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Serpentis en blanco

W Serpentis es una estrella binaria eclipsante en la constelación de Serpens . Siempre es demasiado débil para ser vista a simple vista, [9] variando entre magnitudes aparentes 8,42 y 10,2 con un período de poco más de 14 días. [3] Esto se debe principalmente a los eclipses ; sin embargo, las variaciones en su período indican que hay algunos cambios innatos en la luminosidad de una o ambas estrellas componentes a medida que interactúan entre sí, y ha sido difícil desenredar la luz para determinar su naturaleza. [10] El período aumenta 14 segundos al año, lo que indica que una cantidad masiva de material se está transfiriendo desde la estrella más grande y débil a la más pequeña y brillante. [1]

Se ha descubierto que el sistema contiene un disco de acreción y fue una de las primeras W Serpentidas descubiertas, que son sistemas binarios eclipsantes que contienen líneas espectrales en el ultravioleta lejano excepcionalmente fuertes . [10] Estos sistemas tienen una alta tasa de transferencia de masa entre una estrella y la otra, y se cree que evolucionan primero en variables periódicas dobles y luego en variables Algol clásicas . [11] En las últimas etapas de la transferencia de masa, estos sistemas pueden desarrollar un disco ópticamente grueso y se segregan como una clase separada de estrellas W Serpentis . [5] Las clases también pueden representar diferentes tipos de sistemas en conjunto, siendo el tipo W Serpentis más joven y más masivo. [12]

No se conocen los tipos espectrales de las estrellas componentes; el componente más caliente y brillante parece espectralmente similar a una gigante de tipo F. Sin embargo, la estrella central parece estar completamente oscurecida por material y puede ser una estrella de secuencia principal de tipo B. No se ha identificado el espectro de la estrella más fría y débil. El examen de la luz polarizada muestra que probablemente también provenga un chorro de material de la estrella primaria. [1] Las propiedades de los dos componentes son muy inciertas. Se ha calculado que su separación orbital es de 17,2  R ☉ [7] o 47,3  R ☉ . [1] En general, se supone que la órbita es circular, [6] [7] aunque el 9.º catálogo de órbitas binarias espectroscópicas proporciona una órbita excéntrica de una fuente muy antigua. [13] Se ha calculado que el disco de acreción tiene 10,4  R ☉ de diámetro. [7] Los tamaños de las dos estrellas son objeto de controversia: diferentes fuentes dan masas de 5,5  M ☉ y 1,6  M ☉ o 1,5  M ☉ y 1,0  M ☉ para los componentes caliente y frío respectivamente, y radios de 8,5  R ☉ y 17,8  R ☉ o 1,3  R ☉ y 1,0  R ☉ para los componentes caliente y frío respectivamente. [6] [7]

Referencias

  1. ^ abcde Piirola, V.; Berdyugin, A.; Mikkola, S.; Coyne, GV (2005). "Estudio polarimétrico del sistema binario masivo interactuante W Serpentis: descubrimiento de un punto/chorro de dispersión en latitudes altas". The Astrophysical Journal . 632 (1): 576–89. Bibcode :2005ApJ...632..576P. doi : 10.1086/432902 .
  2. ^ abc Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Fe de erratas:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Registro EDR3 de Gaia para esta fuente en VizieR .
  3. ^ ab VSX (4 de enero de 2010). "W Serpentis". Sitio web de la AAVSO . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Consultado el 7 de julio de 2014 .
  4. ^ Houk, N.; Smith-Moore, M. (1988). "Catálogo de Michigan de tipos espectrales bidimensionales para las estrellas HD. Volumen 4, declinaciones -26°.0 a -12°.0". Catálogo de Michigan de tipos espectrales bidimensionales para las estrellas HD. Volumen 4 . Bibcode :1988mcts.book.....H.
  5. ^ ab Wilson, RE (1989). "La relación entre los algoles y las estrellas W Serpentis". Algols . págs. 191–203. doi :10.1007/978-94-009-2413-0_17. ISBN 978-94-010-7587-9.
  6. ^ abcd Erdem, A.; Öztürk, O. (2014). "Transferencias de masa no conservativas en Algoles". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 441 (2): 1166. Bibcode :2014MNRAS.441.1166E. doi : 10.1093/mnras/stu630 .
  7. ^ abcdefg Mennickent, RE; Otero, S.; Kołaczkowski, Z. (2016). "Binarias interactuantes W Serpentids y variables periódicas dobles". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 455 (2): 1728. arXiv : 1510.05628 . Bibcode :2016MNRAS.455.1728M. doi : 10.1093/mnras/stv2433 .
  8. ^ Sanad, MR; Bobrowsky, M. (2013). "Similitudes y diferencias en el comportamiento espectral de W Ser y UX Mon en el ultravioleta". Astrofísica y ciencia espacial . 344 (2): 405. Bibcode :2013Ap&SS.344..405S. doi :10.1007/s10509-012-1343-8. S2CID  122761341.
  9. ^ Bortle, John E. (febrero de 2001). "La escala de cielo oscuro de Bortle". Sky & Telescope . Sky Publishing Corporation . Consultado el 10 de julio de 2014 .
  10. ^ ab Weiland, JL; Shore, SN; Beaver, EA; Lyons, RW; Rosenblatt, EI (1995). "Observaciones del sistema binario interactuante W Serpentis con el espectrógrafo de alta resolución Goddard". The Astrophysical Journal . 447 : 401. Bibcode :1995ApJ...447..401W. doi :10.1086/175883.
  11. ^ Mennickent, RE; Kolaczkowski, Z. (2009). "Entornos de estrellas binarias en interacción y la conexión W Ser - DPV - Algol". arXiv : 0904.1539 [astro-ph.SR].
  12. ^ Mennickent, RE; Kołaczkowski, Z. (2010). "Entornos de estrellas binarias interactuando y la conexión W Ser-DPV-Algol". La Vista Interferométrica de las Estrellas Calientes (Eds. Th. Rivinius & M. Curé) Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias . 38 : 23. arXiv : 0904.1539 . Código Bib : 2010RMxAC..38...23M.
  13. ^ Pourbaix, D.; Tokovinin, AA; Listón, AH; Fekel, FC; Hartkopf, Wisconsin; Levato, H.; Morrell, NI; Torres, G.; Udry, S. (2004). " SB 9 : El noveno catálogo de órbitas binarias espectroscópicas". Astronomía y Astrofísica . 424 : 727–732. arXiv : astro-ph/0406573 . Código Bib : 2004A y A...424..727P. doi :10.1051/0004-6361:20041213. S2CID  119387088.

Lectura adicional

https://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.39-mar85/messenger-no39-40-42.pdf