Polar intermedio

En astronomía , una estrella polar intermedia (también llamada estrella DQ Herculis ) es un tipo de sistema estelar binario variable cataclísmico con una enana blanca y una estrella secundaria fría de secuencia principal . En la mayoría de las variables cataclísmicas, la materia de la estrella compañera es arrancada gravitacionalmente por la estrella compacta y forma un disco de acreción a su alrededor. En los sistemas polares intermedios, se aplica el mismo escenario general, excepto que el disco interno es interrumpido por el campo magnético de la enana blanca.

El nombre "polar intermedio" se deriva de la fuerza del campo magnético de la enana blanca, que se encuentra entre la de los sistemas variables cataclísmicos no magnéticos y los sistemas fuertemente magnéticos. Los sistemas no magnéticos presentan discos de acreción completos, mientras que los sistemas fuertemente magnéticos (llamados polares o sistemas AM Herculis ) presentan solo corrientes de acreción que impactan directamente en la magnetosfera de la enana blanca.

Hasta el 14 de abril de 2006 se habían confirmado 26 sistemas polares intermedios, lo que representa aproximadamente el 1% de los 1.830 sistemas variables cataclísmicos totales presentados por Downes et al. (2006) en el Catálogo de Variables Cataclísmicas. Sólo dos de ellos son más brillantes que la magnitud 15 como mínimo: el prototipo DQ Herculis y la inusual nova lenta GK Persei . ^[1]

En los sistemas polares intermedios, el material arrancado de una estrella enana roja secundaria fluye hacia un disco de acreción alrededor de la enana blanca, pero el disco interior se trunca por el campo magnético de la enana blanca. En casos extremos, el disco puede quedar totalmente desgarrado, aunque esto es poco común. ^[2] En la región donde el disco se trunca, el gas del disco comienza a viajar a lo largo de las líneas del campo magnético de la enana blanca, formando láminas curvas de material luminoso llamadas cortinas de acreción . ^[3] El material del disco pasa a través de las cortinas y luego se acrecienta sobre la enana blanca cerca de uno de sus polos magnéticos.

Los sistemas polares intermedios son potentes emisores de rayos X. Los rayos X son generados por partículas de alta velocidad provenientes de la corriente de acreción que forman una onda de choque al caer sobre la superficie de la estrella enana blanca. A medida que las partículas desaceleran y se enfrían antes de chocar con la superficie de la enana blanca, se producen rayos X de frenado que posteriormente pueden ser absorbidos por el gas que rodea la región de choque.

La intensidad del campo magnético de las enanas blancas en sistemas polares intermedios es típicamente de 1 millón a 10 millones de gauss (100–1000 teslas ). Esto es aproximadamente un millón de veces más fuerte que el campo magnético de la Tierra y cerca del límite superior de las intensidades de campo magnético que se pueden producir en un laboratorio en la Tierra, pero es mucho menor que la intensidad del campo magnético de las estrellas de neutrones . En la intersección de la corriente de acreción y la superficie de la enana blanca, se produce un punto caliente. Debido a que la enana blanca tiene un campo magnético dipolar , tendrá un punto caliente en cada uno de sus polos magnéticos. A medida que la enana blanca y su campo magnético dipolar giran, los puntos calientes también girarán.

Otras características definitorias de los polares intermedios incluyen una fuerte línea de emisión de helio II a 468,6 nm y polarización circular , además de las periodicidades de la curva de luz que se describen a continuación.

La curva de luz de un sistema estelar intermedio puede mostrar varios tipos de cambios periódicos estables en el brillo. Una periodicidad está relacionada con el período orbital del sistema estelar binario. Los períodos orbitales de los sistemas estelares intermedios confirmados varían de 1,4 a 48 horas, con valores típicos de entre 3 y 6 horas.

Una segunda señal periódica se origina a partir de la rotación de la enana blanca sobre su eje. La característica observacional que define más claramente una polar intermedia es la existencia de una señal de período de espín que es más corta que el período orbital. Los períodos conocidos varían de 33 a 4022 segundos. La causa física de las oscilaciones ópticas del período de espín se atribuye generalmente al cambio de aspecto de la cortina de acreción a medida que converge cerca de la enana blanca. ^[4]

Una tercera periodicidad de la curva de luz, el período de banda lateral entre el período de giro y el período orbital, también suele estar presente.

Las tres señales periódicas se pueden medir tomando una transformada de Fourier de la curva de luz y produciendo un espectro de potencia . Los polares intermedios producen periodicidades de espín y banda lateral en longitudes de onda de rayos X, ultravioleta y ópticas. Aunque la fuente de los períodos en las tres longitudes de onda es en última instancia el espín de la enana blanca, se cree que los mecanismos exactos para producir las periodicidades de alta energía y las periodicidades ópticas son diferentes.

Además de las oscilaciones estables, pueden aparecer oscilaciones inestables llamadas "oscilaciones cuasiperiódicas" que luego desaparecen después de unos pocos ciclos. Las oscilaciones cuasiperiódicas suelen tener períodos de entre 30 y 300 segundos.

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

• Brian Warner (2003). Estrellas variables cataclísmicas . Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-54209-8.

• Joseph Patterson, Patterson, Joseph (1994). "Las estrellas DQ Herculis". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 106 : 209. Bibcode :1994PASP..106..209P. doi : 10.1086/133375 .

• "Los polares intermedios" . Consultado el 16 de mayo de 2006 .

• Nemiroff, R.; Bonnell, J., eds. (10 de noviembre de 2003). "Un sistema binario polar intermedio". Imagen astronómica del día . NASA . Consultado el 16 de mayo de 2006 .