Gwiazdy kataklizmiczne są jednymi z ciekawszych i bardziej dynamicznych obiektów we Wszechświecie. Układ taki to w rzeczywistości ciasny układ podwójny składający się z białego karła oraz towarzysza oddającego mu masę, co schematycznie przedstawia Rysunek (1). Towarzyszem jest zazwyczaj gwiazda z okolic ciągu głównego wypełniająca swoją powierzchnię Roche'a, z której materia poprzez wewnętrzny punkt Lagrange'a układu opada na białego karła.

Artykuł przygotowała Anna Ogorzałek.

Proces ten nie może zajść bezpośrednio, ponieważ opadająca materia posiada spory moment pędu pochodzacy z ruchu orbitalnego układu, w wyniku czego dookoła karła tworzy się struktura nazywana dyskiem akrecyjnym. Materia w dysku okrąża gwiazdę zachowując swój moment pędu, a dzięki siłom tarcia (lepkości) traci energię i opada na coraz niższe orbity, by w końcu opaść na gwiazdę. Układy te zawdzięczają swoją nazwę zjawisku eksplozji termojądrowej na powierzchni białego karła, do której dochodzi nawet kilka razy w trakcie życia takiego układu. Układ jaśnieje wtedy na klikadziesiąt dni do wartości nawet 15 magnitudo, często stając się widocznym gołym okiem.

Powstawanie i ewolucję tego typu układów opisuje tak zwany “model standardowy”. Wyjaśnia on dwie duże zagadki wynikające z obserwacji: istnienie bardzo małej ilości układów o okresach orbitalnych w przedziale 2-3 godziny (ang. period gap) oraz istnienie okresu minimalnego, co przedstawia Rysunek (2). Ostatnia dekada przyniosła wiele nowych danych obserwacyjnych, pozwalających na lepszy opis własności i ewolucji tych układów.

Liczba układów kataklizmicznych o określonych okresach orbitalnych.

Rysunek (2). Liczba układów kataklizmicznych o określonych okresach orbitalnych. Wyraźnie obserwujemy istnienie minialnego okresu orbitalnego oraz bardzo małą ilość układów w obszarze tzw. “period gap”.

Zacznijmy od przewidywań modelu standardowego. Aby w układzie możliwy był transfer masy, system jako całość musi tracić moment pędu. Przyjmuje się, że odpowiedzialne są za to dwa główne procesy. Przede wszystkim układ cały czas emituje fale grawitacyjne, które zabierają moment pędu. Drugim z procesów jest hamowanie magnetyczne – zjonizowany wiatr gwiezdny, próbujący opuścić towarzysza (donora) na dużych odległościach od układu rotuje wraz z nim, co wymuszone jest istnieniem silnego pola magnetycznego donora. Kiedy w końcu opuszcza układ całkowicie, zabiera ze sobą moment pędu. Główną różnicą pomiędzy tymi dwoma procesami jest wydajność, z jaką zabierają układowi moment pędu. Szacuje się, że hamowanie magnetyczne jest co najmniej 10 razy bardziej wydajne niż fale grawitacyjne.

Towarzysze w układach kataklizmicznych są gwiazdami z ciągu głównego lub jego okolic, dlatego znamy zależność pomiędzy jego masą a okresem orbitalnym układu. Górnej granicy “period gap” (około 3h) odpowiada masa towarzysza około 0.2-0.3 mas Słońca. Masa taka odpowiada przejściu gwiazdy w gwiazdę całkowicie konwektywną. W modelu standardowym przyjmuje się, że taka gwiazda, nie posiadająca warstwy promienistej, nie będzie mieć pola magnetycznego (uważa się bowiem, że pole magnetyczne powstaje na granicy strefy promienistej i konwektywnej). Bez pola magnetycznego mechanizm hamowania nagle ustaje. Układ “przechodzi” przez przerwę jako układ rozseparowany bez przepływu masy. Dzieje się tak, ponieważ powyżej przerwy skala czasowa związana z utratą masy oraz skala związana z powrotem do stanu równowagi termodynamicznej są porównywalne, tzn. procesy te zachodzą mniej więcej równocześnie.

W momencie, gdy nagle przepływ masy ustaje, donor jest lekko wytrącony ze stanu równowagi (jest “napuchnięty” – ma za duży promień w stosunku do masy), więc zmniejsza swój promień, przez co nie wypełnia już swojej powierzchni Roche'a. Układ rozseparowany traci moment pędu jedynie poprzez emisję fal grawitacyjnych. W okolicach okresu równego 2h, czyli dolnej granicy “period gap”, donor znów zaczyna wypełniać swoją powierzchnię Roche'a i układ ewoluuje dalej jako półrozdzielony układ podwójny.

Istnienie okresu minimalnego tłumaczy się przejściem towarzysza z gwiazdy spalającej wodór w obiekt nie będący gwiazdą. Jeśli bowiem masa donora osiągnie poziom 7% masy Słońca, reakacje termojądrowe nie będą możliwe. Dla takich obiektów zmienia się zależność pomiędzy masą a promieniem. Dla gwiazd spalających wodór wraz ze zmniejszaniem się masy zmniejsza się ich promień, podczas gdy w przypadku obiektów o masach niższych niż krytyczna (ang. sub-stellar objects) promień rośnie wraz z utratą masy. Układy, które przetrwają to przejście nazywane są “period bouncers” i kontyuunują swoją ewolucję jako układy kataklizmiczne, zwiększając swój okres orbitalny.

Autor

Redakcja AstroNETu
Redakcja AstroNETu