As Estrelas V Sagittae e as CBSS
Alexandre Soares de Oliveira
IAG-USP
Close Binary Supersoft Sources (CBSS) Supersoft X-Rays Sources (SSS): classe identificada pelo ROSAT
em 1991 na GNM, forma uma classe heterogênea de objetos.
CBSS:
Luminosidade ~ LEdd (1038 erg s-1).
Espectro de Raios-X moles (20 a 80 eV).
Espectro ótico: emissão intensa de HeII 4686 linhas de Balmer em emissão
algumas estrelas apresentam NV e OVI
CBSS: Curvas de Luz
Senoidais de pequena amplitude
Duplo eclipse com grande amplitude, que pode ser descrita por um modelo de disco de acresção com estrutura vertical assimétrica
CBSS:
Períodos orbitais entre 4,1 horas e 3,8 dias
Estados fotométricos Altos e Baixos
CBSS: Jatos Bipolares Transientes
Emissões satélites das linhas de H e He no ótico
Encontrados em 3 CBSS
Velocidade dos jatos sugere que o objeto compacto seja anã branca
CBSS: Origem da alta luminosidade
Queima nuclear estável de H sobre a superfície da AB
Altas taxas de acresção (M~1 a 4x10-7 M ano-
1)
Sistemas com M2 > M1
CBSS: Evidências de Anãs Brancas
raio derivado da luminosidade da fonte – 9 000 km
funções de massa (das curvas de velocidade radial)
velocidades de escape dos jatos
CBSS: componentes dos sistemas
Modelos: 0,7 M < M1 < 1,2 M
1,4 M < M2 < 2,2 M
Secundárias não detectadas observacionalmente
CBSS: Densidade populacional
Modelos (Via Láctea): 200 a 1000 CBSS Detectados observacionalmente: 2 CBSS
Explicação: absorção dos fótons X moles pelo meio interestelar.
Proposta de Steiner & Diaz (1998): Uma nova classe de binárias, as V Sge, é a contrapartida galática das CBSS.
Estrelas V Sagittae
Maior metalicidade + alto absorção = X-Ray quietClasse com 4 estrelasV Sge
V617 SgrWX CenDI CruCaracterísticas espectroscópicas
Estrelas V Sagittae
Características fotométricas:
• Estados fotométricos Alto, Intermediário e Baixo;
• Flickering com escalas de tempo de minutos;
• Períodos orbitais entre 5 e 12 horas.• Curvas de luz senoidais ou duplo eclipse;
Estrelas V Sagittae
Objetivos do trabalho:
procura de novos candidatas;
estudo da estrutura do sistema binário e natureza da fonte de energia;
estudo da relação entre V Sge e CBSS.
WX Cen: Descoberta de Jatos
V~2800 km s-1
escala de tempo de horas
Componente opticamente espessa em absorção. Componente opticamente fina com 3500 km s-1. Reforça a relação entre as V Sge e as CBSS.
DI Cru (= WR46 = HD 109449)
Determinação do período orbital:
P=0.3319 dias
DI Cru
Descoberta de estados fotométricos alto, intermediário e baixo
DI Cru
Estimativa da inclinação orbital do sistema:
15o < i < 18o
Trabalho submetido ao PASP
HD 45166: literatura
Classificada como uma WR peculiar (qWR + B8V).
Ausência de variações de velocidade radial até o limite de 10 km s-1 (Willis & Stickland 1983).
HD 45166: espectroscopia Coudé
HD 45166: resultados
Determinação do período orbital: P= 0,362 dias
HD 45166: Curva de Velocidade Radial
Semi-amplitude da variação:
K=3,3 km s-1
HD 45166: resultados
Relação empírica M2 X Porb (Warner 1995):
M2 = 0.95 M
A secundária deve ser uma G5, e não uma B8.
A partir da função de massa da primária:
0,7o < i < 1,5o
HD 45166: resultados
Problemas na interpretação V Sge:
Ausência de fortes ventos;
Ausência de OVI em emissão (fase inativa?).
Artigo em fase final de preparação.
SPH2
Selecionada por apresentar características espectroscópicas de estrelas WN e WC simultaneamente.
Realizamos espectroscopia Cassegrain (2 noites) e fotometria CCD (4 noites) no LNA.
SPH2
SPH2
Encontramos variabilidade com semi-amplitude de ~ 40 km s-1 nas velocidade radiais derivadas destes espectros.
A determinação do período orbital depende da ampliação do conjunto de dados (janeiro e fevereiro de 2002 – LNA).
Estamos iniciando a redução dos dados de fotometria.
Outras atividades:
Observações no LNA: fotometria de SPH2 e AS280 em maio e junho de 2001.
Pedido de tempo para observação espectroscópica de SPH2 no LNA, em janeiro e fevereiro de 2002.
Pedido de tempo para espectroscopia de DI Cru e HD 45166 com o FEROS, no telescópio de 1,5 m do ESO.
Outras atividades:
Participação no Congresso “The Physics of Cataclismic Variables and Related Objects”, entre 5 e 10 de agosto de 2001, Göttingen , Alemanha (HD 45166).
Participação nos 1o e 2o estágios do Programa de Aperfeiçoamento de Ensino - PAE.
Participação com aluno ouvinte na disciplina “Processos de acresção em sistemas binários”, AGA 5817.