Polar (estrella)
Sistema estelar binario variable cataclísmico de tipo altamente magnético
Las variables polares son enanas blancas magnéticas que acumulan material de un donante de baja masa, sin disco de acreción debido al intenso campo magnético.

En astronomía , una polar es un tipo altamente magnético de sistema binario de estrellas variable cataclísmica (CV) , originalmente conocido como estrella AM Herculis en honor al miembro prototipo AM Herculis . Al igual que otras CV, las polares contienen dos estrellas : una enana blanca (WD) en acreción y una estrella donante de baja masa (generalmente una enana roja ) que está transfiriendo masa a la WD como resultado de la atracción gravitatoria de la WD, desbordando su lóbulo de Roche . [1] Las polares se distinguen de otras CV por la presencia de un campo magnético muy fuerte en la WD. Las intensidades de campo magnético típicas de los sistemas polares son de 10 millones a 80 millones de gauss (1000–8000 teslas ). [2] La WD en la AN polar Ursae Majoris tiene el campo magnético más fuerte conocido entre las variables cataclísmicas, con una intensidad de campo de 230 millones de gauss (23 kT). [3]

Mecanismo de acreción

Una de las consecuencias más críticas del magnetismo de la enana blanca es que sincroniza el período de rotación de la enana blanca con el período orbital del binario; [2] a primer orden, esto significa que el mismo lado de la enana blanca siempre está de cara a la estrella donante. Esta rotación sincrónica se considera una característica definitoria de los polares. [1] [2] Además, el campo magnético de la enana blanca captura la corriente de acreción de la estrella donante antes de que pueda convertirse en un disco de acreción . La captura de la corriente de acreción se conoce como enhebrado, y ocurre cuando la presión magnética de la enana blanca coincide con la presión de ariete de la corriente . [2] El material capturado fluye a lo largo de las líneas del campo magnético de la enana blanca hasta que se acrecienta violentamente sobre la enana blanca en un choque cerca de uno o más de los polos magnéticos de la estrella . [2] Esta región de acreción cubre solo una fracción de la superficie de la enana blanca, pero puede contribuir con la mitad de la luz óptica del sistema. [4] Además de la radiación ciclotrónica óptica e infrarroja cercana , la región de acreción también produce rayos X debido a la alta temperatura del gas dentro del choque, por lo que los polares son frecuentemente más brillantes en rayos X que los CV no magnéticos. [1]

Mientras que la acreción en un sistema no magnético está gobernada por la viscosidad dentro del disco de acreción, la acreción en un sistema polar es completamente magnética. Además, mientras que un disco de acreción puede ser visto rudimentariamente como una estructura bidimensional sin un espesor significativo, el flujo de acreción en un sistema polar tiene una estructura tridimensional compleja porque las líneas de campo magnético lo elevan fuera del plano orbital. [2] De hecho, en algunos sistemas polares, la extensión vertical del flujo de acreción le permite pasar regularmente frente al punto de acreción de la enana blanca visto desde la Tierra, causando una disminución temporal en el brillo observado del sistema. [4]

Los polares obtienen su nombre de la luz polarizada lineal y circularmente que producen. [1] Se puede encontrar información sobre la geometría de acreción de un polar estudiando su polarización.

Polares asincrónicos

La relación 1:1 entre el período de rotación de la enana blanca y el período orbital binario es una propiedad fundamental de los polares, pero en cuatro polares ( V1500 Cyg , BY Cam, V1432 Aql y CD Ind), estos dos períodos difieren en ~1 % o menos. [5] La explicación más común para la rotación asincrónica de la enana blanca es que cada uno de estos sistemas había sido sincrónico hasta que una erupción de nova rompió la sincronización al cambiar el período de rotación de la enana blanca. [6] La primera enana polar asincrónica conocida, V1500 Cyg, experimentó una nova en 1975, y su rotación asincrónica se descubrió después de que la nova se desvaneciera, lo que proporciona la mejor evidencia observacional de este escenario. [6] En V1500 Cyg, BY Cam y V1432 Aql, hay evidencia observacional de que la enana blanca está resincronizando su período de giro con el período orbital, y se espera que estos sistemas se vuelvan sincrónicos en una escala de tiempo de siglos. [5]

Debido a la ligera diferencia entre los periodos de rotación orbital y de la enana blanca, esta última y su magnetosfera rotan lentamente como se ve desde la estrella donante. De manera crítica, esta rotación asincrónica hace que la corriente de acreción interactúe con diferentes líneas de campo magnético . Dado que el flujo de acreción viaja a lo largo de las líneas de campo que lo han capturado, seguirá diferentes trayectorias cuando interactúe con diferentes líneas de campo. Como ejemplo concreto, el flujo de acreción en la estrella polar eclipsante V1432 Aql a veces se enrosca en líneas de campo que lo llevan tan lejos por encima del plano orbital que el flujo no se oscurece cuando la estrella donante eclipsa a la enana blanca, pero en otras ocasiones, se enrosca en líneas de campo con menor extensión vertical, lo que hace que el flujo de acreción se eclipse mucho más completamente. [7] Se demostró que las variaciones correspondientes en la profundidad del eclipse dependen en gran medida de la orientación del campo magnético de la enana blanca con respecto a la estrella donante. [7] A modo de comparación, en un polar sincrónico, la WD no gira con respecto a la estrella donante y la corriente siempre interactúa con las mismas líneas de campo, lo que da como resultado una geometría de acreción estable.

También hay evidencia en cada uno de los cuatro polares asincrónicos de que la corriente de acreción es capaz de viajar mucho más profundamente en la magnetosfera de la enana blanca que en los sistemas sincrónicos, lo que implica una tasa inusualmente alta de transferencia de masa desde la estrella donante o una baja intensidad del campo magnético, pero esto no se ha estudiado en detalle. [7]

Polares intermedios

Otra clase de variables cataclísmicas con enanas blancas magnéticas que acumulan material de una estrella donante de la secuencia principal son las polares intermedias. Estas tienen campos magnéticos menos fuertes y la rotación de la enana blanca no está sincronizada con el período orbital. Se ha propuesto que las polares intermedias pueden evolucionar a polares a medida que la estrella donante se agota y la órbita se encoge. [2]

Referencias

  1. ^ abcd Hellier, Coel (2001). Estrellas variables cataclísmicas . Springer.
  2. ^ abcdefg Cropper, Mark (1990-12-01). "Los polares". Space Science Reviews . 54 (3–4): 195–295. Bibcode :1990SSRv...54..195C. doi :10.1007/BF00177799. ISSN  0038-6308. S2CID  189786424.
  3. ^ Krzeminski, W. y Serkowski, K. (agosto de 1977). "Polarización circular extremadamente alta de AN Ursae Majoris". Las cartas del diario astrofísico . 216 : L45. Código Bib : 1977ApJ...216L..45K. doi : 10.1086/182506 .
  4. ^ ab Harrop-Allin, MK; Cropper, M.; Hakala, PJ; Hellier, C.; Ramseyer, T. (23 de septiembre de 1999). "Imágenes indirectas de la corriente de acreción en polares eclipsantes — II. HU Aquarii". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 308 (3): 807–817. Bibcode :1999MNRAS.308..807H. doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02780.x . ISSN  0035-8711.
  5. ^ ab Warner, Brian (2003). "Propiedades generales de las novas quiescentes". Actas de la conferencia AIP . 637 : 3–15. arXiv : astro-ph/0206452 . doi :10.1063/1.1518170. S2CID  43999382.
  6. ^ ab Stockman, HS; Schmidt, Gary D.; Lamb, DQ (1988-09-01). "V1500 Cygni - Descubrimiento de una nova magnética". The Astrophysical Journal . 332 : 282. Bibcode :1988ApJ...332..282S. doi :10.1086/166652.
  7. ^ abc Littlefield, Colin; Mukai, Koji; Mumme, Raymond; Cain, Ryan; Magno, Katrina C.; Corpuz, Taylor; Sandefur, Davis; Boyd, David; Cook, Michael (21 de mayo de 2015). "Variaciones periódicas del eclipse en el Aql polar asincrónico V1432: evidencia de una región de enhebrado cambiante". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 449 (3): 3107–3120. Bibcode :2015MNRAS.449.3107L. doi : 10.1093/mnras/stv462 . ISSN  0035-8711.

Lectura adicional

  • Coel Hellier (2001). Estrellas variables cataclísmicas: cómo y por qué varían . Springer Praxis. ISBN 978-1-85233-211-2.
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