Struktura

Gwiazdy kataklizmiczne to ciasne, półrozdzielone układy podwójne, w których składnikiem głównym jest biały karzeł natomiast jego towarzyszem jest zwykle małomasywny czerwony karzeł wypełniający swoją krytyczną powierzchnię Roche'a. Ze względu na bliskość obu gwiazd (przeciętny układ kataklizmiczny zmieściłby się we wnętrzu naszego Słońca) materia z powierzchni większej gwiazdy przepływa, poprzez punkt Lagrange'a , w kierunku znacznie masywniejszego białego karła. Strumień gazu opuszczający punkt nie może jednak opaść bezpośrednio na jego powierzchnię. Dzieje się tak dlatego iż strumień ten przenosi moment pędu z ruchu orbitalnego gwiazdy, której powierzchnię właśnie opuścił. W rezultacie materia zacznie wpierw okrążać białego karła, tworząc ostatecznie wokół niego płaski dysk akrecyjny.

Zanim jednak utworzy się dysk, strumień gazu odchylany przez siłę Coriolisa w kierunku ruchu orbitalnego, utworzy początkowo wąski pierścień obiegający białego karła z prędkością keplerowską. Gdyby w takim pierścieniu nie istniały żadne procesy tarcia, zasada zachowania momentu pędu zapewniałaby mu wieczną trwałość i nie dochodziłby do akrecji. Dlatego też, niezbędnym jest istnienie takich procesów w gazie, a które w tym przypadku objawiają się w postaci lepkości. Lepkość, jako rodzaj siły tarcia, umożliwia wymianę momentu pędu pomiędzy różnymi częściami dysku a także odpowiedzialna jest za zamianę w nim energii mechanicznej na cieplną. Strata keplerowskiego momentu pędu sprawia, że wewnętrzne części pierścienia przechodzą na orbity bliższe białego karła. Powstała dzięki temu nadwyżka momentu pędu jest następnie przekazywana za pośrednictwem lepkości zewnętrznym częściom pierścienia, które przechodzą z kolei na orbity wyższe. Cienki początkowo pierścień będzie miał zatem tendencję do rozmywania się w dysk. Poszczególne pierścienie w dysku okrążają białego karła z inną prędkością kątową, odpowiednią dla kołowych orbit keplerowskich o danym promieniu. Taką rotację nazywa się rotacją różnicową.

Wewnętrzne rozmiary dysku ogranicza oczywiście rozmiar białego karła, gdyż stale kurczące się pierścienie wewnętrzne zetkną się wreszcie z jego powierzchnią, osadzając na niej materię pochodzącą z drugiego składnika. Zewnętrzny promień dysku określony jest z kolei przez oddziaływania pływowe drugiego składnika, które ograniczają jego wielkości do (gdzie jest średnim promieniem powierzchni Roche'a, równym promieniowi sfery o tej samej objętości). W wyniku działania sił pływowych moment pędu zostaje odebrany z dysku i powraca do ruchu orbitalnego. Typowy układ kataklizmiczny zawiera kilka źródeł jasności, choć dominujący wkład pochodzi od dysku akrecyjnego. Oprócz dysku świecą również obie gwiazdy, przy czym czerwony karzeł znacznie słabiej niż gwiazda centralna. świeci także struga gazu opuszczająca punkt oraz miejsce, w którym zderza się ona z dyskiem, zwane gorącą plamą. Ogólną ideę modelu gwiazd kataklizmicznych przedstawiono schematycznie na Rys. 1. Ten stosunkowo prosty model ciasnego układu podwójnego z dyskiem akrecyjnym wokół jednego ze składników prowadzi do zaskakującego bogactwa zachowań gwiazd kataklizmicznych, co objawia się wielką różnorodnością ich typów.

Rysunek 1: Schematyczny model gwiazdy kataklizmicznej z dyskiem akrecyjnym.