Fotométria de variáveis cataclísmicas no infravermelho

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DATA DE PUBLICAÇÃO

2004

RESUMO

Neste trabalho apresento os resultados das observações no infravermelho próximo de duas variáveis cataclísmicas FO Aqr e V834 Cen e da candidata progenitora de supernova do tipo Ia WX Cen. Em todos os sistemas nós isolamos a contribuição da estrela secundária para os fluxos observados nos filtros J e H e modelamos as curvas de luz para obter valores de diversos parâmetros geométricos dos sistemas. A polar intermediaria FO Aqr foi observada em três estados de brilho diferentes, sendo que em cada um deles uma componente da binária dominava o perfil das curvas de luz. Em 1999 os fluxos observados nos filtros J e H são cerca de 60% maiores do que nos outros anos. Em 2000 o perfil das curvas de luz é denominado pela modulação elipsoidal da estrela secundária. Modelamos essas curvas de luz e determinamos valores para diversos parâmetros do sistema. As curvas de luz de 2001 são diferentes da de 2000, a modulação elipsoidal desapareceu, mas os fluxos não sofreram grandes alterações. A interpretação é de que uma das faces da estrela secundaria foi aquecida pela radiação do hot spot e da anã branca. A polar V834 Cen foi observada quando estava no seu estado de brilho mais baixo. A modulação elipsoidal da estrela secundária aparece em ambos os filtros. Entretanto, na curva de luz do filtro H há uma forte componente de emissão cíclotron que diluiu a modulação elipsoidal. Em J a contribuição da componente cíclotron foi muito menor e a curva de luz foi denominada pela emissão da estrela secundária. Nesse caso, pudemos modelar as curvas de luz de luz e extrair parâmetros do sistema. Nós estimamos a massa da estrela secundária em 0.068Msol que coloca esse objeto como candidato a ser uma variável cataclísmica que já atingiu o menor período na sua escala evolutiva. As curvas de luz de WX Cen não são dominadas pela modulação elipsoidal da estrela secundária. Nesse sistema o perfil das curvas de luz é da emissão da face aquecida dessa estrela. Modelamos essas curvas de luz e extraímos parâmetros do sistema. Determinamos o período orbital, fizemos estimativas para massa e luminosidade da estrela secundária, para a distância do sistema, para a temperatura da anã branca, para o fluxo que irradia a estrela secundaria e para a taxa de acréscimo. Concluímos que a anã branca acumula massa a uma taxa muito maior do que em uma variável cataclísmica e que, como foi sugerido por Oliveira e Steiner (2004), WX Cen pode se tornar uma supernova do tipo Ia numa escala de tempo de milhões de anos.

ASSUNTO(S)

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