Pośredni polarny

Schemat bieguna pośredniego. Materia przepływa z gwiazdy towarzyszącej do dysku akrecyjnego wokół białego karła , ale jest zakłócana przez pole magnetyczne białego karła.

W astronomii gwiazda pośrednia (zwana także gwiazdą DQ Herculis ) jest typem zmiennej kataklizmicznej , podwójnego układu gwiazd z białym karłem i chłodną gwiazdą drugorzędną ciągu głównego . W większości zmiennych kataklizmicznych materia z gwiazdy towarzyszącej jest grawitacyjnie usuwana przez gwiazdę zwartą i tworzy wokół niej dysk akrecyjny . W pośrednich systemach biegunowych obowiązuje ten sam ogólny scenariusz, z wyjątkiem tego, że wewnętrzny dysk jest zakłócany przez pole magnetyczne białego karła.

Nazwa „biegun pośredni” wywodzi się od siły pola magnetycznego białego karła, która mieści się pomiędzy niemagnetycznymi kataklizmowymi układami zmiennymi a układami silnie magnetycznymi. Układy niemagnetyczne wykazują pełne dyski akrecyjne, podczas gdy układy silnie magnetyczne (zwane układami polarnymi lub systemami AM Herculis ) wykazują jedynie strumienie akrecyjne, które bezpośrednio wpływają na magnetosferę białego karła.

Na dzień 14 kwietnia 2006 r. Istniało 26 potwierdzonych pośrednich systemów polarnych. Stanowi to około 1% z 1830 wszystkich systemów zmiennych kataklizmicznych przedstawionych przez Downesa i in. (2006) w Katalogu zmiennych kataklizmicznych. Tylko dwie z nich są jaśniejsze niż co najmniej 15 magnitudo : prototyp DQ Herculis i niezwykła wolna nowa GK Persei .

Struktura systemu

W pośrednich układach polarnych materia usunięta z wtórnej gwiazdy czerwonego karła przepływa do dysku akrecyjnego wokół białego karła, ale wewnętrzny dysk jest obcinany przez pole magnetyczne białego karła. W skrajnych przypadkach dysk może zostać całkowicie uszkodzony, chociaż zdarza się to rzadko. W obszarze, w którym dysk jest ścięty, gaz w dysku zaczyna przemieszczać się wzdłuż linii pola magnetycznego białego karła, tworząc zakrzywione warstwy świecącego materiału zwane kurtynami akrecyjnymi . Materiał dysku przechodzi przez zasłony, a następnie gromadzi się na białym karle w pobliżu jednego z jego biegunów magnetycznych.

Właściwości fizyczne

Pośrednie układy polarne są silnymi emiterami promieniowania rentgenowskiego . Promieniowanie rentgenowskie jest generowane przez cząstki o dużej prędkości ze strumienia akrecyjnego, które powodują szok, gdy spadają na powierzchnię białego karła. Gdy cząstki spowalniają i ochładzają się przed uderzeniem w powierzchnię białego karła, powstaje promieniowanie rentgenowskie bremsstrahlung , które następnie może zostać pochłonięte przez gaz otaczający obszar uderzenia.

Natężenie pola magnetycznego białych karłów w pośrednich układach polarnych wynosi zwykle od 1 miliona do 10 milionów gausów (100–1000 tesli ). Jest to około milion razy silniejsze niż pole magnetyczne Ziemi i zbliża się do górnej granicy natężenia pola magnetycznego, które można wytworzyć w laboratorium na Ziemi, ale jest znacznie mniejsze niż natężenie pola magnetycznego gwiazd neutronowych . Na przecięciu strumienia akrecyjnego i powierzchni białego karła powstaje gorący punkt. Bo biały karzeł ma dipol pole magnetyczne, będzie miał jeden gorący punkt na każdym ze swoich biegunów magnetycznych. Gdy biały karzeł i jego dipolowe pole magnetyczne wirują, gorące punkty również będą się obracać.

Inne definiujące cechy biegunów pośrednich obejmują silną linię emisyjną helu II przy 468,6 nm i polaryzację kołową , oprócz opisanych poniżej okresowości krzywej blasku.

Okresowości krzywych blasku

Krzywa blasku bieguna pośredniego może wykazywać kilka rodzajów stabilnych okresowych zmian jasności. Jedna okresowość jest związana z okresem orbitalnym układu podwójnego gwiazd. Okresy orbitalne potwierdzonych biegunów pośrednich wahają się od 1,4 do 48 godzin, przy typowych wartościach od 3 do 6 godzin.

Drugi okresowy sygnał pochodzi z obrotu białego karła obracającego się wokół własnej osi. Cechą obserwacyjną, która najwyraźniej definiuje biegun pośredni, jest istnienie sygnału okresu wirowania, który jest krótszy niż okres orbitalny. Znane okresy wahają się od 33 do 4022 sekund. Fizyczną przyczynę optycznych oscylacji okresu wirowania zwykle przypisuje się zmieniającemu się aspektowi widzenia kurtyny akrecyjnej, gdy zbliża się ona do białego karła.

Często występuje również trzecia okresowość krzywej blasku, okres wstęgi bocznej między okresem wirowania a okresem orbitalnym.

Wszystkie trzy okresowe sygnały mogą być mierzone poprzez transformatę Fouriera krzywej blasku i wytwarzanie widma mocy . Pośrednie bieguny wytwarzają okresowość spinów i wstęg bocznych w zakresie długości fal promieniowania rentgenowskiego, ultrafioletowego i optycznego. Chociaż źródłem okresów we wszystkich trzech długościach fal jest ostatecznie spin białego karła, uważa się, że dokładne mechanizmy wytwarzania okresowości wysokoenergetycznej i okresowości optycznej są różne.

Oprócz oscylacji stabilnych mogą pojawić się oscylacje niestabilne zwane „oscylacjami quasi-okresowymi”, które następnie zanikają po kilku cyklach. Oscylacje quasi-okresowe zwykle mają okresy od 30 do 300 sekund.

  •   Coel Hellier (2001). Kataklizmiczne gwiazdy zmienne: jak i dlaczego się różnią . Praktyka Springera. ISBN 978-1-85233-211-2 .

Linki zewnętrzne

Pobrano z „ https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Intermediate_polar&oldid=1141707682 ”