Kutup (kataklizmik değişen)

Kutup (kataklizmik değişen) (ayrıca AM Herculis Yıldız olarak da bilinir), manyetik alanı çok güçlü çift yıldız sisteminin Kataklizmik değişen tipidir.

Kataklizmik Değişenlerin sınıflaması yapılırken, beyaz cücenin manyetik gücüne bağlı olarak Kataklizmik yıldızlar iki temel gruba ayırılabilir. Bunlardan birinci grup, beyaz cücenin manyetik alanı çok güçlüdür ve bunlar genelde AM Herculis (AM Her) yıldızları olarak bilinirler. İkinci grup, beyaz cücenin manyetik gücü orta seviyededir ve bunlar da DQ Herculis (DQ Her) yıldızları olarak bilinirler.

Birinci gruptaki AM Her sistemleri için beyaz cücenin ekseni etrafındaki dönme dönemi ile çiftin yörünge dönemi arasında P_spin = P_yörünge ilişkisi vardır. Ayrıca bütün AM Her sistemlerinde kuvvetli kutuplaşan siklotron ışınımı salarlar. Diğer grupta ise beyaz cücenin ekseni etrafındaki dönme dönemi daha hızlı (P_spin < P_yörünge), genellikle P_spin / P_yörünge ~0.1'dir. Günümüzde, özellikle AM Her sistemlerinin için birçok özellikleri belirlenmiştir. Bunların bazıları; örneğin kütle akım süreçleri, periyot dağılımları ve çiftin kütle değişimleri iyi anlaşılmıştır. İkinci gruptaki manyetik Kataklizmik Değişenler ile ilgili doğal bağıntı hala anlaşılmış değildir. Özellikle beyaz cüceyi çevreleyen bir diskin olup olmadığı konusunda bir tartışma vardır. Aslında her iki grup için de bir tartışma konusu hep vardır. Bu tartışma iki durum ile ilgilidir.

a) Bütün AM Her sistemleri kuvvetli kutuplaşan siklotron ışınımı salması olarak gözlenir.^{[not 1]} Orta manyetikli sistemlerde veya orta kutuplu (Intermediate Polars : IP) olanlarda bunların hiçbiri olmaz.

b) AM Her sistemleri için P_yörünge ≤ 3 saat, IP'lerde ise P_yörünge > 3 saat olacak şekilde yörünge periyotlarına sahiptirler.

Aşağıda Manyetik Kataklizmik Değişenler için manyetik moment (µ), şu şekilde özetlenmiştir:

a) 10³⁴Gcm³ ≤ µ ≤ 5.10³⁴Gcm³

Buradaki üst limit, büyük olasılıkla frenleyici (veya zıt yönlü ) bir manyetik alan belirler. Bu frenleyici manyetik alan , beyaz cücenin manyetik alanı ile eşzamanlıoluşmuş ise AM Her gibi sistemlerin periyotlarında küçük bir boşluk oluşur.

b) 10³³Gcm³ ≤ µ ≤ 10³⁴Gcm³

Orta düzeyli manyetik yıldızlar (IP) çoğunlukla burada yer alırlar. Ayrıca bunlarda P_spin / P_yörünge ~0.1 ilişkisi vardır. Yörünge periyotları, P_yörünge ≤ 5 saatiçin yığılma disklerine sahip değildir. Yine µ ≥ 4.10³³Gcm3 için eşzamanlı bir manyetik frenleme durumu söz konusu olabilir, yani periyotlarında boşluk oluşabilir. Böylece IP sistemleri, AM Her gibi X-ışını özelliklerine sahip olurlar.

c) 10³¹Gcm³ ≤ µ ≤ 10³³Gcm³

Bu sistemlerde daima yığılma diskleri vardır ve asla eşzamanlı bir manyetik frenleme göstermezler. Bunlara örnek olarak DQ Herculis ve AE Aquarii yıldızları tanımlanabilir. Yığılma diski çiften ayrıktır ve bundan dolayı yörünge dönemi uzundur (P_orb ≈2 gün).

Ayrıca bakınız

• Kataklizmik değişken

Notlar

1. Siklotron ışınımı : Hızı ışık hızına göre küçük ve manyetik alan içinde hareket eden parçacıkların oluşturduğu ışınım.

Kaynakça

• Coel Hellier (2001). Cataclysmic Variable Stars: How and Why They Vary. Springer Praxis. ISBN 1-85233-211-5.