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As Estrelas V Sagittae e as CBSS

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 ~ L Edd (10 38 erg s -1 ).

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As Estrelas V Sagittae e as CBSS

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Presentation Transcript

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

  5. 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

  6. CBSS: Origem da alta luminosidade • Queima nuclear estável de H sobre a superfície da AB • Altas taxas de acresção (M~1 a 4x10-7Mano-1) • Sistemas com M2 > M1

  7. 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

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

  9. 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.

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

  11. 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;

  12. 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.

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

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

  15. DI Cru (= WR46 = HD 109449) • Determinação do período orbital: P=0.3319 dias

  16. DI Cru • Descoberta de estados fotométricos alto,intermediário e baixo

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

  18. 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).

  19. HD 45166: espectroscopia Coudé

  20. HD 45166: resultados • Determinação do período orbital: P= 0,362 dias

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

  22. 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

  23. 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.

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

  25. SPH2

  26. 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.

  27. 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.

  28. 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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