Kutup (kataklizmik değişen)

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

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 Pspin = Pyörünge ilişkisi vardır. Ayrıca bütün AM Her sistemlerinde kuvvetli kutuplaşan siklotron ışınımı salarlar. Diğer grupta ise beyaz cücenin ekseni etrafındaki dönme dönemi daha hızlı (Pspin < Pyörünge), genellikle Pspin / Pyörünge ~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 Pyörünge ≤ 3 saat, IP'lerde ise Pyörünge > 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 Pspin / Pyörünge ~0.1 ilişkisi vardır. Yörünge periyotları, Pyörünge ≤ 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 (Porb ≈2 gün).

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Notlar[değiştir | kaynağı değiştir]

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

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

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