Polarny pośredni - Intermediate polar

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

Intermediate Polar (zwany również DQ Herculis Gwiazda ) jest typem zmiennej kataklizm gwiazda podwójna systemu z białego karła i chłodnej głównej sekwencji wtórnego gwiazdy. W większości zmiennych kataklizmicznych materia gwiazdy towarzyszącej jest grawitacyjnie rozdzierana przez kompaktową gwiazdę i tworzy wokół niej dysk akrecyjny . W pośrednich układach biegunowych obowiązuje ten sam ogólny scenariusz, z wyjątkiem tego, że wewnętrzny dysk jest zakłócany przez pole magnetyczne białego karła.

Nazwa „biegun pośredni” pochodzi od natężenia pola magnetycznego białego karła, które znajduje się pomiędzy niemagnetycznymi kataklizmicznymi systemami zmiennymi a systemami silnie magnetycznymi. Systemy niemagnetyczne wykazują pełne dyski akrecyjne, podczas gdy systemy silnie magnetyczne (zwane biegunami lub systemami AM Herculis ) wykazują tylko strumienie akrecji, które bezpośrednio wpływają na magnetosferę białego karła.

Na dzień 14 kwietnia 2006 r. Potwierdzono 26 pośrednich układów polarnych. Stanowi to około 1% z 1830 wszystkich zmiennych kataklizmicznych układów przedstawionych przez Downesa i in. (2006) w Katalogu zmiennych kataklizmicznych. Tylko dwa z nich są jaśniejsze niż minimum 15mag : prototyp DQ Herculis i niezwykła powolna nowa GK Persei .

Struktura systemu

W pośrednich układach polarnych, materia oderwana od wtórnej gwiazdy czerwonego karła wpływa do dysku akrecyjnego wokół białego karła, ale wewnętrzny dysk jest obcięty przez pole magnetyczne białego karła. W skrajnych przypadkach dysk może zostać całkowicie zniszczony, chociaż jest to rzadkie. W obszarze, w którym dysk jest ścięty, gaz w dysku zaczyna przemieszczać się wzdłuż linii pola magnetycznego białego karła, tworząc zakrzywione arkusze świetlistego materiału zwane kurtynami akrecyjnymi . Materiał dysku przechodzi przez zasłony, a następnie osadza się na białym karle w pobliżu jednego z jego biegunów magnetycznych.

Właściwości fizyczne

Pośrednie systemy biegunowe są silnymi emiterami promieniowania rentgenowskiego . Promienie rentgenowskie są generowane przez cząstki o dużej prędkości ze strumienia akrecyjnego, które tworzą wstrząs, gdy spadają na powierzchnię białego karła. Gdy cząsteczki zwalniają i ochładzają się przed uderzeniem w powierzchnię białego karła, wytwarzane są promienie rentgenowskie bremsstrahlung, które mogą być następnie absorbowane przez gaz otaczający obszar wstrząsu.

Siła pola magnetycznego białych karłów w pośrednich układach biegunowych 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. Ponieważ biały karzeł ma dipolowe pole magnetyczne, będzie miał jeden gorący punkt na każdym z biegunów magnetycznych. Gdy biały karzeł i jego dipolowe pole magnetyczne wirują, gorące punkty również będą się obracać.

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

Okresowość krzywej jasności

Światła krzywej półproduktu polarny może wykazywać kilka rodzajów stałych okresowych zmian w jasności. Jedna okresowość jest związana z okresem orbitalnym układu podwójnego gwiazd. Okresy orbitalne potwierdzonych biegunów pośrednich wahają się od 1,4 do 48 godzin, z typowymi wartościami od 3 do 6 godzin.

Drugi okresowy sygnał pochodzi z rotacji białego karła wirującego wokół własnej osi. Cechą obserwacyjną, która najwyraźniej definiuje biegun pośredni, jest istnienie sygnału okresu spinowego, który jest krótszy niż okres orbity. Znane okresy wahają się od 33 do 4022 sekund. Fizyczną przyczynę oscylacji w okresie spinowym optycznym przypisuje się zwykle zmieniającemu się wyglądowi kurtyny akrecyjnej, która zbiega się w pobliżu białego karła.

Często występuje również trzecia okresowość krzywej jasności, okres wstęgi bocznej między okresem wirowania a okresem orbity.

Wszystkie trzy okresowe sygnały mogą być mierzone poprzez wykonanie transformaty Fouriera krzywej światła i utworzenie widma mocy . Bieguny pośrednie wytwarzają okresowość spinów i pasm bocznych w promieniowaniu rentgenowskim, ultrafioletowym i optycznym. Chociaż źródłem okresów we wszystkich trzech długościach fal jest ostatecznie spin białego karła, uważa się, że dokładne mechanizmy wytwarzania okresów o wysokiej energii i periodyczności optycznej są różne.

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

Bibliografia

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

Linki zewnętrzne