SW Sextantis 변수

SW Sextantis variable

SW 식스탄티스 변광성은 대격변 변광성의 일종으로 적색왜성에서 백색왜성으로 질량이 이동하면서 백색왜성 주위에 안정된 강착원반을 형성하고 있다.다른 비자성 대격변 변수와 달리, 수소와 헬륨의 방출선은 0.5상 근처를 잠깐 제외하고는 두 배가 되지 않는다.

특성.

SW Sextantis 별의 공전 주기는 2.8시간에서 4시간 사이이며, 대부분의 시스템은 일식 변광성 조사를 통해 발견되었기 때문에 궤도는 지구에 거의 근접해 있습니다.이들의 스펙트럼은 폭발의 왜성 노바의 스펙트럼과 유사하며 영구 이온화 강착 원반의 징후가 있다.물질은 항상 동반성에서 디스크로 유입되며 디스크 내의 마찰로 인해 광학광이 방출됩니다.일식 변수로 제한하지 않고 많은 별의 스펙트럼을 조사할 필요가 있기 때문에 낮은 기울기를 가진 SW Sextantis 시스템을 찾는 것은 더 어렵다. 그러나 조사가 수행되었고 SW Sextantis 별의 관측 특성 중 일부는 높은 기울기로 제한된 샘플의 우연한 결과라는 것을 시사한다.정보 시스템

수소(발머 계열)와 헬륨의 방출선이 관찰되고 두 배가 되지 않지만(빠르게 회전하는 원반의 가장자리에서 방출되는 빛의 도플러 이동에 의해 예상할 수 있는 것처럼), 날개는 4,000 km/s까지 넓어집니다.SW Sextantis 별들은 공전 궤도의 0.5단계에 가까운 짧은 기간 동안 방출선이 두 배로 증가하는 것을 보여주며,[2] 이것이 이 등급의 결정적인 특징입니다.일식계에서는 백색왜성과 강착원반의 중앙부가 [3]적색왜성 뒤에 숨겨져 있기 때문에 방출선이 최소 밝기에서도 거의 감지되지 않습니다.

자외선에서는 백색왜성의 방출선이 관찰되는데, 이는 비정상적으로 높은 온도를 나타내며 높은 [4]강착률을 암시합니다.또한 원반 방출선에서 구한 SW Sextantis 별의 반경 속도는 백색왜성에서 구한 속도와 동일하지 않다.

SW Sextantis 시스템의 공전 주기는 항상 주기 간격 바로 위에 있으므로 이러한 대격변수에 대한 공동 개발 단계를 시사한다.

해석

SW Sextantis 별의 모형은 높은 질량 전달률과 주기 간격 바로 위에 있는 주기 분포를 설명해야 합니다.대격변 변수의 표준 이론은 질량 전달 속도가 자기장에 의한 각운동량 손실에 의해 결정된다는 것을 시사한다.적색왜성의 항성풍은 이온화된 플라즈마를 우주로 보내 자기장 선을 따라 이동합니다; 실제로, 그것은 자기장 선에 갇혀 별의 회전을 따라갑니다.자기장이 탈출하는 플라즈마를 가속하기 때문에 별의 회전은 제동됩니다.이는 다시 이중성계의 총 각운동량을 감소시키고, 이는 시스템 내 물질의 재배열과 함께 궤도반경이 작아져 질량전달속도가 [5]일정하게 유지됩니다.

이 모형에서 적색왜성의 중심은 공전 주기보다 더 빠르게 회전하고 있습니다.질량 전달이 별의 반지름을 축소하기 때문에 각운동량을 보존하면 별이 더 빨리 회전한다는 것을 의미하며, 이는 다이너모 효과가 더 강한 자기장을 발생시킨다는 것을 의미합니다.이는 자기 제동 효과와 그에 따른 질량 전달 [6]속도를 증가시킵니다.

SW Sextantis 별에 대한 또 다른 해석은 높은 질량 전달 속도가 일시적일 뿐이라는 것입니다.일부 대격변 변수(예: 고전적인 novae RR Pictoris, XX Tauri, V728 Scorpii)는 주기 간격 바로 위에 주기를 가지며, 이는 동면 모델의 일부로 해석되는데, 동면 모델의 일부로, 노바 분출 후 백색 왜성은 비정상적으로 뜨겁고 적색 왜성이 식을 때까지 더 높은 질량 전달 속도를 일으킨다.다시 내려갑니다.식으면 적색왜성은 축소되고 질량전달속도는 상당히 낮은 수준으로 떨어집니다. 결국 궤도각운동량의 상실은 별들이 다시 가까워지게 하고 질량전달이 재개됩니다.이 모형에서 SW Sextantis 별은 노바 [7]분출 직전 또는 직후의 대격변 변수의 일생 중 단계를 나타냅니다.

예

도널드 W.하이델베르크에 있는 막스 플랑크 천문학 연구소의 사재기는 문헌에 언급된 SW Sextantis 별들의 목록과 그것들을 식별하는 데 사용된 특징에 대한 설명을 보관하고 있다.

레퍼런스

  1. ^ V. S. Dhillon; D. A. Smith; T. R. Marsh (2013). "The SW Sex enigma". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 428 (4): 3559–3568. arXiv:1210.7145. Bibcode:2013MNRAS.428.3559D. doi:10.1093/mnras/sts294. S2CID 36011209.
  2. ^ Knigge, Christian; Araujo-Betancor, Sofia; Gänsicke, Boris T.; Long, Knox S.; Szkody, Paula; Hoard, D. W.; Hynes, R. I.; Dhillon, V. S. (2004). "Time-resolved Ultraviolet Spectroscopy of the SW Sex Star DW UMa: Confirmation of a Hidden White Dwarf and the Ultraviolet Counterpart to Phase 0.5 Absorption Events". The Astrophysical Journal. 615 (2): L129. arXiv:astro-ph/0410292. Bibcode:2004ApJ...615L.129K. doi:10.1086/426118. S2CID 118988616.
  3. ^ V. S. Dhillon, T. R. Marsh and D. H. P. Jones (1997). "On the nature of SW Sex". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 291 (4): 694–708. arXiv:astro-ph/9709171. Bibcode:1997MNRAS.291..694D. doi:10.1093/mnras/291.4.694. S2CID 14772712.
  4. ^ Linda Schmidtobreick, Pablo Rodríguez-Gil & Boris T. Gänsicke (2012). "The Search for SW Sex Type Stars". Memorie della Societa Astronomica Italiana. 83: 610. arXiv:1111.6678. Bibcode:2012MmSAI..83..610S.
  5. ^ Christian Knigge (2011). "Cataclysmic Variables: Eight Breakthroughs in Eight Years". arXiv:1101.2901 [astro-ph.SR].
  6. ^ Linda Schmidtobreick (2013). "The SW Sex Phenomenon as an Evolutionary Stage of Cataclysmic Variables". Central European Astrophysical Bulletin. 37: 361–368. arXiv:1211.2171. Bibcode:2013CEAB...37..361S.
  7. ^ Claus Tappert; et al. (2013). "Life after eruption – II. The eclipsing old nova V728 Scorpii". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 431 (1): 92–101. arXiv:1302.5570. Bibcode:2013MNRAS.431...92T. doi:10.1093/mnras/stt139. S2CID 46958131.
  8. ^ "The Big List of SW Sextantis Stars". October 2016.
  9. ^ "Observational Characteristics of the SW Sextantis Stars". October 2016.