SW Sextantis variabel

SW Sextantis variabla stjärnor är en slags kataklysmisk variabel stjärna; de är dubbelstjärniga system där det sker massöverföring från en röd dvärg till en vit dvärg som bildar en stabil ansamlingsskiva runt den senare. Till skillnad från andra icke-magnetiska kataklysmiska variabler fördubblas inte emissionslinjerna från väte och helium, förutom kortvarigt nära fas 0,5.

Egenskaper

SW Sextantis-stjärnor har en omloppstid mellan 2,8 och 4 timmar; de flesta system upptäcktes genom undersökningar av förmörkande variabler, så omloppsbanan är nästan kantad med avseende på jorden. Deras spektra liknar dem hos en dvärgnova i utbrott, med tecken på en permanent joniserad ansamlingsskiva. Material flödar ständigt in i skivan från den medföljande stjärnan, och friktion inuti skivan gör att den avger optiskt ljus. Det är svårare att hitta SW Sextantis-system med låg lutning , eftersom det är nödvändigt att undersöka många stjärnspektra utan att kunna begränsa sig till förmörkande variabler; undersökningar har dock utförts och tyder på att några av de observerade egenskaperna hos SW Sextantis-stjärnor är oavsiktliga resultat av ett prov som är begränsat till system med hög lutning

Emissionslinjer av väte ( Balmer-serien ) och helium observeras, och fördubblas inte (som man skulle förvänta sig av dopplerförskjutning av ljus som emitteras från kanterna på en snabbt roterande skiva), men vingarna breddas till den grad att spridningen av källhastigheter kan vara så mycket som 4000 km/s. Under en kort period nära fas 0,5 av deras banor visar SW Sextantis-stjärnor fördubbling av sina emissionslinjer och detta är en avgörande karaktär för klassen. I förmörkelsesystem upptäcks emissionslinjerna knappt vid minimalt ljus eftersom den vita dvärgen och den centrala delen av ansamlingsskivan är gömda bakom den röda dvärgen.

I ultraviolett ljus observerar vi emissionslinjer från den vita dvärgen, som indikerar en ovanligt hög temperatur och innebär en hög ansamlingshastighet. Dessutom är den radiella hastigheten för en SW Sextantis-stjärna bestämd från skivemissionslinjerna inte densamma som den som bestäms från den vita dvärgen.

Omloppsperioden för SW Sextantis-system är alltid precis ovanför periodgapet, vilket tyder på en gemensam utvecklingsfas för dessa kataklysmiska variabler.

Tolkning

Modeller av SW Sextantis-stjärnor måste förklara den höga massöverföringshastigheten och periodfördelningen strax ovanför periodgapet. Standardteorin för kataklysmiska variabler tyder på att hastigheten för massöverföring bestäms av förlust av rörelsemängd på grund av magnetfält . Den röda dvärgens stjärnvind skickar joniserad plasma ut i rymden, som färdas längs magnetfältslinjer; det är faktiskt fångat i magnetfältslinjerna och följer stjärnans rotation. Eftersom magnetfältet accelererar det utströmmande plasmat bromsas stjärnans rotation. Detta minskar i sin tur det totala vinkelmomentet för dubbelstjärnesystemet, vilket tillsammans med omläggningen av materien i systemet leder till att omloppsradien blir mindre, vilket håller massöverföringshastigheten stabil.

Under denna modell roterar kärnan av den röda dvärgen snabbare än omloppsperioden. Eftersom massöverföring får stjärnans radie att krympa, bevarande av rörelsemängd att den snurrar snabbare, och det betyder att dynamoeffekten genererar ett starkare magnetfält. Detta ökar den magnetiska bromseffekten och därmed massöverföringshastigheten.

En annan tolkning av SW Sextantis-stjärnor är att den höga massöverföringshastigheten bara är tillfällig. Vissa kataklysmiska variabler (t.ex. de klassiska novaerna RR Pictoris , XX Tauri och V728 Scorpii ) har perioder precis ovanför periodgapet, och detta tolkas som en del av vilomodellen, där den vita dvärgen efter ett novautbrott är ovanligt varm; det värmer den röda dvärgen, vilket orsakar en högre massöverföringshastighet tills den vita dvärgen har svalnat igen. När den svalnar krymper den röda dvärgen och massöverföringshastigheten sjunker till ganska låga nivåer; slutligen förlust av orbital rörelsemängd gör att stjärnorna kommer närmare varandra igen, och massöverföringen återupptas. I denna modell representerar SW Sextantis-stjärnor ett skede i livet för en kataklysmisk variabel, antingen kort före eller strax efter ett novautbrott.

Exempel

• PX Andromedae
• DW Ursae Majoris
• LS Pegasi
• BB Doradus
• SW Sextantis (prototyp)
• V533 Herculis

Donald W. Hoard vid Max Planck Institute for Astronomy i Heidelberg upprätthåller en lista över SW Sextantis-stjärnor som nämns i litteraturen och en beskrivning av de egenskaper som används för att identifiera dem.