Введение
Высокомагнитный тип катаклистической переменной двойной звездной системы В астрономии полярная - это высокомагнитный тип катаклистической переменной (CV) двойной звездной системы, первоначально известной как звезда AM Herculis после прототипа AM Herculis. Как и другие CV, полярные звезды содержат две звезды: аккретирующийся белый карлик (WD) и маломассовый донор (обычно красный карлик), который передает массу в WD в результате гравитационного притяжения WD, переполняя его лоб Роше. Полярные полюса отличаются от других полюсов по наличию очень сильного магнитного поля в WD. Типичная сила магнитного поля полярных систем составляет от 10 миллионов до 80 миллионов гаусов (10008000 тесла). WD в полярной AN Ursae Majoris имеет самое сильное из известных магнитных полей среди катаклизматических переменных, с силой поля 230 миллионов гаусов (23 кТ).
In astronomy, a polar is a highly magnetic type of cataclysmic variable (CV) binary star system, originally known as an AM Herculis star after the prototype member AM Herculis. Like other CVs, polars contain two stars: an accreting white dwarf (WD), and a low mass donor star (usually a red dwarf) which is transferring mass to the WD as a result of the WD's gravitational pull, overflowing its Roche lobe. Polars are distinguished from other CVs by the presence of a very strong magnetic field in the WD. Typical magnetic field strengths of polar systems are 10 million to 80 million gauss (1000–8000 teslas). The WD in the polar AN Ursae Majoris has the strongest known magnetic field among cataclysmic variables, with a field strength of 230 million gauss (23 kT).
Механизм аккреции
Одним из наиболее важных последствий магнетизма WD является то, что он синхронизирует период вращения WD с орбитальным периодом бинарного объекта. В дополнение к оптическому и ближне-инфракрасному циклотроновому излучению, область аккреции также производит рентгеновские лучи из-за высокой температуры газа в пределах удара, поэтому полярные части часто ярче в рентгеновских лучах, чем немагнитные CV. Наиболее распространенным объяснением асинхронного вращения WD является то, что каждая из этих систем была синхронной, пока извержение новы не нарушило синхронизацию, изменив период вращения WD. Первый известный асинхронный полярный, V1500 Cyg, подвергся новой в 1975 году, и его асинхронное вращение было обнаружено после того, как новая исчезла, что дало лучшие наблюдательные доказательства этого сценария. Было показано, что соответствующие изменения в глубине затмения очень сильно зависят от ориентации магнитного поля WD относительно звезды-донора. Для сравнения, в синхронном полюсе WD не вращается относительно звезды-донора, а поток всегда взаимодействует с теми же линиями поля, в результате чего получается стабильная аккреционная геометрия. Также есть доказательства в каждом из четырех асинхронных полюсов, что аккреционный поток способен путешествовать гораздо глубже в магнитосферу WD, чем в синхронных системах, что подразумевает необычно высокую скорость передачи массы от звезды-донора или низкую силу магнитного поля, но это не было изучено в деталях.
Промежуточные полярные
Другим классом катаклизматических переменных с магнитными белыми карликами, аккретирующими материал от звезды-донора основной последовательности, являются промежуточные полярные звезды. Они имеют менее сильные магнитные поля, и вращение белого карлика не синхронизируется с орбитальным периодом. Было предложено, что промежуточные полярные тела могут развиваться в полярные тела по мере истощения донора и сокращения орбиты.