитных полюсов звезды . [2] Эта аккреционная область покрывает только часть поверхности WD, но она может давать половину оптического света системы. [4] В дополнение к оптическому и ближнему инфракрасному циклотронному излучению , аккреционная область 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 в аккреционном диске, аккреция в поляре полностью магнитная. Вдобавок, хотя аккреционный диск можно грубо представить как двумерную структуру без значительной толщины, аккреционный поток в полярном поле имеет сложную трехмерную структуру, поскольку силовые линии магнитного поля выводят 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 уменьшение наблюдаемой яркости системы. [4]

Полярные звезды получили свое название от света с линейной и круговой поляризацией, который они излучают. [1] Информацию об аккреционной геометрии полярного поля можно найти, изучив его поляризацию.

Асинхронные поляры [ править ]

Отношение периода вращения WD к периоду двойной орбиты 1: 1 является фундаментальным свойством поляров, но в четырех полярах ( V1500 Cyg , BY Cam, V1432 Aql и CD Ind) эти два периода отличаются примерно на 1%. или менее. [5] Наиболее распространенное объяснение асинхронного вращения WD состоит в том, что каждая из этих систем была синхронной до тех пор, пока извержение новой звезды не нарушило синхронизацию, изменив период вращения WD. [6] Первая известная асинхронная полярная звезда, V1500 Cyg, испытала новую звезду в 1975 году, и ее асинхронное вращение было обнаружено после того, как новая звезда погасла, что является лучшим наблюдательным свидетельством этого сценария. [6]В V1500 Cyg, BY Cam и V1432 Aql есть данные наблюдений, свидетельствующие о том, что WD ресинхронизирует свой период вращения с орбитальным периодом, и ожидается, что эти системы станут синхронными в масштабе веков. [5]

Из-за небольшой разницы между орбитальным периодом и периодом вращения WD, WD и его магнитосфера медленно вращаются, если смотреть со стороны звезды-донора. Важно то, что это асинхронное вращение заставляет аккреционный поток взаимодействовать с различными силовыми линиями магнитного поля . Поскольку аккреционный поток движется по захватывающим его силовым линиям, он будет следовать разным траекториям при взаимодействии с разными силовыми линиями. В качестве конкретного примера, аккреционный поток в затменной полярной V1432 Aql иногда перетекает на силовые линии, которые уносят его так далеко над плоскостью орбиты, что поток не заслоняется, когда звезда-донор затмевает WD, но в других случаях он проникает на силовые линии с меньшей протяженностью по вертикали, вызывающие гораздо более полное затмение аккреционного потока. [7]Было показано, что соответствующие вариации глубины затмения очень сильно зависят от ориентации магнитного поля WD относительно звезды-донора. [7] Для сравнения, в синхронной поляре WD не вращается относительно звезды-донора, и поток всегда взаимодействует с одними и теми же силовыми линиями, что приводит к стабильной геометрии аккреции.

В каждой из четырех асинхронных поляров также есть свидетельства того, что аккреционный поток может проникать намного глубже в магнитосферу WD, чем в синхронных системах, что подразумевает необычно высокую скорость массопереноса от звезды-донора или низкую напряженность магнитного поля, но это не изучалось подробно. [7]

Промежуточные поляры [ править ]

Основная статья: Промежуточный полярный

Другой класс катаклизмических переменных с магнитными белыми карликами, аккрецирующими материал от звезды-донора главной последовательности, - это промежуточные поляры. У них менее сильные магнитные поля, и вращение белого карлика не синхронизировано с орбитальным периодом. Было высказано предположение, что промежуточные поляры могут эволюционировать в поляры по мере того, как донор истощается, а орбита сжимается. [2]

Ссылки [ править ]

  1. ^ а б в г Хеллье, Коэль (2001). Катаклизмические переменные звезды . Springer.
  2. ^ a b c d e f g Кроппер, Марк (1990-12-01). «Поляры». Обзоры космической науки . 54 (3–4): 195–295. Bibcode : 1990SSRv ... 54..195C . DOI : 10.1007 / BF00177799 . ISSN 0038-6308 . S2CID 189786424 .  
  3. ^ Кржеминский, W. & Serkowski, К. (август 1977). «Чрезвычайно высокая круговая поляризация AN Ursae Majoris». Письма в астрофизический журнал . 216 : L45. Bibcode : 1977ApJ ... 216L..45K . DOI : 10.1086 / 182506 .
  4. ^ а б Харроп-Аллин, МК; Cropper, M .; Hakala, PJ; Hellier, C .; 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. Bibcode : 1999MNRAS.308..807H . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1999.02780.x . ISSN 0035-8711 . 
  5. ^ a b Уорнер, Брайан (2003). «Общие свойства покоящихся новых звезд». Материалы конференции AIP . 637 : 3–15. arXiv : astro-ph / 0206452 . DOI : 10.1063 / 1.1518170 . S2CID 43999382 . 
  6. ^ a b Стокман, HS; Шмидт, Гэри Д.; Lamb, DQ (1988-09-01). «V1500 Cygni - открытие магнитной новой звезды». Астрофизический журнал . 332 : 282. Bibcode : 1988ApJ ... 332..282S . DOI : 10.1086 / 166652 .
  7. ^ a b c Литтлфилд, Колин; Мукаи, Кодзи; Мамма, Раймонд; Каин, Райан; Magno, Katrina C .; Корпуз, Тейлор; Сандефур, Дэвис; Бойд, Дэвид; Кук, Майкл (21.05.2015). «Периодические вариации затмений в асинхронном полярном V1432 Aql: свидетельство смещения области резьбы» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 449 (3): 3107–3120. Bibcode : 2015MNRAS.449.3107L . DOI : 10.1093 / MNRAS / stv462 . ISSN 0035-8711 . 

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Коэль Хелье (2001). Катаклизмические переменные звезды: как и почему они меняются . Springer Praxis. ISBN 978-1-85233-211-2.