Mapeamento Espectral de Discos de Acréscimo em Variáveis ...

Capítulo 2. Revisão bibliográfica 11
d. Todas as estrelas SU UMa possuem período abaixo do gap com exceção de TU Men
que possui Porb = 2,8 h, isto é, no limite superior do gap.
e. Todas as estrelas U Gem e Z Cam possuem período acima do gap.
f. A maioria das novóides possuem período acima do gap.
g. A maioria das estrelas VY Scl possuem 3,2 ≤ Porb ≤ 4,0 h.
h. Todas as estrelas do tipo polar apresentam Porb ≤ 4,6 h.
i. A maioria das estrelas definidas como polares intermediárias tem Porb acima do gap.
Por definição, binárias próximas são sistemas binários em que existe uma significativa
interação gravitacional entre as estrelas componentes por conta da lei do inverso dos
quadrados da atração gravitacional. Devido à proximidade entre as componentes, podem
ocorrer interações radiativas, onde ocorre o aquecimento da face de uma das estrelas
devido à companheira mais quente, ou interações por efeito de maré, distorcendo ambas
as componentes pela combinação de efeitos gravitacionais e centrífugos. Em variáveis
cataclísmicas a secundária é sempre fortemente distorcida pela influência gravitacional da
estrela primária (Warner 1995).
A interação por efeitos de maré causa a sincronização da rotação com a revolução
orbital e elimina eventuais excentricidades da órbita. A escala de tempo para alcançar
estas condições (∼ 10 4 − 10 5 anos) é muito curta se comparada ao tempo de vida de uma
variável cataclísmica (∼ 10 10 anos). Desta forma, espera-se que a grande maioria das
variáveis cataclísmicas esteja numa órbita circular, com a estrela secundária em rotação
síncrona com a binária.
A transferência de matéria da estrela secundária para a estrela primária, com o pos-
terior acréscimo sobre a superfície da anã branca, é uma característica fundamental das
variáveis cataclísmicas. Durante o processo de transferência a matéria acrescida perde
momento angular enquanto espirala em direção à primária, levando à formação de um
disco de acréscimo em torno da anã branca. A transferência de matéria pode se dar
em conseqüência da expansão de uma das estrelas (por evolução nuclear) ou pela dimi-
nuição da separação entre as componentes (encolhimento do lóbulo de Roche por perda
de momento angular orbital). Em ambos os casos a transferência inicia quando a força
gravitacional da primária é suficiente para atrair as partes externas da estrela secundária.
Também pode haver transferência de matéria devido à ejeção de matéria em forma de
vento por uma das estrelas, com parte do vento sendo capturado pela força gravitacional
da estrela companheira (Frank, King & Raine 1992).