«Поляры»

(нем. Polare, от лат. Polus, греч. pólos — ось, полюс)

см. Полюсы и поляры.

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 классыM4III 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.

Рис. 1. Схема поляра.

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.

Лит.:Ritter H., Catalogue of cataclysmic binaries, low-mass X-ray binaries and related objects, 5 ed., "Astron., Astro-phys. Suppl.", 1990, v. 85, p. 1179; Frank J., The evolution of magnetic cataclysmic variables, Munch., 1985; Lamb D.Q., Recent developments in the theory of AM Her and DQ Her stars, в кн.: Cataclysmic variables and lowmass X-ray binaries, Dordrecht - [a.o], 1985, p. 180; Liebert J., Stockman H. S., The AM Herculis magnetic variables, там же, p. 151; Andro-nоv I. L., On the mechanism of the "Noisar" phenomenon in magnetic close binary systems, "Astron. Nachr.", 1987, Bd 308, S. 229; его же, "Swinging dipoles" in magnetic close binary stars, "Astrophys. Space Sci.", 1987, v. 131, p. 557; Войхaтская H. F., Тесные двойные системы типа AM Геркулеса. Обзор наблюдательных данных, "САО АН СССР", 1989, Х" 43.

И. Л. Андронов.

м. мн. ч.

polari f pl reciproche