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.