Variable SW Sextantis
Las estrellas variables SW Sextantis son una especie de estrella variable cataclísmica ; son sistemas de estrellas dobles en los que hay una transferencia de masa de una enana roja a una enana blanca formando un disco de acreción estable alrededor de esta última. A diferencia de otras variables cataclísmicas no magnéticas, las líneas de emisión de hidrógeno y helio no se duplican, excepto brevemente cerca de la fase 0.5. En los sistemas eclipsantes , las líneas de emisión apenas se detectan con la mínima luz porque la enana blanca y la parte central del disco de acreción están escondidas detrás de la enana roja. [1]
Caracteristicas
Las estrellas SW Sextantis tienen un período orbital entre 2.8 y 4 horas; la mayoría de los sistemas se descubrieron mediante estudios de variables eclipsantes, por lo que la órbita es casi de borde con respecto a la Tierra. Sus espectros se asemejan a los de una nova enana en explosión, con signos de un disco de acreción permanentemente ionizado . El material fluye constantemente hacia el disco desde la estrella compañera, y la fricción dentro del disco hace que emita luz óptica.
Se observan líneas de emisión de hidrógeno (la serie de Balmer ) y helio , y no se duplican (como cabría esperar por el desplazamiento Doppler de la luz emitida desde los bordes de un disco de rotación rápida), pero las alas se ensanchan hasta el punto en que el la dispersión de las velocidades de la fuente puede ser de hasta 4000 km / s. Durante un breve período cerca de la fase 0.5 de sus órbitas, las estrellas SW Sextantis muestran duplicación de sus líneas de emisión y este es un carácter definitorio de la clase. [2]
En el ultravioleta observamos líneas de emisión de la enana blanca, que indican una temperatura inusualmente alta e implican una alta tasa de acreción. [3] Además, la velocidad radial de una estrella SW Sextantis determinada a partir de las líneas de emisión del disco no es la misma que la determinada a partir de la enana blanca.
El período orbital de los sistemas SW Sextantis siempre está justo por encima de la brecha del período , lo que sugiere una fase de desarrollo conjunto para estas variables cataclísmicas.
Sistemas SW Sextantis no eclipsantes
Es más difícil encontrar sistemas SW Sextantis con baja inclinación , ya que hay que examinar muchos espectros estelares sin poder restringir a variables eclipsantes; sin embargo, se han realizado estudios y sugieren que algunas de las propiedades observadas de las estrellas SW Sextantis son resultados accidentales de una muestra restringida a sistemas de alta inclinación [4]
Interpretación
Los modelos de estrellas SW Sextantis deben explicar la alta tasa de transferencia de masa y la distribución de períodos justo por encima de la brecha de períodos. La teoría estándar de las variables cataclísmicas sugiere que la tasa de transferencia de masa está determinada por la pérdida de momento angular debido a los campos magnéticos . El viento estelar de la enana roja envía plasma ionizadoal espacio, que viaja a lo largo de líneas de campo magnético; de hecho, está atrapado en las líneas del campo magnético y sigue la rotación de la estrella. Dado que el campo magnético acelera el plasma que escapa, se frena la rotación de la estrella. Esto, a su vez, reduce el momento angular total del sistema de estrella doble, que junto con la reordenación de la materia en el sistema hace que el radio orbital se haga más pequeño, lo que mantiene estable la tasa de transferencia de masa. [5]
Según este modelo, el núcleo de la enana roja gira más rápido que el período orbital. Como la transferencia de masa hace que el radio de la estrella se contraiga, la conservación del momento angular significa que gira más rápido, y esto significa que el efecto dínamo genera un campo magnético más fuerte. Esto aumenta el efecto de frenado magnético y, en consecuencia, la tasa de transferencia de masa. [6]
Otra interpretación de las estrellas SW Sextantis es que la alta tasa de transferencia de masa es solo temporal. Algunas variables cataclísmicas (por ejemplo, las novas clásicas RR Pictoris , XX Tauri y V728 Scorpii ) tienen períodos justo por encima de la brecha del período, y esto se interpreta como parte del modelo de hibernación, donde, después de una novaerupción, la enana blanca está inusualmente caliente; calienta a la enana roja, provocando una mayor tasa de transferencia de masa hasta que la enana blanca se ha enfriado de nuevo. A medida que se enfría, la enana roja se encoge y la tasa de transferencia de masa cae a niveles bastante bajos; Con el tiempo, la pérdida del momento angular orbital hace que las estrellas se acerquen de nuevo y se reanuda la transferencia de masa. En este modelo, las estrellas SW Sextantis representan una etapa en la vida de una variable cataclísmica, ya sea poco antes o poco después de la erupción de una nova. [7]
Ejemplos de
Donald W. Hoard del Instituto Max Planck de Astronomía en Heidelberg mantiene una lista [8] de estrellas SW Sextantis mencionadas en la literatura, y una descripción [9] de las características utilizadas para identificarlas.
Referencias
- ^ VS Dhillon, TR Marsh y DHP Jones (1997). "Sobre la naturaleza del sexo SW". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 291 (4): 694–708. arXiv : astro-ph / 9709171 . Código Bibliográfico : 1997MNRAS.291..694D . doi : 10.1093 / mnras / 291.4.694 . S2CID 14772712 .
- ^ Knigge, Christian; Araujo-Betancor, Sofía; Gänsicke, Boris T .; Long, Knox S .; Szkody, Paula; Hoard, DW; Hynes, RI; Dhillon, VS (2004). "Espectroscopía ultravioleta resuelta en el tiempo de la estrella sexual SW DW UMa: confirmación de una enana blanca oculta y la contraparte ultravioleta de los eventos de absorción de fase 0.5". El diario astrofísico . 615 (2): L129. arXiv : astro-ph / 0410292 . Código bibliográfico : 2004ApJ ... 615L.129K . doi : 10.1086 / 426118 . S2CID 118988616 .
- ^ Linda Schmidtobreick, Pablo Rodríguez-Gil y Boris T. Gänsicke (2012). "La búsqueda de estrellas de tipo sexual SW". Memorie della Societa Astronomica Italiana . 83 : 610. arXiv : 1111.6678 . Código bibliográfico : 2012MmSAI..83..610S .
- ^ VS Dhillon; DA Smith; TR Marsh (2013). "El enigma del sexo SW". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 428 (4): 3559–3568. arXiv : 1210.7145 . Código bibliográfico : 2013MNRAS.428.3559D . doi : 10.1093 / mnras / sts294 . S2CID 36011209 .
- ^ Christian Knigge (2011). "Variables cataclísmicas: ocho avances en ocho años". arXiv : 1101.2901 [ astro-ph.SR ].
- ^ Linda Schmidtobreick (2013). "El fenómeno sexual SW como etapa evolutiva de variables cataclísmicas". Boletín Astrofísico de Europa Central . 37 : 361–368. arXiv : 1211.2171 . Código Bibliográfico : 2013CEAB ... 37..361S .
- ^ Claus Tappert; et al. (2013). "La vida después de la erupción - II. La vieja nova V728 Scorpii eclipsante". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 431 (1): 92–101. arXiv : 1302.5570 . Código bibliográfico : 2013MNRAS.431 ... 92T . doi : 10.1093 / mnras / stt139 . S2CID 46958131 .
- ^ "La gran lista de estrellas de SW Sextantis" . Octubre de 2016.
- ^ "Características de observación de las estrellas SW Sextantis" . Octubre de 2016.
- Estrellas binarias
- Estrellas variables cataclísmicas
- Estrellas de línea de emisión
