En astronomía , una polar es un tipo altamente magnético de sistema estelar binario de 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 en acreción (WD) y una estrella donante de baja masa (generalmente una enana roja ) que transfiere masa a la WD como resultado de la atracción gravitacional de la WD, que desborda su lóbulo de Roche. . [1] Los polares se distinguen de otros CV por la presencia de un campo magnético muy fuerte en el WD. Las intensidades típicas del campo magnético de los sistemas polares son de 10 millones a 80 millones de gauss (1000 a 8000 teslas ). [2] El 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]
Una de las consecuencias más críticas del magnetismo del WD es que sincroniza el período de rotación del WD con el período orbital del binario; [2] a primer orden, esto significa que el mismo lado de la WD siempre mira hacia la estrella donante. Esta rotación sincrónica se considera una característica definitoria de los polares. [1] [2] Además, el campo magnético del WD 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 roscado y ocurre cuando la presión magnética del WD coincide con la presión del ariete de la corriente . [2] El material capturado fluye a lo largo de las líneas del campo magnético de la WD hasta que se acumula violentamente sobre la WD en un choque cerca de uno o más de los polos magnéticos de la estrella . [2] Esta región de acreción cubre sólo una fracción de la superficie del WD, pero puede aportar la mitad de la luz óptica del sistema. [4] Además de la radiación ciclotrón 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 se rige por la viscosidad dentro del disco de acreción, la acreción en un sistema polar es completamente magnética. Además, si bien un disco de acreción puede imaginarse crudamente como una estructura bidimensional sin un espesor significativo, el flujo de acreción en un disco polar tiene una estructura tridimensional compleja porque las líneas del campo magnético lo elevan fuera del plano orbital. [2] De hecho, en algunos polos, la extensión vertical del flujo de acreción le permite pasar regularmente por delante del punto de acreción del WD visto desde la Tierra, provocando una disminución temporal en el brillo observado del sistema. [4]
Los polares derivan 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.
La relación 1:1 del período rotacional WD 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 son diferentes en ~1%. o menos. [5] La explicación más común para la rotación asincrónica del WD 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 del WD. [6] El primer polar asíncrono conocido, V1500 Cyg, experimentó una nova en 1975, y su rotación asíncrona 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 el WD 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 períodos de rotación orbital y WD, WD y su magnetosfera giran lentamente como se ve desde la estrella donante. Fundamentalmente, 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 el polar eclipsante V1432 Aql a veces se enrosca en líneas de campo que lo llevan tan por encima del plano orbital que el flujo no se oscurece cuando la estrella donante eclipsa a la WD, pero en otras ocasiones, se enrosca en líneas de campo con menor extensión vertical, lo que hace que el flujo de acreción quede mucho más eclipsado. [7] Se demostró que las variaciones correspondientes en la profundidad del eclipse dependen en gran medida de la orientación del campo magnético de WD 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 asíncronos de que la corriente de acreción es capaz de viajar mucho más profundamente en la magnetosfera del WD 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 ha sido estudiado en detalle. [7]
Otra clase de variables cataclísmicas en las que las enanas blancas magnéticas acumulan material de una estrella donante de la secuencia principal son las polares intermedias. Estos tienen campos magnéticos menos fuertes y la rotación de la enana blanca no está sincronizada con el período orbital. Se ha propuesto que los polares intermedios pueden evolucionar hacia polares a medida que el donante se agota y la órbita se reduce. [2]