Поляры (звёзды типа AM Геркулеса). РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Поляры (звёзды типа AM Геркулеса) - тесные двойные звёзды, характеризующиеся наличием значит. поляризации излучения, что и получило отражение в их названии. Впервые этот эффект обнаружен С. Тапиа (S. Tapia) в 1976 у объекта AM Геркулеса.

Известно 13 П., четыре из к-рых имеют орбитальные периоды от 81,0 до 108,5 мин, шесть - в очень узком интервале от 113,5 до 114,8 мин и три - от 185,6 до 222,5 мин. Кроме орбитальной переменности наблюдаются также более медленные изменения блеска с характерным временем месяцы и годы (амплитуда 2-

и быстрая переменность с характерным временем 1-10 с (амплитуда

Вследствие селекции

число известных П. составляет

1/3 от общего числа потенциально наблюдаемых объектов этого типа.

Группа П. выделяется среди др. катаклизмич. переменных (см. Переменные звёзды, Новые звёзды)наличием ряда характерных свойств: излучение в оптической и ближней ИК-области сильно поляризовано (степень поляризации у нек-рых П. доходит до 35%), причём поляризация меняется с тем же периодом, что и блеск и лучевые скорости; в спектре наблюдаются эмиссионные линии водорода, гелия и др. элементов, причём "ядра" и "крылья" линий могут изменяться не обязательно синфазно; наблюдается рентг. и УФ-излуче-ние, распределение энергии в спектре обычно имеет локальные максимумы в жёстком и мягком рентг. диапазонах, а также в оптической или ближней ИК-области. Второе и третье свойства характерны также для др. (немагнитных) катаклизмич. переменных (КП). Наличие поляризации само по себе не может свидетельствовать о принадлежности к П., необходима синхронность (но не синфазность) изменения всех характеристик излучения.

Ультракороткопериодич. двойная система, образующая П., состоит из невырожденного спутника, заполняющего свою полость Роша ,и белого карлика (орбитальное и вращательное движения к-рого синхронны) с сильным

магн. полем. Массы спутников приблизительно пропорциональны орбитальному периоду и составляют 0,14-0,45 .

, а их спектральные классы M4III и более поздние. Массы белых карликов, по косвенным данным, составляют 0,6-1,2

. Размеры магнитосферы

белого карлика превосходят расстояние между компонентами а, и истекающее через окрестности внутр. точки Лагранжа вещество оболочки спутника движется вдоль магн. силовых линий. Такой объект наз. магнитной тесной двойной системой (МТДС), в отличие от объектов с

Для анализа удобно выделить три осн. зоны движения вещества, к-рые показаны на рис. 1.

В первой зоне структура истекающей из оболочки спутника струи плазмы зависит также от направления магн. поля. Скорость аккреции (кол-во перетекающего вещества за единицу времени) максимальна, если магн. ось белого карлика направлена вдоль линии центров, и практически равна нулю, если эти оси перпендикулярны друг другу. Т. о., изменения светимости в неск. десятков раз с характерным временем месяцы и годы могут быть объяснены изменениями ориентации магн. оси белого карлика. Кроме того, на скорость аккреции влияют активность звезды-спутника (подобная солнечной), дополнит. прогрев оболочки спутника рентг. и УФ-излучением белого карлика, а также малые флуктуации расстояния между звёздами под действием возможного третьего тела типа Юпитера.

Вторая зона наиб. протяжённа, и именно здесь осуществляется эфф. передача момента импульса аккрецирующей плазмы белому карлику, определяющая как траекторию движения самого вещества, так и эволюцию вращат. движения белого карлика. Взаимодействие магн. поля белого карлика с оболочкой спутника и аккрецирующей плазмой приводит к быстрой (

лет) синхронизации орбитального и вращат. движений белого карлика, к-рая является наиб. удивительной особенностью П., отличающей их от множества др. КП с быстро вращающимися белыми карликами, а также от двойных систем с нейтронными звёздами. Асинхронные МТДС (время жизни

) находятся на т. н. стадии пропеллера: вещество выбрасывается за пределы магнитосферы дополнительной центробежной силой, возникающей при движении вещества вдоль быстро вращающихся магн. силовых линий белого карлика. Такие объекты классифицируются как IIIP, в отличие от классич. П. (HIM), и на этой короткой стадии могут наблюдаться как радиоисточники. Примером системы с быстро синхронизирующимся белым карликом является V 1500 Лебедя, вспыхнувшая в 1975 как классическая новая. В объектах, у к-рых

(где

- радиус белого карлика), присутствует как аккрец. диск, так и аккреция в околополярные области. Они наз. "промежуточными П." (IIIA), поскольку частично обладают свойствами как МТДС, так и немагн. КП. Объекты, у к-рых

являются немагн. КП - новыми, повторными новыми, карликовыми новыми и новоподобными звёздами. Вблизи положения равновесия возможны циклические (не строго периодические ввиду непостоянства характеристик оболочки спутника) изменения ориентации магн. оси белого карлика относительно линии центров с характерным временем 1-10 лет, что приводит к циклич. переменности фазовых кривых изменения потока, поляризации и лучевых скоростей. В пользу такой модели "качающегося диполя" свидетельствует также корреляция светимости и смещения кривых блеска по фазе. При достаточно большой скорости аккреции белый карлик вращается не совсем синхронно, делая один оборот относительно спутника за неск. лет. Однако "переключения" аккреции с одного полюса на другой, к-рые должны были бы наблюдаться в этом случае, до сих пор не обнаружены ни у одного из П. Наблюдаемая же иногда аккреция одноврем. на 2 полюса может объясняться и в рамках модели "качающегося диполя". Третья зона - аккрец. колонна (АК) между поверхностью белого карлика и аккрец. потоком (рис. 2) - является осн. источником излучения П., доминирующим над излучением звёздных компонентов. Аккрец. поток, движущийся вблизи белого карлика со скоростью неск. тысяч км/с, сталкивается с плазмой в АК и тормозится, образуя ударную волну. В процессе дальнейшего падения плазма охлаждается от

до

К за счёт рентг. тормозного и оптич. циклотронного излучения. Возможно также протекание термоядерных реакций у основания АК. Полная мощность излучения АК может достигать

Вт.

Рис. 2. Схематическое изображение основных источников измерения поляра.

Высота (над поверхностью белого карлика) фронта ударной волны может изменяться с характерным временем порядка неск. секунд, что может объяснить наблюдаемую быструю переменность П. Кроме того, могут существовать ещё 5 типов нестабильности, связанных с возможными неоднородностями трёхмерной АК. Под воздействием приливных сил и магн. поля облака плазмы, истекающей из звезды-спутника, вблизи белого карлика приобретают форму "спагетти", длина к-рых в

раз превышает их толщину. При столкновении с ударной волной в каждом из "спагетти" могут возникать квазипериодич. колебания структуры, продолжающиеся десятки секунд (время "пролёта" отд. "спагетти" на расстояние, равное его длине). Наблюдаемые быстрые изменения блеска ряда П., к-рые могут быть объяснены этим механизмом, известны как феномен "нойзара".

Эволюция П., как и др. K·П, определяется в осн. потерей момента импульса системой за счёт гравитац. излучения (см. Гравитационные волны)и, возможно, магн. звёздного ветра.

Литература по полярам (звёздам типа AM Геркулеса)

Знаете ли Вы, что "гравитационное линзирование" якобы наблюдаемое вблизи далеких галактик (но не в масштабе звезд, где оно должно быть по формулам ОТО!), на самом деле является термическим линзированием, связанным с изменениями плотности эфира от нагрева мириадами звезд. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.