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WZ Sagitario

WZ Sagittae ( WZ Sge ) es un sistema estelar nova enano [4] cataclísmico en la constelación de Sagitta . Consiste en una enana blanca primaria orbitada por una compañera de baja masa. La enana blanca tiene aproximadamente 0,85 masas solares, mientras que su compañera tiene sólo 0,08 masas solares. Esto implica que la compañera es una estrella de clase espectral L2, aunque esto aún no se ha confirmado. [8] La distancia a este sistema se ha determinado mediante paralaje , lo que arroja una distancia de 45,1 pársecs. [10] [3]

WZ Sagittae es una nova cataclísmica de período ultracorto, con estallidos observados en 1913, 1946, 1978 y 2001. Durante el estallido bien observado de 2001, la nova alcanzó una magnitud visual máxima de 8,21. El evento de 1913 fue el más brillante de los estallidos observados, alcanzando una magnitud fotográfica de 7,0. [10]

Esta nova está clasificada como estrella de clase SU Ursae Majoris , que es una subclase de nova enana que produce lo que se denomina superestallidos espaciados con varios meses de diferencia, intercalados con estallidos normales cada pocas semanas. Los arrebatos normales suelen durar de 2 a 3 días, mientras que un súper arrebato dura algunas semanas. Sin embargo, WZ Sagittae es inusual porque solo se observa que emite superráfagas. [11]

Los estallidos de una nova enana se producen cuando la materia de un disco de acreción en forma de anillo se vuelve inestable. En este sistema, la estrella compañera está lo suficientemente cerca de la enana blanca como para que el abultamiento de marea de la primera se superponga al límite de Roche , permitiendo que la materia pase y se acumule en el disco. Cuando el disco alcanza una temperatura crítica, el gas colapsa sobre la enana blanca, lo que provoca la liberación de energía potencial gravitacional . [12]

Un superexplosión puede ser causado por una interacción de marea del disco de acreción con la estrella donante, lo que resulta en una mayor deposición de materia en la enana blanca. Sin embargo, en el caso de WZ Sagittae, los efectos magnéticos pueden actuar para mejorar la deposición, lo que resulta en la falta de explosiones normales. [11] Debido a las diferencias temporales únicas en la tasa de superestallidos de esta nova, ha sido designada estrella prototipo para una subclase WZ Sagittae .

El período orbital de este sistema es de 1.361 horas. Según las observaciones de los eclipses del punto caliente de la enana blanca (creado por la caída de material), el plano orbital de este sistema está inclinado 76° ± 6° con respecto a la línea de visión desde la Tierra . [10]

Referencias

  1. ^ Kato, Taichi (21 de septiembre de 2015). "Novas enanas tipo WZ Sge". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón . 67 (6): 108. arXiv : 1507.07659 . doi : 10.1093/pasj/psv077 . Consultado el 6 de marzo de 2022 .
  2. ^ Patterson, José; Piedra, Geoffrey; Kemp, Jonathan; Skillman, David R.; de Miguel, Enrique; Alfarero, Michael; Starkey, Donn; Utas, Helena; Jones, Jim; Slauson, Douglas; Koff, Robert; Myers, Gordon; Menzies, Kenneth; Campbell, Tutankamón; Roberts, George; Foote, Jerry; Vanmunster, Tonny; Cocinero, Lewis M.; Krajci, Thomas; Ogmen, Yenal; Sabo, Richard; Sargento, Jim (2018). "Cambios en el período orbital en WZ Sagittae". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 130 (988): 064202. arXiv : 1801.00189 . Código Bib : 2018PASP..130f4202P. doi :10.1088/1538-3873/aaa7e7. S2CID  119383220 . Consultado el 6 de marzo de 2022 .
  3. ^ abcdef Marrón, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de contenidos y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  4. ^ abcde "V* WZ Sge". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 3 de septiembre de 2009 .
  5. ^ "Consulta GCVS = WZ Sge". Catálogo general de estrellas variables @ Instituto Astronómico Sternberg, Moscú, Rusia . Consultado el 1 de diciembre de 2010 .
  6. ^ Greenstein, JL (1975). "Una lista más de estrellas degeneradas. VIII". Revista Astrofísica . 196 : L117. Código bibliográfico : 1975ApJ...196L.117G. doi :10.1086/181758.
  7. ^ ab Krzeminski, W.; Kraft, Robert P. (1964). "Estrellas binarias entre variables cataclísmicas. V. Observaciones fotoeléctricas y espectroscópicas de la nova binaria ultracorta WZ Sagittae". Revista Astrofísica . 140 : 921–935. Código bibliográfico : 1964ApJ...140..921K. doi : 10.1086/147995 .
  8. ^ abcd Steeghs, Danny; Howell, Steve B.; Knigge, cristiano; Gänsicke, Boris T.; Sión, Edward M.; Welsh, William F. (septiembre de 2007). "Restricciones dinámicas sobre las masas de los componentes de la variable cataclísmica WZ Sagittae". La revista astrofísica . 667 (1): 442–447. arXiv : 0706.0987 . Código Bib : 2007ApJ...667..442S. doi :10.1086/520702. S2CID  209833493.
  9. ^ abcd Spruit, HC; Rutten, RGM (1998). "La región de impacto de la corriente en el disco de WZ SGE". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 299 (3): 768–776. Código bibliográfico : 1998MNRAS.299..768S. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01809.x .
  10. ^ abc Harrison, Thomas E.; Johnson, Joni J.; McArthur, BE; Benedicto, GF; Szkody, Paula; Howell, Steve B.; Gelino, Amanecer M. (2004). "Una calibración astrométrica de la relación del orbe M V -P para variables cataclísmicas basada en paralajes del sensor de guía fina del telescopio espacial Hubble ". La Revista Astronómica . 127 (1): 460–468. Código Bib : 2004AJ....127..460H. CiteSeerX 10.1.1.509.9281 . doi :10.1086/380228. S2CID  45283092. 
  11. ^ ab Matthews, OM; Speith, R.; Wynn, Georgia; West, RG (febrero de 2007). "Estallidos moderados magnéticamente de WZ Sagittae". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 375 (1): 105-114. arXiv : astro-ph/0611200 . Código Bib : 2007MNRAS.375..105M. doi :10.1111/j.1365-2966.2006.11252.x. S2CID  6180379.
  12. ^ "WZ Sagitario". Serie Variable Estrella del Mes . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Septiembre de 2001 . Consultado el 21 de febrero de 2009 .

enlaces externos