ในทางดาราศาสตร์โพลาร์ เป็นระบบ ดาวคู่แปรผันแคแทคลิสมิก (CV) ประเภทที่มีสนามแม่เหล็กสูงมากเดิมทีรู้จักกันในชื่อดาว AM Herculisตามชื่อสมาชิกต้นแบบAM Herculisเช่นเดียวกับ CV อื่นๆ โพลาร์ประกอบด้วยดาว สองดวง ได้แก่ ดาวแคระขาว (WD) ที่กำลังดูดกลืนมวล และดาวผู้ให้มวลน้อย (โดยปกติจะเป็นดาวแคระแดง ) ซึ่งกำลังถ่ายโอนมวลไปยัง WD อันเป็นผลมาจากแรงดึงดูดของ WD ทำให้ขอบเขตโรชของ ดาวแคระขาวล้นออกมา ^{[ 1 ]} โพลาร์แตกต่างจาก CV อื่นๆ ตรงที่มีสนามแม่เหล็ก ที่แข็งแกร่งมาก ใน WD ความแรงของสนามแม่เหล็กโดยทั่วไปของระบบโพลาร์อยู่ที่ 10 ล้านถึง 80 ล้านเกาส์ (1000–8000 เทสลา ) ^{[ 2 ]} WD ในโพลาร์AN Ursae Majorisมีสนามแม่เหล็กที่แข็งแกร่งที่สุดเท่าที่รู้จักในบรรดาแปรผันแคแทคลิสมิก โดยมีความแรงของสนามแม่เหล็ก 230 ล้านเกาส์ (23 กิโลเทสลา) ^{[ 3 ]}

หนึ่งในผลที่ตามมาที่สำคัญที่สุดของสนามแม่เหล็กของ WD คือการซิงโครไนซ์คาบการหมุนของ WD กับคาบการโคจรของระบบดาวคู่^{[ 2 ]}โดยลำดับแรก หมายความว่าด้านเดียวกันของ WD จะหันเข้าหาดาวผู้ให้เสมอ การหมุนแบบซิงโครนัสนี้ถือเป็นคุณลักษณะที่กำหนดของดาวโพลาร์^{[ 1 ] [ 2 ]}นอกจากนี้ สนามแม่เหล็กของ WD ยังดักจับกระแสการสะสมมวลจากดาวผู้ให้ก่อนที่มันจะพัฒนาเป็นจานสะสมมวล การดักจับกระแสการสะสมมวลนี้เรียกว่า threading และเกิดขึ้นเมื่อแรงดันแม่เหล็กจาก WD ตรงกับแรงดันกระแทกของ กระแส ^{[ 2 ]} วัสดุที่ถูกดักจับจะไหลไปตามเส้นสนามแม่เหล็กของ WD จนกระทั่งมันสะสมตัวอย่างรุนแรงบน WD ในลักษณะคลื่นกระแทกใกล้กับขั้วแม่เหล็ก หนึ่งขั้วหรือมากกว่าของดาว ^{[ 2 ]}บริเวณการสะสมมวลนี้ครอบคลุมเพียงเศษเสี้ยวของพื้นผิวของดาวแคระขาว แต่สามารถให้แสงได้ถึงครึ่งหนึ่งของระบบ^{[ 4 ]}นอกเหนือจากรังสีไซโคลตรอน ในย่านแสงและอินฟราเรดใกล้แล้ว บริเวณการสะสมมวลยังผลิตรังสีเอ็กซ์เนื่องจากอุณหภูมิสูงของก๊าซภายในคลื่นกระแทก ดังนั้นดาวแคระขาวจึงมักสว่างกว่าดาวแปรแสงแบบไม่มีสนามแม่เหล็ก^{[ 1 ]}

ในขณะที่การสะสมมวลในระบบที่ไม่มีสนามแม่เหล็กถูกควบคุมโดยความหนืดภายในจานสะสมมวล การสะสมมวลในดาวโพลาร์นั้นขึ้นอยู่กับสนามแม่เหล็กทั้งหมด นอกจากนี้ ในขณะที่จานสะสมมวลสามารถมองเห็นได้คร่าวๆ ว่าเป็นโครงสร้างสองมิติที่ไม่มีความหนาอย่างมีนัยสำคัญ การไหลของมวลสะสมในดาวโพลาร์มีโครงสร้างสามมิติที่ซับซ้อนเนื่องจากเส้นสนามแม่เหล็กยกมันขึ้นจากระนาบวงโคจร^{[ 2 ]}อันที่จริง ในดาวโพลาร์บางดวง ขอบเขตแนวตั้งของการไหลของมวลสะสมทำให้มันผ่านหน้าจุดสะสมมวลของดาวแคระขาวเป็นประจำเมื่อมองจากโลก ทำให้ความสว่างที่สังเกตได้ของระบบลดลงชั่วคราว^{[ 4 ]}

ดาวโพลาร์ได้รับชื่อมาจาก แสงโพลาไรซ์ เชิงเส้นและเชิงวงกลมที่พวกมันสร้างขึ้น^{[ 1 ]} ข้อมูลเกี่ยวกับเรขาคณิตการสะสมมวลของดาวโพลาร์สามารถพบได้จากการศึกษาโพลาไรเซชันของมัน

อัตราส่วน 1:1 ของคาบการหมุนของดาวแคระขาวและคาบการโคจรของระบบดาวคู่เป็นคุณสมบัติพื้นฐานของดาวโพลาร์ แต่ในดาวโพลาร์สี่ดวง ( V1500 Cyg , BY Cam, V1432 Aql และ CD Ind) คาบทั้งสองนี้แตกต่างกันประมาณ 1% หรือน้อยกว่า^{[ 5 ]}คำอธิบายที่พบบ่อยที่สุดสำหรับการหมุนที่ไม่ตรงกันของดาวแคระขาวคือระบบเหล่านี้แต่ละระบบเคยตรงกันจนกระทั่ง การปะทุของโน วาทำลายการตรงกันโดยการเปลี่ยนคาบการหมุนของดาวแคระขาว^{[ 6 ]}ดาวโพลาร์ที่ไม่ตรงกันดวงแรกที่รู้จักคือ V1500 Cyg ซึ่งเกิดการปะทุของโนวาในปี 1975 และการหมุนที่ไม่ตรงกันของมันถูกค้นพบหลังจากโนวาจางหายไป ซึ่งเป็นหลักฐานการสังเกตที่ดีที่สุดของสถานการณ์นี้^{[ 6 ]}ใน V1500 Cyg, BY Cam และ V1432 Aql มีหลักฐานจากการสังเกตการณ์ว่าดาวแคระขาวกำลังปรับรอบการหมุนให้ตรงกับรอบวงโคจร และคาดว่าระบบเหล่านี้จะซิงโครไนซ์กันภายในระยะเวลาหลายศตวรรษ^{[ 5 ]}

เนื่องจากความแตกต่างเล็กน้อยระหว่างคาบการโคจรและการหมุนของ WD ทำให้ WD และสนามแม่เหล็กของมันหมุนอย่างช้าๆ เมื่อมองจากดาวผู้ให้ ที่สำคัญ การหมุนที่ไม่ตรงกันนี้ทำให้กระแสการสะสมมวลมีปฏิสัมพันธ์กับเส้นสนามแม่เหล็ก ที่แตกต่างกัน เนื่องจากการไหลของการสะสมมวลเคลื่อนที่ไปตามเส้นสนามแม่เหล็กที่จับมันไว้ มันจึงมีวิถีที่แตกต่างกันเมื่อมีปฏิสัมพันธ์กับเส้นสนามแม่เหล็กที่แตกต่างกัน ตัวอย่างเช่น การไหลของการสะสมมวลใน V1432 Aql ขั้วโลกที่เกิดการบดบังบางครั้งจะแทรกตัวไปตามเส้นสนามแม่เหล็กที่พามันขึ้นไปเหนือระนาบวงโคจรมากจนการไหลไม่ถูกบดบังเมื่อดาวผู้ให้บดบัง WD แต่ในบางครั้ง มันจะแทรกตัวไปตามเส้นสนามแม่เหล็กที่มีความสูงน้อยกว่า ทำให้การไหลของการสะสมมวลถูกบดบังมากขึ้น^{[ 7 ]}การเปลี่ยนแปลงที่สอดคล้องกันในความลึกของการบดบังแสดงให้เห็นว่าขึ้นอยู่กับทิศทางของสนามแม่เหล็กของ WD เมื่อเทียบกับดาวผู้ให้เป็นอย่างมาก^{[ 7 ]}สำหรับการเปรียบเทียบ ในโพลาร์แบบซิงโครนัส WD จะไม่หมุนเมื่อเทียบกับดาวผู้ให้ และกระแสจะโต้ตอบกับเส้นสนามเดียวกันเสมอ ส่งผลให้รูปทรงเรขาคณิตการสะสมมีเสถียรภาพ

นอกจากนี้ ยังมีหลักฐานในโพลาแบบอะซิงโครนัสทั้งสี่ที่แสดงให้เห็นว่ากระแสการสะสมมวลสามารถเดินทางเข้าไปในแมกนีโตสเฟียร์ของดาวแคระขาวได้ลึกกว่าในระบบซิงโครนัส ซึ่งบ่งชี้ถึงอัตราการถ่ายโอนมวลจากดาวผู้ให้ที่สูงผิดปกติหรือความแรงของสนามแม่เหล็กต่ำ แต่เรื่องนี้ยังไม่ได้ศึกษาในรายละเอียด^{[ 7 ]}

ตัวแปรหายนะอีกประเภทหนึ่งที่มีดาวแคระขาวแม่เหล็กซึ่งดูดกลืนสสารจากดาวผู้ให้ลำดับหลักคือโพลาร์กลาง โพลาร์เหล่านี้มีสนามแม่เหล็กที่อ่อนกว่า และการหมุนของดาวแคระขาวไม่ได้ซิงโครไนซ์กับคาบวงโคจร มีการเสนอว่าโพลาร์กลางอาจวิวัฒนาการเป็นโพลาร์เมื่อดาวผู้ให้หมดไปและวงโคจรหดตัวลง^{[ 2 ]}

เรียกอีกอย่างว่าพรีโพลาร์^{[ 8 ]}ตัวแปรพรีแคตาคลิสมิกประเภทนี้ยังมีดาวแคระขาวแม่เหล็กอยู่ด้วย แต่วิธีการสะสมมวลจากดาวรองในลำดับหลักนั้นแตกต่างกัน สำหรับระบบเหล่านี้ อัตราการสะสมมวลต่ำมาก และได้รับจากลมดาวฤกษ์ของดาวรอง แทนที่จะเป็นการไหลล้นของโรช^{[ 9 ]}

• Coel Hellier (2001). ดาวแปรแสงหายนะ: เปลี่ยนแปลงอย่างไรและเพราะเหตุใด . Springer Praxis. ISBN 978-1-85233-211-2.