Estrelas V sagittae e suas candidatas (2003)
- Authors:
- Autor USP: OLIVEIRA, ALEXANDRE SOARES DE - IAG
- Unidade: IAG
- Sigla do Departamento: AGA
- Assunto: ASTROFÍSICA ESTELAR
- Language: Português
- Abstract: O objetivo do presente trabalho é realizar um estudo fotométrico e espectroscópico de estrelas tipo V Sagittae e suas candidatas com vistas a aprofundar nossa compreensão sobre a estrutura e o estágio evolutivo destes objetos. Como alvos foram pesquisados: HD 45166, DI Cru, WX Cen, SPH2 e WR66. Determinamos que HD 45166 é uma binária espectroscópica dupla, com um período orbital de P=1,596 ± 0,003 dias e com elipticidade de e=0,18 ± 0,08. Além disto, as linhas em emissão apresentam vários outros períodos, entre 2,2 e 17 horas. A estrela secundária de HD 45166 tem tipo espectral B8 V e, portanto, deve ter massa 'M IND.2'=4M'SOL'. Dadas as amplitudes das velocidades radiais, determinamos a massa da primária como sendo de 'M IND.1'=3,5 ± 0,7'M SOL', e o ângulo de inclinação do sistema, de 'IOTA'='0,77 GRAUS'± 0,09 GRAUS'. Em fase de periastro, a estrela secundária preenche o seu lobo de Roche. Desenvolvemos três novas ferramentas de diagnóstico do vento. No espectro de desvio padrão a linha de He II de HD 45166 apresenta absorção central que não aparece no espectro de intensidade. O periodograma X² é capaz de detectar qualquer variação periódica de perfil de linha, mesmo as que não podem ser determinadas por métodos clássicos. O imageamento de sondagem Doppler, por sua vez, produz uma imagem da frequência de oscilação em função da velocidade do vento. Além de reproduzirem os períodos conhecidos, estes 3 métodos mostram uma estrutura muito mais complexa no vento. Estimamos avelocidade terminal do vento em 750 ± 50km 's POT.-1'. Os parâmetros do vento são bastante anômalos. Normalmente se espera, para estrelas quentes, que V*/Vesc'DA ORDEM DE'2,6. No presente caso, é muito menor: 'DA ORDEM DE'0,6. Além disto a eficiência de transferência de momentum é de 'DA ORDEM DE'4,5%,50 a 1000 vezez menor do que numa WR típica. A análise das linhas de Pickering de He II mostra uma abundância significativa de Hidrogênio no ) vento. A taxa estimada de perda de massa para essa estrela é de '8,5x10 POT.-9' 'M SOL.ano POT.-1'. A estrela primária provavelmente está em fase de queima central de Hélio. Atribuímos a diferença entre os valores teóricos e observados do raio e da temperatura fotosférica à presença de um envelope rico em Hidrogênio com massa de 3% ± 2% da massa da estrela. O período de 5 horas é detectado no vento (ondas de densidade) e interpretado como sendo causado por uma oscilação não radial na superfície da estrela primária, com 'IOTA'=1;m =1. Outros períodos observados talvez correspondam a modos de oscilação do tipo 'IOTA'=2;m =1 ou mais altos. Os eventos discretos de absorção (DACs) detectados por WHSH89 são interpretados como jatos, semelhantes aos observados em CBSS. Tal interpretação explica o pequeno valor da aceleração dos DACs. Por outro lado, a velocidade do jato coincide com o valor esperado, que é a velocidade de escape da estrela, 1300kms'POT.-1'. A interpretação de jatos prevê a existência de satélites nas linhas maisintensas. Isto se confirma com a observação de dois satélites em 'NU'= ± 1380km 's POT.-1' na linha de He II 4686A. Derivamos as condições nas quais se forma um disco de acréscimo sobre a estrela primária de HD 45166. Isto só ocorre se a taxa de acréscimo for superior ao valor crítico de '4x10 POT.15gs POT.-1'. Acreditamos que nas fases de periastro haja transferência de matéria e formação de anel/disco transitório. Isto pode ser a causa dos jatos discretos e periódicos. A evolução de HD 45166 deve ter seguido uma trajetória peculiar, ou ela se encontra numa fase efêmera, pois se trata de um sistema raro. É provável que a presença de uma estrela secundária tão próxima tenha sido a causa da ejeção da maior parte do envelope rico em Hidrogênio da progenitora da estrela primária. Descartamos a classificação de HD 45166 como SdO ou CBSS. Acreditamos que a melhor forma de ) classificá-la seja como qWR, isto é, uma "quase" Wolf-Rayet ou uma WR de baixa massa. Com o objetivo de determinar o período orbital da enigmática estrela DI Cru=WR46, realizamos observações fotométricas e espectroscópicas deste objeto entre 1996 e 1999. As características observacionais são complexas. A estrela é variável em curta (flickering) e longa (poucos meses) escalas de tempo. Os perfis de linhas são bastante distintos de espécie para espécie, sendo que os de mais alta ionização são mais estreitos que os de mais baixa ionização. Combinando os fatos fotométricos e espectroscópicos, derivamosum período de 0,3319 dias. Apesar de outras interpretações serem possíveis, nós não encontramos evidências de que este período não seja orbital. Estimamos uma distância de 'DA ORDEM DE'2,3 kpc e magnitude absoluta de Mv = -1,9. Existe uma sobreabundância de Hélio relativa a Hidrogênio e, possivelmente, de Nitrogênio relativa a Carbono. Um forte vento é claramente presente. Embora as observações apresentadas possam acomodar tanto interpretação de estrela WR quanto de estrela CBSS, este último cenário pode ser facilmente entendido em termos do modelo de Fontes de Raios-X Supersoft com estrela rica em Hélio proposto por Hachisu et al. (1999). Confirmamos o período orbital de WX Cen como sendo de 10 horas. Seu espectro de desvio padrão mostra absorção central nas linhas de He II e N V, asa vermelha estendida nas linhas de He II e Hidrogênio e forte variabilidade nas asas vermelhas das linhas de O VI. A curva de luz deste objeto mostra satélites em absorção nas linhas de Balmer com V = -2900km 's POT.-1' e em emissão com V = -3500km 's POT.-1'. Estes eventos, altamente variáveis, lembram os satélites em emissão das CBSS. O espectro de SPH 2 é muito semelhante ao de V617 Sgr. Seu espectro de desvio padrão apresenta forte variabilidade nas linhas de O VI, não visível nos espectros de intensidade. Existe uma ) indicação de período espectroscópico de 16,0 horas ou de 9,6 horas. As características espectrais de SPH2 indicam que ela é uma estrela do tipo V Sge,pois apresenta todas as características que definem a classe. A estrela WR 66 foi selecionada por apresentar um período fotométrico de cerca de 3,5 horas. Nossas observações fotométricas confirmam este período, apesar das observações espectroscópicas não mostrarem evidência dele. Nosso periodograma mostra um período ou de 15,5 horas ou de 9,9 horas. As estrelas SPH 2, DI Cru e WR66 apresentam oscilações de altas freqüências com períodos próximos a 60 minutos que nós identificamos tentativamente como oscilações radiais de estrelas de Hélio. Apresentamos uma explicação alternativa para as estrelas V Sagittae como sendo objetos de baixa massa na fase de queima central de He (qWR). Esta idéia sugere uma seqüência de massa, temperatura e luminosidade crescente para a estrela quente na forma: (HD 45166) - (SPH 2) - V Sge, WX Cen, V617 Sgr) - (DI Cru). Propomos um teste para diferenciar entre os paradigmas qWR e CBSS. Ao passo em que CBSS prevê diminuição do período orbital (P < O), estrelas qWR têm necessariamente P > O. Tudo indica que HD 45166 pertence à classe qWR e que a estrela V Sge, à classe CBSS
- Imprenta:
- Data da defesa: 11.03.2003
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ABNT
OLIVEIRA, Alexandre Soares de. Estrelas V sagittae e suas candidatas. 2003. Tese (Doutorado) – Universidade de São Paulo, São Paulo, 2003. . Acesso em: 26 abr. 2024. -
APA
Oliveira, A. S. de. (2003). Estrelas V sagittae e suas candidatas (Tese (Doutorado). Universidade de São Paulo, São Paulo. -
NLM
Oliveira AS de. Estrelas V sagittae e suas candidatas. 2003 ;[citado 2024 abr. 26 ] -
Vancouver
Oliveira AS de. Estrelas V sagittae e suas candidatas. 2003 ;[citado 2024 abr. 26 ]
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