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As Estrelas V Sagittae e as CBSS

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Apresentação em tema: "As Estrelas V Sagittae e as CBSS"— Transcrição da apresentação:

1 As Estrelas V Sagittae e as CBSS
Alexandre Soares de Oliveira IAG-USP

2 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

3 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

4

5 CBSS: Períodos orbitais entre 4,1 horas e 3,8 dias
Estados fotométricos Altos e Baixos

6 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

7 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

8

9 CBSS: Evidências de Anãs Brancas
raio derivado da luminosidade da fonte – km funções de massa (das curvas de velocidade radial) velocidades de escape dos jatos

10 CBSS: componentes dos sistemas
Modelos: 0,7 M < M1 < 1,2 M 1,4 M < M2 < 2,2 M Secundárias não detectadas observacionalmente

11 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.

12 Estrelas V Sagittae Maior metalicidade + alto absorção = X-Ray quiet
Classe com 4 estrelas V Sge V617 Sgr WX Cen DI Cru Características espectroscópicas

13 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;

14 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.

15 WX Cen: Descoberta de Jatos
V~2800 km s-1 escala de tempo de horas

16 Componente opticamente espessa em absorção.
Componente opticamente fina com 3500 km s-1. Reforça a relação entre as V Sge e as CBSS.

17 DI Cru (= WR46 = HD 109449) Determinação do período orbital:
P= dias

18 DI Cru Descoberta de estados fotométricos alto, intermediário e baixo

19 DI Cru Estimativa da inclinação orbital do sistema:
15o < i < 18o Trabalho submetido ao PASP

20 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).

21 HD 45166: espectroscopia Coudé

22 HD 45166: resultados Determinação do período orbital: P= 0,362 dias

23 HD 45166: Curva de Velocidade Radial
Semi-amplitude da variação: K=3,3 km s-1

24 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

25 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.

26 SPH2 Selecionada por apresentar características espectroscópicas de estrelas WN e WC simultaneamente. Realizamos espectroscopia Cassegrain (2 noites) e fotometria CCD (4 noites) no LNA.

27 SPH2

28 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.

29 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 com o FEROS, no telescópio de 1,5 m do ESO.

30 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.


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