극(별)

Polar (star)
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극지변수는 자기장이 강해서 발작 원반이 없는 낮은 질량 공여자의 자기 백색 왜성 물질이다.

폴라(A Polara)는 자기성이 강한 형태의 대격변형 2진 별 시스템으로, 원래 프로토타입 멤버인 AM 허큘리스의 이름을 따서 AM 허큘리스 별이라고 알려져 있다. 다른 대격변수(CV)와 마찬가지로 폴라에는 두 개의 별이 들어 있는데, 그것은 WD의 중력의 결과로 WD로 질량을 전달하고 있는 저질량 기증자 항성(대개 적색 왜성)이 로체엽을 넘치고 있다.[1] 폴라는 WD에 매우 강한 자기장이 존재하여 다른 CV와 구별된다. 극성계의 대표적인 자기장 강도는 1000만~8,000만 가우스(1000–8000 테슬라)이다.[2] 극성 AN Ursae Majoris의 WD는 전계 강도가 2억 3천만 가우스(23kT)로 대격변수 중 가장 강한 것으로 알려진 자기장을 갖고 있다.[3]

억양 메커니즘

WD 자력의 가장 중요한 결과 중 하나는 WD의 회전 주기와 이진의 궤도 주기를 동기화한다는 것이다.[2] 첫 번째 순서로, 이것은 WD의 같은 면이 항상 기증자 별을 향한다는 것을 의미한다. 이 동기식 회전은 폴라의 결정적인 특징으로 여겨진다.[1][2] 게다가, WD의 자기장은 기증된 별에서 나오는 억양 흐름을 포착하고 그것이 억양 원반으로 발전할 수 있다. 억양천 포획은 나사산이라고 하며, WD에서 나오는 자기압이 그 흐름의 램 압력과 일치할 때 발생한다.[2] 포획된 물질은 WD의 자기장 선을 따라 흐르다가 한 개 이상의 별의 자기장 근처에서 충격으로 WD에 격렬하게 붙는다.[2] 이 점성 부위는 WD 표면의 일부분만 차지하지만, 시스템 광학 광선의 절반에 기여할 수 있다.[4] 광학 및 근적외선 사이클로트론 방사선 외에, 발광 부위는 충격 내 기체 온도가 높아 X선도 생성하기 때문에 비자기 CV보다 X선에서도 폴러가 더 밝은 경우가 많다.[1]

비자기계에서의 점성은 점성 원반 내의 점성에 의해 지배되는 반면에, 극지방에서의 점성은 전적으로 자기적인 것이다. 또한, 액화 원반은 큰 두께가 없는 2차원 구조로 조잡하게 구상될 수 있지만, 극지방의 액화 흐름은 자기장 선이 궤도면 밖으로 끌어올리기 때문에 복잡한 3차원 구조를 가지고 있다.[2] 실제로 일부 폴라의 경우, 점화 흐름의 수직 범위를 통해 지구에서 볼 수 있는 WD 점 앞에서 정기적으로 통과할 수 있어 시스템의 관측된 밝기가 일시적으로 감소한다.[4]

폴라는 그들이 만들어내는 선형적이고 원형적인 편광에서 이름을 따왔다.[1] 극지의 점성 기하학에 대한 정보는 극지의 양극화를 연구함으로써 찾을 수 있다.

비동기식 폴라

WD 회전주기와 이항 궤도주기의 1:1 비율은 폴라(polar)의 기본 속성이지만, 4개의 폴라(V1500 Cyg, BY Cam, V1432 Aql, CD Ind)에서는 이 두 기간이 ~1% 이하 차이가 난다.[5] WD의 비동기 회전에 대한 가장 일반적인 설명은 노바 분화로 인해 WD의 회전에 의한 동기화가 깨질 때까지 이들 각각의 시스템이 동기화된 상태였다는 것이다.[6] 최초의 비동기 극지방인 V1500 Cyg는 1975년에 노바를 겪었고 노바가 퇴색한 후 비동기 회전이 발견되어 이 시나리오에 대한 최고의 관찰 증거를 제공했다.[6] V1500 Cyg, BY Cam, V1432 Aql에서는 WD가 스핀 기간을 궤도 기간과 재동기화하고 있다는 관측 증거가 있으며, 이러한 시스템은 수세기 동안 동기식으로 될 것으로 예상된다.[5]

궤도 및 WD 회전 기간의 약간의 차이 때문에, WD와 그 자력권은 공여 항성에서 본 것처럼 천천히 회전한다. 비판적으로, 이 비동기 회전은 다른 자기장 라인과 상호작용을 하게 한다. 배설 흐름은 그것을 포착한 필드 라인을 따라 이동하기 때문에, 다른 필드 라인들과 상호작용할 때 다른 궤도를 따를 것이다. 구체적인 예로서, 에클립싱 극성 V1432 Aql은 때때로 공여 별이 WD를 일식할 때 흐름이 가려지지 않는 궤도면 위로 멀리 운반되는 필드 라인에 실링하기도 하지만, 다른 때에는 수직 범위가 적은 필드 라인에 실링하여 훨씬 더 완전한 ec를 발생시키기도 한다.입술.[7] 일식 깊이의 해당 변화는 기증된 별에 대한 WD 자기장의 방향에 매우 강하게 의존하는 것으로 나타났다.[7] 비교를 위해 동기 극지방에서는 WD가 공여 별에 대해 회전하지 않고, 스트림은 항상 동일한 필드 라인과 상호 작용하여 안정적인 굴절 기하학이 이루어진다.

또한 4개의 비동기 폴라에는 각 비동기식 폴라에서 억출 스트림이 동기식 시스템보다 WD의 자기권으로 훨씬 더 깊이 이동할 수 있다는 증거가 있어 기증자 별으로부터의 질량 전달 속도가 비정상적으로 높거나 자기장 강도가 낮다는 것을 암시하고 있으나, 이는 자세히 연구되지 않았다.[7]

중간 폴라

주요 기사: 중간 극지

자기 백색 왜성이 주 시퀀스 공여자 별에서 발생하는 물질을 갖는 또 다른 종류의 대격변수는 중간 폴라다. 이것들은 자기장이 덜 강하며 백색왜성의 회전은 궤도 주기와 동기화되지 않는다. 기증자가 고갈되고 궤도가 축소되면서 중간 폴라가 폴라로 진화할 수 있다는 제안이 나왔다.[2]

참조

  1. ^ a b c d Hellier, Coel (2001). Cataclysmic Variable Stars. Springer.
  2. ^ a b c d e f g Cropper, Mark (1990-12-01). "The polars". Space Science Reviews. 54 (3–4): 195–295. Bibcode:1990SSRv...54..195C. doi:10.1007/BF00177799. ISSN 0038-6308. S2CID 189786424.
  3. ^ Krzeminski, W. & Serkowski, K. (August 1977). "Extremely high circular polarization of AN Ursae Majoris". The Astrophysical Journal Letters. 216: L45. Bibcode:1977ApJ...216L..45K. doi:10.1086/182506.
  4. ^ a b Harrop-Allin, M. K.; Cropper, M.; Hakala, P. J.; Hellier, C.; Ramseyer, T. (1999-09-23). "Indirect imaging of the accretion stream in eclipsing polars — 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. ^ a b Warner, Brian (2003). "General Properties of Quiescent Novae". AIP Conference Proceedings. 637: 3–15. arXiv:astro-ph/0206452. doi:10.1063/1.1518170. S2CID 43999382.
  6. ^ a b Stockman, H. S.; Schmidt, Gary D.; Lamb, D. Q. (1988-09-01). "V1500 Cygni - Discovery of a magnetic nova". The Astrophysical Journal. 332: 282. Bibcode:1988ApJ...332..282S. doi:10.1086/166652.
  7. ^ a b c Littlefield, Colin; Mukai, Koji; Mumme, Raymond; Cain, Ryan; Magno, Katrina C.; Corpuz, Taylor; Sandefur, Davis; Boyd, David; Cook, Michael (2015-05-21). "Periodic eclipse variations in asynchronous polar V1432 Aql: evidence of a shifting threading region". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 449 (3): 3107–3120. Bibcode:2015MNRAS.449.3107L. doi:10.1093/mnras/stv462. ISSN 0035-8711.

추가 읽기

  • Coel Hellier (2001). Cataclysmic Variable Stars: How and Why They Vary. Springer Praxis. ISBN 978-1-85233-211-2.