Жесткие рентгеновских спектры промежуточных поляров \r\nиспользуются для определения масс белых карликов (БК) в этих объектах,\r\nтак как их форма определяется главным образом компактностью БК $M / R$. \r\n Для точной оценки массы требуется учесть конечный размер магнитосферы $R _ {\\ rm m}$.\r\n Мы предложил оценивать его либо непосредственно из наблюдаемой чаастоты слома\r\nв спектре мощности рентгеновских или оптических кривых блеска промежуточных\r\nполяров, или предполагая, что он равен радиусу коротации. Мы \r\nприменили этот метод ко всем промежуточным полярам, наблюдавшимся обсерваториями\r\n NuSTAR (10 объектов) и Swift /BAT (35 объектов). Для карликовой новой GK~Per \r\nмы также зафиксировали изменение частоты излома с изменением наблюдаемого\r\nрентгеновским потока, что позволило определить зависимость радиуса магнитосферы\r\n от темпа аккреции. Для получения правильных оценок масс БК в системах с низким темпом\r\nаккреции, таких как EX~Hya, была рассчитана дополнительная сетка моделей с фиксированной\r\nотносительной высотой колонки$ H_{\\ rm sh} /R=0.25$.\r\nИспользуя второй релиз данных обсерватории Gaia, мы впервые получили \r\nнадежные оценки темпов аккреции и величины магнитного поля\r\nна поверхности БК для большой части объектов нашей\r\nвыборки. Мы обнаружили, что темп аккреции в большинстве промежуточных поляров \r\n приблизительно равен $ 10^{-9}$ масс Солнца в год, при напряженности магнитного поля в\r\nдиапазоне $10^6 - 10^7$\\,Гс. Полученное среднее значение массы БК в нашей выборке \r\nравно $ 0.79 \\ pm0.16 $ масс Солнца, что согласуется с более ранними оценками.