Polar (estrela) - Polar (star)
Um Polar é um tipo altamente magnético de sistema estelar binário variável cataclísmico , originalmente conhecido como estrela AM Herculis em homenagem ao membro do protótipo AM Herculis . Como outras variáveis cataclísmicas (CVs), os polares contêm duas estrelas: uma anã branca de acréscimo (WD) e uma estrela doadora de baixa massa (geralmente uma anã vermelha ) que está transferindo massa para o WD como resultado da atração gravitacional do WD, transbordando seu lóbulo Roche . Os polares se distinguem de outros CVs pela presença de um campo magnético muito forte no WD. As intensidades típicas do campo magnético de sistemas polares são de 10 milhões a 80 milhões de gauss (1000-8000 teslas ). O WD no polar AN Ursae Majoris tem o mais forte campo magnético conhecido entre as variáveis cataclísmicas, com uma intensidade de campo de 230 milhões de gauss (23 kT).
Mecanismo de acreção
Uma das consequências mais críticas do magnetismo do WD é que ele sincroniza o período rotacional do WD com o período orbital do binário; à primeira ordem, isso significa que o mesmo lado do WD está sempre voltado para a estrela doadora. Esta rotação síncrona é considerada uma característica definidora dos polares. Além disso, o campo magnético do WD captura o fluxo de acreção da estrela doadora antes que ele possa se desenvolver em um disco de acreção . A captura da corrente de acreção é conhecida como rosqueamento e ocorre quando a pressão magnética do WD corresponde à pressão ram da corrente . O material capturado flui ao longo das linhas de campo magnético do WD até que se acumula violentamente no WD em um choque próximo a um ou mais pólos magnéticos da estrela . Esta região de acreção cobre apenas uma fração da superfície do WD, mas pode contribuir com metade da luz óptica do sistema. Além da radiação cíclotron óptica e infravermelha próxima , a região de acreção também produz raios X devido à alta temperatura do gás dentro do choque, de modo que os polares são frequentemente mais brilhantes em raios X do que os CVs não magnéticos.
Enquanto a acreção em um sistema não magnético é governada pela viscosidade dentro do disco de acreção, a acreção em um polar é inteiramente magnética. Além disso, embora um disco de acreção possa ser vislumbrado de maneira grosseira como uma estrutura bidimensional sem espessura significativa, o fluxo de acreção em um polar tem uma estrutura tridimensional complexa porque as linhas do campo magnético o levantam do plano orbital. De fato, em alguns polares, a extensão vertical do fluxo de acreção permite que ele passe regularmente na frente do ponto de acreção do WD visto da Terra, causando uma diminuição temporária no brilho observado do sistema.
Os polares derivam seu nome da luz polarizada linear e circularmente que produzem. Informações sobre a geometria de acreção de um polar podem ser encontradas estudando sua polarização.
Polares assíncronos
A proporção de 1: 1 do período rotacional WD e o período orbital binário é uma propriedade fundamental dos polares, mas em quatro polares ( V1500 Cyg , BY Cam, V1432 Aql e CD Ind), esses dois períodos são diferentes em ~ 1% ou menos. A explicação mais comum para a rotação assíncrona do WD é que cada um desses sistemas foi síncrono até que uma erupção de nova quebrou a sincronização, alterando o período de rotação do WD. O primeiro polar assíncrono conhecido, V1500 Cyg, sofreu uma nova em 1975, e sua rotação assíncrona foi descoberta após o desaparecimento da nova, fornecendo a melhor evidência observacional deste cenário. Em V1500 Cyg, BY Cam e V1432 Aql, há evidências observacionais de que o WD está ressincronizando seu período de spin com o período orbital e espera-se que esses sistemas se tornem síncronos em uma escala de tempo de séculos.
Devido à ligeira diferença entre os períodos de rotação orbital e WD, o WD e sua magnetosfera giram lentamente conforme visto da estrela doadora. Criticamente, esta rotação assíncrona faz com que o fluxo de acreção interaja com diferentes linhas de campo magnético . Uma vez que o fluxo de acreção viaja ao longo das linhas de campo que o capturaram, ele seguirá diferentes trajetórias quando interagir com diferentes linhas de campo. Como um exemplo concreto, o fluxo de acreção no polar eclipsante V1432 Aql às vezes se enrosca em linhas de campo que o levam tão longe acima do plano orbital que o fluxo não é obscurecido quando a estrela doadora eclipsa o WD, mas em outras ocasiões, ele se enrosca em linhas de campo com menos extensão vertical, fazendo com que o fluxo de acreção seja muito mais eclipsado. As variações correspondentes na profundidade do eclipse mostraram depender fortemente da orientação do campo magnético do WD em relação à estrela doadora. Para efeito de comparação, em um polar síncrono, o WD não gira em relação à estrela doadora, e o fluxo sempre interage com as mesmas linhas de campo, resultando em uma geometria de acreção estável.
Também há evidências em cada um dos quatro polares assíncronos de que o fluxo de acreção é capaz de viajar muito mais fundo na magnetosfera do WD do que em sistemas síncronos, implicando em uma taxa excepcionalmente alta de transferência de massa da estrela doadora ou uma força de campo magnético baixa, mas isso não foi estudado em detalhes.
Polares intermediários
Outra classe de variáveis cataclísmicas com material de acréscimo de anãs brancas magnéticas de uma estrela doadora de sequência principal são os polares intermediários. Estes têm campos magnéticos menos fortes e a rotação da anã branca não está sincronizada com o período orbital. Foi proposto que polares intermediários podem evoluir para polares conforme o doador se esgota e a órbita encolhe.
Referências
Leitura adicional
- Coel Hellier (2001). Estrelas variáveis cataclísmicas: como e por que variam . Springer Praxis. ISBN 978-1-85233-211-2 .