Ewolucja gwiazd kataklizmicznych

Na skutek oporu przypływowego oraz tarcia wywołanego ruchem orbitalnym normalnej gwiazdy w atmosferze olbrzyma, orbita zanurzonego układu kurczy się przekazując energię otoczce, która w końcu zostaje odrzucona, pozostawiając krótko-okresowy układ prekataklizmiczny otoczony jasną mgławicą planetarną. Jeśli w układzie takim całkowita masa i moment pędu byłyby zachowane, to w momencie gdy nierozwinięty składnik wypełni swą powierzchnię Roche'a, każdy przepływ masy do białego karła spowodowałby zwiększenie odległości pomiędzy gwiazdami i wstrzymanie tego przepływu. Wymiana masy może być podtrzymana jedynie przez (a) zwiększenie rozmiarów gwiazdy tracącej masę (w wyniku ewolucji jądrowej) lub (b) poprzez utratę momentu pędu układu, czemu odpowiada kurczenie się powierzchni Roche'a.

Ze względu na to iż masa gwiazdy towarzyszącej białemu karłowi wynosi około jej rozmiary nie mogą się zmienić znacząco nawet w czasie odpowiadającemu wiekowi Galaktyki. Z tego powodu w normalnych warunkach musi zachodzić przypadek drugi tj. przypadek, w którym gwiazdy kataklizmiczne podtrzymują przepływ masy w wyniku utraty orbitalnego momentu pędu. W przypadku układów o względnie długich okresach ( godz.), a więc o dużej separacji składników, hamowanie magnetyczne rotacji gwiazdy ciągu głównego skutecznie usuwa moment pędu z układu, dzięki czemu odległość pomiędzy gwiazdami zmniejsza się nawet jeśli w układzie dochodzi do przepływu masy. Stały przepływ masy tworzy w końcu gorący i jasny dysk akrecyjny wokół białego karła i układ staje się gwiazdą kataklizmiczną.

Skala czasu związana z hamowaniem magnetycznym jest dużo krótsza niż jądrowa skala czasu gwiazdy tracącej masę, co sprawia że jądrowa ewolucja tej gwiazdy nie odgrywa roli i ewoluuje ona w dół ciągu głównego pozostając początkowo praktycznie w idealnej równowadze termicznej. Jednakże w momencie gdy okres orbitalny skraca się do około 3 godzin, równowaga termiczna nie nadąża za dalszą utratą masy. Jak już wspomniano obserwacje ujawniają wyraźnie mniejszą ilość układów kataklizmicznych o okresach pomiędzy 2 a 3 godziny. Przyjmuje się, że przerwa ta jest wynikiem nagłego ustania działania hamowania magnetycznego i w konsekwencji przerwaniem przepływu masy gdyż gwiazda chcąc przywrócić swą równowagę termiczną kurczy się wewnątrz swej powierzchni Roche'a.

Hamowanie magnetyczne przestaje działać gdy gwiazda staje się całkowicie konwektywna - co według symulacji numerycznych następuje w przybliżeniu właśnie na tym etapie ewolucji tj. gdy . Od tego momentu jedynym sposobem na zmniejszenie momentu pędu układu jest promieniowanie grawitacyjne. Zmniejszenie zaś momentu pędu jest jedynym sposobem by skurczyła się powierzchnia Roche'a umożliwiając dalszy przepływ masy. Gdy wznowiony przepływ zredukuje masę gwiazdy do około , jej termiczna skala czasu staje się dłuższa niż skala czasu związana z utratą masy tj. dłuższa niż skala czasu utraty promieniowania grawitacyjnego. Postępująca utrata masy zakłóca w końcu znacząco jej równowagę termiczną i gwiazda ewoluuje poza ciąg główny. W tym momencie reakcje jądrowe w jej wnętrzu zaczynają wygasać, powodując degenerację gazu elektronowego. Po pewnym czasie gwiazda staje się tak zdegenerowana że przestaje spełniać zależność masa-promień dla gwiazd ciągu głównego. Jeśli mechanizm utraty momentu pędu działa dalej gwiazda w końcu staje się mało-masywnym zdegenerowanym obiektem, którego obowiązuje zależność masa-promień dla gwiazd zdegenerowanych:

(1)

(2)

(3)

(4)