Opisany w artykule Model standardowy ewolucji układów kataklizmicznych posiada trzy duże wady. Po pierwsze, wartość teoretyczna okresu minimalnego przewidywana modelem wynosi 65-72 minut, podczas gdy wartość wyznaczona obserwacyjnie to 82 minut. Także proporcje pomiędzy układami o krótkich okresach (poniżej “period gap”) oraz długich (powyżej) zupełnie nie zgadzają się przewidywaniami teoretycznymi. Co więcej, bardzo ciężko jest opisać dobrze proces hamowania magnetycznego.

Artykuł przygotowała Anna Ogorzałek.

Najnowsze dane obserwacyjne, w szczególności 200 nowych układów znalezionych przez Sloan Digital Sky Survey oraz prace Center for Backyard Astronomy, pozwoliły na weryfikację pewnych faktów i poszerzyły możliwości szukania innego podejścia do ewolucji układów kataklizmicznych.

Przedstawiony na Rysunku (3) stosunek masa/promień dla dużej próbki obserwowanych układów, pokazuje wyraźnie nieciągłość dla masy równej 0.2 masy Słońca. Jest ona zgodna z przewidywaniami modelu standardowego – zredukowaniem strat momentu pędu układu. Nie ma transferu masy, czyli masa towarzysza pozostaje stała przy zmniejszającym się promieniu, co właśnie ilustruje zaobserwowana nieciągłość. Jest to bardzo silny dowód na to, że wyraźna redukcja mechanizmu starty momentu pędu jest odpowiedzialna za powstanie “period gap”. Jednakże nie jest to dowód na to, że rzeczywiście odpowiedzialne jest za to zniknięcie magnetycznego hamowania.

Jak wspomniano w poprzednim artykule, powinny istnieć układy, które przejdą w swej ewolucji przez okres minimalny, tzw. “period bouncers”. Dopiero najnowsze obserwacje potwierdziły istnienie układów, gdzie donor ma masę mniejszą niż masa krytyczna i wciąż zachodzi transfer masy. Potwierdza to bezpośrednio, że istnieją systemy, które są w stanie przeżyć zmianę towarzysza z gwiazdy w “sub-stellar object”.

Fakt istnienia minimalnego okresu, przy którym układy “zawracają”, sugeruje, że powinniśmy obserwować wzrost ich liczby w okolicach okresu minimalnego. Do niedawna nie rejestrowaliśmy takiej tendencji. Na podstawie najnowszych danych widzimy jednak, że wzrost ten jest obecny i jest znaczący, co widać na Rysunku (4).

Zestawienie liczby obserwowanych układów kataklizmicznych w zależności od ich okresu orbitalnego

Rysunek (4). Zestawienie liczby obserwowanych układów kataklizmicznych w zależności od ich okresu orbitalnego, uzupełnione o nowe układy znalezione przez Sloan Digital Sky Survey (oznaczone na biało).

Układy kataklizmiczne są układami akreującymi, z donorem o małej masie, dlatego można się spodziewać występowania podobieństw do Low Mass X-Ray Binaries – w skrócie LMXBs (układów rentegenowskich o małej masie), czyli układów, gdzie obiektem zwartym jest gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Rzeczywiście, zaczynamy obserwować tego typu analogie. Zarejestrowano po raz pierwszy emisję dżetu w promieniowaniu radiowym tuż przed eksplozją w układzie SS Cyg. Rejestruje się podobne jak w LMXBs oscylacje i kwazi-periodyczności, związane najprawdopodobniej z procesami w wewnętrznej części dysku akrecyjnego. Wskazuje to na uniwersalny charakter akrecji, niezależny od właściwości donora i obiektu zwartego.

Można uznać powyżej opisane fakty za pewne przełomy w drodze do zrozumienia układów kataklizmicznych. Skłoniły one naukowców do podjęcia próby opisania ewolucji tych gwiazd, posługując się tylko właściwościami białego karła lub gwiazdy towarzyszącej. Obecnie wydaje się, że to drugie podejście daje lepsze wyniki, ponieważ opisywanie ewolucji poprzez charakterystykę donora jest mniej wrażliwe na krótkie (w skali czasu życia układu) zmiany tempa transferu masy i innych właściwości układu. Model ten daje bardzo dobrze zgodną z obserwacjami wartość minimalnego okresu równą 82 minuty. Co więcej, wyznaczone za jego pomocą proporcje pomiędzy liczbą układów o krótkich, długich okresach oraz “period bouncers” także są dużo bliższe wartościom znanym z obserwacji. Ważnym wnioskiem jest też fakt, że generowanie przez układ fal grawitacyjnych nie jest wystarczająco wydajnym mechanizmem pozbywania się momentu pędu z systemu. Widzimy więc, że potrzebny jest dokładniejszy opis procesów odpowiedzialnych za straty momentu pędu na wszystkich etapach ewolucji układu.

Autor

Redakcja AstroNETu