Polar (estrella)

En astronomía , una polar es un tipo de sistema estelar binario variable cataclísmico (VC) altamente magnético , conocido originalmente como estrella AM Herculis por el miembro prototipo AM Herculis . Al igual que otras VC, las polares contienen dos estrellas : una enana blanca (EB) en acreción y una estrella donante de baja masa (generalmente una enana roja ) que transfiere masa a la EB como resultado de la atracción gravitatoria de esta, desbordando su lóbulo de Roche . ^{[ 1 ]} Las polares se distinguen de otras VC por la presencia de un campo magnético muy fuerte en la EB. Las intensidades típicas del campo magnético de los sistemas polares son de 10 millones a 80 millones de gauss (1000 – 8000 teslas ). ^{[ 2 ]} La EB en la polar AN 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 de la WD es que sincroniza el período de rotación de la WD con el período orbital del sistema binario; ^{[ 2 ]} en primera aproximación, esto significa que el mismo lado de la WD siempre mira hacia la estrella donante. Esta rotación síncrona se considera una característica definitoria de las polares. ^{[ 1 ] [ 2 ]} Además, el campo magnético de la WD captura el flujo de acreción de la estrella donante antes de que pueda desarrollarse en un disco de acreción . La captura del flujo de acreción se conoce como enhebrado, y ocurre cuando la presión magnética de la WD coincide con la presión dinámica del flujo . ^{[ 2 ]} El material capturado fluye a lo largo de las líneas del campo magnético de la WD hasta que se acrecienta violentamente sobre la WD en una onda de 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 WD, 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 las polares son frecuentemente más brillantes en rayos X que las CV no magnéticas. ^{[ 1 ]}

Mientras que la acreción en un sistema no magnético está regida por la viscosidad dentro del disco de acreción, la acreción en una estrella polar es completamente magnética. Además, si bien un disco de acreción puede imaginarse de forma simplificada como una estructura bidimensional sin un espesor significativo, el flujo de acreción en una estrella polar tiene una compleja estructura tridimensional debido a que las líneas del campo magnético lo elevan fuera del plano orbital. ^{[ 2 ]} De hecho, en algunas estrellas 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, lo que provoca una disminución temporal en el brillo observado del sistema. ^{[ 4 ]}

Las estrellas polares reciben su nombre de la luz polarizada lineal y circularmente que producen. ^{[ 1 ]} Se puede obtener información sobre la geometría de acreción de una estrella polar estudiando su polarización.

La relación 1:1 entre el período de rotación de la WD y el período orbital binario es una propiedad fundamental de las 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 asíncrona de la WD es que cada uno de estos sistemas había sido síncrono hasta que una erupción de nova rompió la sincronización al cambiar el período de rotación de la WD. ^{[ 6 ]} La primera polar asíncrona conocida, V1500 Cyg, sufrió una nova en 1975, y su rotación asíncrona se descubrió después de que la nova se desvaneciera, proporcionando la mejor evidencia observacional de este escenario. ^{[ 6 ]} En V1500 Cyg, BY Cam y V1432 Aql, hay evidencia observacional de que la WD está resincronizando su período de giro con el período orbital, y se espera que estos sistemas se vuelvan síncronos en una escala de tiempo de siglos. ^{[ 5 ]}

Debido a la ligera diferencia entre los períodos de rotación orbital y de la WD, la WD y su magnetosfera giran lentamente vistas desde la estrella donante. Fundamentalmente, esta rotación asíncrona provoca que el flujo 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 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 otras veces, se enrosca en líneas de campo con menor extensión vertical, lo que provoca que el flujo de acreción se eclipse mucho más completamente. ^{[ 7 ]} Se demostró que las variaciones correspondientes en la profundidad del eclipse dependen muy fuertemente de la orientación del campo magnético de la WD con respecto a la estrella donante. ^{[ 7 ]} En comparación, en una polar síncrona, la WD no rota con respecto a la estrella donante, y el flujo siempre interactúa con las mismas líneas de campo, lo que resulta en una geometría de acreción estable.

También hay evidencia en cada una de las cuatro polares asíncronas de que el flujo de acreción puede viajar mucho más profundamente en la magnetosfera de la enana blanca que en los sistemas síncronos, 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 ]}

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 intensos y la rotación de la enana blanca no está sincronizada con el período orbital. Se ha propuesto que las polares intermedias pueden evolucionar hacia polares a medida que la estrella donante se agota y la órbita se reduce. ^{[ 2 ]}

También llamadas prepolares, ^{[ 8 ]} esta clase de variables precataclísmicas también contiene una enana blanca magnética, pero el método de acreción de la estrella secundaria de la secuencia principal es diferente. Para estos sistemas, la tasa de acreción es muy baja y es suministrada por el viento estelar de la estrella secundaria, en lugar del desbordamiento de Roche. ^{[ 9 ]}

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