Variável cataclísmica

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Concepção artística de um sistema tipo variável cataclísmica

Variáveis Cataclísmicas são estrelas binárias próximas normalmente formadas por uma anã branca (primária) e uma anã vermelha (secundária), onde há transferência de matéria da estrela secundária para a estrela primária,1 , formando um disco de acreção. A estrela secundária pode ser uma anã da sequência principal ou eventualmente uma estrela gigante.2

A transferência de matéria causa variações de brilho esporádicas no sistema, daí a denominação 'cataclísmica'. Essencialmente há dois estados distintos em Variáveis Cataclísmicas: Erupções, onde o sistema aumenta em várias magnitudes seu brilho, e quiescência, onde o disco de acreção encontra-se num estado de baixa emissão.

Se o processo de transferência de matéria se mantiver por tempo suficiente para fazer a massa da anã branca exceder o limite de Chandrasekhar, a crescente pressão interna pode iniciar uma reação em cadeia de fusão do carbono e resultar numa supernova tipo Ia, que destrói completamente a anã branca.

Classificação[editar | editar código-fonte]

É provável que todas as variáveis cataclísmicas possuam campos magnéticos, que podem estar associados à estrela primária, à estrela secundária ou a um disco de acreção. Esses campos magnéticos possivelmente são os responsáveis por controlar a evolução orbital do sistema por freamento magnético (magnetismo na secundária) e por fornecerem a fonte de viscosidade observada nos discos de acreção (magnetismo no disco).3

Quanto ao grau de magnetismo da estrela primária, os sistemas são classificados como magnéticos e não-magnéticos. Nos sistemas magnéticos a acreção de matéria é determinada predominantemente pelo campo magnético da estrela primária. Nos sistemas ditos não-magnéticos, o campo magnético da estrela primária é relativamente baixo (B < 105 G) e o movimento do gás da estrela secundária para a estrela primária é determinado predominantemente pela hidrodinâmica do fluxo de acreção.3

Os sistemas magnéticos são divididos em duas classes: polares e polares intermediárias.

Os sistemas não magnéticos são divididos em: Novas Clássicas, Novas Recorrentes, Novóides e Novas Anãs.

Características[editar | editar código-fonte]

Representação do Lóbulo de Roche

A separação entre as componentes da binária é pequena, aproximadamente do diâmetro da estrela secundária, fazendo com que os efeitos da força de maré sejam intensos. O fato das estrelas estarem próximas faz com que a velocidade orbital seja alta, produzindo uma força centrífuga intensa que, assim como os efeitos de maré, contribui para a deformação das componentes do sistema binário.4

A partir de uma análise das regiões equipotenciais da binária podemos entender bastante da estrutura e dinâmica da variável. Existem cinco pontos críticos na superfície equipotencial, chamados de pontos Lagrangianos onde a gravidade se anula. O ponto L1 (ponto Lagrangiano interno), localizado entre as duas estrelas, é de particular importância porque se uma das estrelas se expande suficientemente tal que parte de sua superfície atinge o ponto L1, ocorrerá transferência de massa entre as estrelas. A curva equipotencial que inclui o ponto L1 é chamada de Lóbulo de Roche.5 . As equipotenciais são quase esféricas em torno das estrelas individuais, enquanto que as equipotenciais externas ao lóbulo de Roche envolvem as duas estrelas.

Se o campo magnético é intenso, a matéria tende a cair em direção da anã branca (estrela primária) acompanhando as linhas de campo magnético (como no caso das polares). Em sistemas onde o campo magnético não é muito intenso, temos a formação de um disco de acreção em torno da primária pela matéria proveniente da secundária.3 O atrito entre os diferentes anéis do disco faz com que a matéria perca momento angular e espirale em direção à anã branca. Na camada adjacente à anã branca, para ser absorvida, a matéria tem que se desacelerar até ficar com a mesma velocidade da anã branca. A energia perdida nesse processo é emitida em forma de radiação. Essa região é chamada de boundary layer(camada limite). Ela pode emitir tanta radiação ou mais que o disco de acreção, provocando um aquecimento neste último.4 Outra estrutura que se forma no disco é o bright spot, que é resultante do impacto do fluxo de matéria que vem continuamente da secundária com a borda externa do disco. Esta área pode irradiar na região da luz visível tanto ou mais que o disco, estrela primária ou estrela secundária.6 Podemos observar as componentes da cataclísmica durante um eclipse, no caso de sistema binário eclipsante, através da análise de sua curva de luz.4


Referências

  1. AMORIM, R.R. Candidatos a Variáveis Cataclísmicas Magnéticas com Polarização Baixa. Dissertação de Mestrado – INPE, São José dos Campos, 2011.
  2. RIBEIRO, T. Atividade Magnética e a Evolução de Variáveis Cataclísmicas. Tese (Doutorado em Física) - Universidade Federal de Santa Catarina, Florianópolis, 2011.
  3. a b c SAITO, R. K. Mapeamento Espectral de Discos de Acréscimo em Variáveis Cataclísmicas. Tese (Doutorado em Física) – Universidade Federal de Santa Catarina, Florianópolis, 2008
  4. a b c Hellier, C. Cataclysmic Variable: How and Why They Vary. Editora Springer. 2001.
  5. PUEBLA, REP. Sobre a Taxa de Transferência de Massa em Variáveis Cataclísmicas Quiescentes. Dissertação de Mestrado – IAG, Universidade de São Paulo, São Paulo. 2005
  6. BORGES,B.W. Estudo dos Eclipses da Nova Anã HT Cassiopeiae em Quiescência e Erupção. Tese (doutorado em Física)- Universidade Federal de Santa Catarina, Florianópolis, 2008
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