de an˜a branca diferentes. Em 1 foi utilizado um modelo de an˜a branca de He, enquanto o modelo 2 utiliza uma an˜a branca de CO.
ID i[◦] q M1[M ] M2[M ] a[R ] R2[R ]
1 64 ± 2 0.313 ± 0.002 0.45 ± 0.01 0.141 ± 0.003 0.98 ± 0.02 0.16 ± 0.06 2 65 ± 2 0.313 ± 0.002 0.44 ± 0.01 0.138 ± 0.003 0.98 ± 0.02 0.16 ± 0.06
sendo que as respectivas fases est˜ao indicadas acima de cada imagem. Exceto pela imagem com vis˜ao do p´olo superior, nas demais a inclina¸c˜ao ´e a mesma do objeto (veja Tabela 3.11). A estrutura mais proeminente da distribui¸c˜ao de brilho ´e uma mancha polar escura, ligeiramente deslocada, cobrindo boa parte da superf´ıcie vis´ıvel da estrela. Este tipo de mancha polar produz um trem de perfis modelos que ´e compat´ıvel com o observado (painel inferior central na Figura3.18). Como vemos pelo painel inferior mais `a direita na Figura 3.18, o trem de espectros modelo ´e capaz de explicar bem as estruturas presentes nos dados. De modo geral, n˜ao vemos nenhuma correla¸c˜ao explicita no trem de espectros residual.
A forma (e assimetria) da mancha na estrela secundaria de LTT 560 se assemelha a estruturas observadas na gigante de tipo K0 HD 12545 (Strassmeier,1999), i.e. uma man- cha polar cobrindo uma fra¸c˜ao consider´avel da superf´ıcie da estrela. Detectar a presen¸ca de manchas em alta latitude e/ou polar na estrela secund´aria de LTT 560 ´e, de fato, in- trigante. Estruturas em alta latitude s˜ao comuns em estrelas ativas isoladas (Strassmeier et al., 2003) e tamb´em foram observadas em estrelas doadoras de CVs (Watson et al., 2007, 2006) e pre-CVs (Hussain et al., 2006). Entretanto, a grande maioria das estrelas an˜as com manchas polares observadas possui tipo espectral mais quente que K, e portanto possui n´ucleos radiativos. Como sugerido pelos modelos de tubos de fluxo magn´etico de Granzer et al.(2000), manchas em altas latitudes ou verdadeiramente polares devem ser estruturas comuns em estrelas com alta rota¸c˜ao e n´ucleos radiativos. De acordo com a sua interpreta¸c˜ao, as manchas estelares emergem em baixas latitudes e s˜ao defletidas em dire¸c˜ao ao polo da estrela pela for¸ca de Coriolis. Por outro lado, a estrela secund´aria de LTT 560 possui massa M2 ∼ 0.15M , bem abaixo do limite em que as estrelas s˜ao
completamente convectivas. Modelos futuros para o campo magn´etico de estrelas com- pletamente convectivas a altas taxas de rota¸c˜ao devem ser capazes de explicar a presen¸ca de manchas polares tamb´em nestas estrelas.
3.6
Discuss˜ao
Uma caracter´ıstica comum aos espectros de QS Vir e LTT 560 s˜ao as m´ultiplas compo- nentes observadas na linha de emiss˜ao em Hα. Em ambos os casos existe uma componente de alta velocidade cuja cinem´atica ´e compat´ıvel com o movimento da estrela secund´aria (componente 1) e uma outra componente de baixa velocidade, cuja cinem´atica ´e com- pat´ıvel com material na regi˜ao do centro de massa da an˜a-branca (componente 2).
Nas Figuras 3.10, 3.14 e 3.17, mostramos os trens de espectros eTD da linha de Hα de QS Vir e LTT 560, respectivamente. Entretanto, como podemos notar pela cinem´atica das linhas de Hα, o mecanismo por tr´as da componente 2 n˜ao parece ser o mesmo em ambos os casos. Enquanto em LTT 560 a componente 2 est´a centrada na posi¸c˜ao da an˜a-branca, em QS Vir ela est´a mais pr´oxima a L1 (e da estrela secund´aria) e fora do eixo orbital8.
No caso de LTT 560, a presen¸ca de linhas de emiss˜ao de metais com o mesmo com- portamento cinem´atico da componente 2 da linha de emiss˜ao de Hα (Tappert et at, em prepara¸c˜ao) sugere que estas componentes tˆem origem no acr´escimo de mat´eria do vento da estrela an˜a tipo-M5 sobre a an˜a-branca. Por outro lado, em QS Vir existem evidˆencias de que a componente 2 seja proveniente de material aprisionado em loops magn´eticos, possivelmente sendo regenerados constantemente pelo vento estelar (Ribeiro et al., 2010; Parsons et al., 2010).
Existem algumas diferen¸cas estruturais, tanto intr´ınsecas como extr´ınsecas, que po- deriam ser respons´aveis pelas diferen¸cas na estrutura do g´as ao redor destas bin´arias. Por exemplo, os parˆametros orbitais em QS Vir sugerem que a estrela companheira deve possuir um n´ucleo radiativo e – segundo os modelos de d´ınamo – deve possuir um campo magn´etico do tipo solar. Por outro lado, a estrela an˜a em LTT 560 est´a no regime de estrutura completamente convectiva e, tamb´em segundo o cen´ario te´orico atual sobre gera¸c˜ao de campos magn´eticos estelares (Charbonneau, 2010), n˜ao deveria ser capaz de produzir/sustentar campos magn´eticos estruturados em larga escala.
Entretanto, observa¸c˜oes recentes mostram que estrelas completamente convectivas (como a estrela an˜a em LTT 560) s˜ao, de fato, capazes de manter campos magn´eticos estruturados de larga escala (Morin et al.,2010). A grande mancha polar que caracteriza a distribui¸c˜ao superficial de brilho da estrela secund´aria em LTT 560 est´a em acordo com os resultados de Morin et al. (2010), contrariando a expectativa de que a estrela n˜ao possui campo magn´etico.
Outra possibilidade para explicar as diferen¸cas observadas na estrutura das linhas de Hα ´e o grau de preenchimento do lobo de Roche. Por exemplo, enquanto a estrela an˜a em QS Vir est´a pr´oxima de iniciar a transferencia de mat´eria (Ribeiro et al.,2010), a estrela secund´aria em LTT 560 preenche pouco mais de 50% do seu lobo de Roche. ´E prov´avel que, al´em da presen¸ca de campos magn´eticos intensos, o aparecimento de estruturas proeminentes, como aquelas observadas em QS Vir, esteja condicionado `a proximidade da estrela em preencher seu lobo de Roche. De fato, Holzwarth & Sch¨ussler (2003) demonstraram que, em bin´arias cerradas, a intera¸c˜ao de mar´e causada pela proximidade das componentes favorece o aparecimento de proeminˆencias preferencialmente na regi˜ao de L1. O efeito ´e tanto mais importante quanto mais pr´oximo do contato as componentes se encontram, i.e., quanto mais distorcida ´e a componente.
Esta hip´otese sugere uma maneira de estudar as propriedades globais do campo magn´etico de estrelas em bin´arias cerradas, a saber, analisar espectros com resolu¸c˜ao temporal e resolu¸c˜ao espectral intermedi´aria (similares aos dados de QS Vir) para estudar as carac- ter´ısticas das estruturas da linha de emiss˜ao de Hα. A determina¸c˜ao de uma rela¸c˜ao entre as caracter´ısticas dessas estruturas e as propriedades magn´eticas das estrelas forne- ceria informa¸c˜oes valiosas a respeito da evolu¸c˜ao desses sistemas e sobre os mecanismos respons´aveis pela gera¸c˜ao do campo magn´etico estelar.
At´e o momento existe apenas um pequeno (mas crescente) n´umero de BPECs observa- das que apresentam m´ultiplas componentes nas linhas de emiss˜ao de Hα. Desses, apenas QS Vir e LTT 560 apresentam estudos detalhados dessa componente, sendo que boa parte dos estudos mais recentes est˜ao apresentados neste trabalho (mas veja, p. ex., Parsons et al. 2010). A hip´otese de correla¸c˜ao entre fator de preenchimento do lobo de Roche e presen¸ca de componentes m´ultiplas em Hα ´e refor¸cada quando inclu´ımos neste balan¸co objetos bem estudados como RR Cae (Bruch, 1999, SP2 = an˜a tipo-M6) e V471 Tau (Hussain et al., 2006, SP2 = an˜a tipo-K0). Em RR Cae, a estrela secund´aria preenche menos de 50% de seu lobo de Roche, enquanto que em V471 Tau a estrela preenche pouco mais de 80%. Em ambos os casos, n˜ao h´a componentes extras observadas nas linhas de emiss˜ao de Hα.
Al´em disso,Rebassa-Mansergas et al.(2010) apresentaram um cat´alogo contendo cerca de 1200 bin´arias compostas por uma an˜a branca e uma companheira an˜as tipo-M, obser- vadas pelo SDSS. Dessas, apenas 25 apresentaram varia¸c˜ao significativa nas medidas de velocidades radiais em Hα e Na II e foram, portanto, consideradas candidatas a BPECs. Em nenhum dos casos foram observadas componentes m´ultiplas nas linhas de emiss˜ao em Hα. An´alises detalhadas de 12 BPECs (sendo 5 eclipsantes) do SDSS reportadas por Rebassa-Mansergas et al. (2008), Nebot G´omez-Mor´an et al. (2009) e Pyrzas et al. (2009) tamb´em mostram emiss˜ao em Hα proveniente unicamente da estrela secund´aria. Em nenhum dos casos a estrela companheira preenche mais de 60% do lobo de Roche.
Conquanto estes resultados indiquem que componentes m´ultiplas, associadas a proe- minˆencias magn´eticas, n˜ao se manifestem quando a estrela ativa est´a longe de preencher seu lobo de Roche, a baixa estat´ıstica de objetos nos quais se observa m´ultiplas componen- tes em Hα e cujas estrelas ativas est˜ao pr´oximas de preencher seu lobo de Roche n˜ao nos permite concluir positivamente pela existˆencia desta correla¸c˜ao. An´alises detalhadas de espectros com resolu¸c˜ao temporal e espectral adequadas (como as realizadas para QS Vir e LTT 560) ainda s˜ao necess´arias para elucidar a quest˜ao. Estudos adicionais servir˜ao para aumentar a significˆancia estat´ıstica dos nossos resultados e confirmar os mecanismos por tr´as da origem das m´ultiplas componentes da linha de Hα, bem como permitir˜ao inferir as caracter´ısticas do campo magn´etico das estrelas.
V405 Andromeda Revisitada
V405 Andromeda (a partir de agora, V405 And) ´e uma bin´aria do tipo BY Dra (ou RS CVn) contendo um par de estrelas an˜as de baixa massa em uma ´orbita sincronizada com per´ıodo de 11.2 hr. As estrelas prim´aria e secund´aria possuem tipos espectrais M0V e M5V, respectivamente acima e abaixo do limite em que as estrelas se tornam completa- mente convectiva. Esse objeto re´une um conjunto de caracter´ısticas que o torna um alvo interessante para estudos de atividade magn´etica em bin´arias. Ele foi descoberto como uma fonte de raio-X pelo sat´elite ROSAT (Voges et al., 1996), provavelmente devido `a emiss˜ao cromosf´erica de ambas componentes. Analise de curvas de luz nas bandas BVRI por Chevalier & Ilovaisky (1997, a partir de agora CI97) forneceram efem´erides e esti- mativas de parˆametros orbitais (massas e raio das componentes e inclina¸c˜ao do sistema). Igualmente, Vida et al. (2009, a partir de agora V09) analisaram dados fotom´etricos em BV(RI)C e espectros de alta resolu¸c˜ao, melhorando a determina¸c˜ao dos parˆametros do
sistema.
Neste trabalho apresentamos e discutimos reconstru¸c˜oes de imagens Doppler da distri- bui¸c˜ao de brilho superficial da componente M0V de V405 And em trˆes ´epocas distintas. A seguir apresentamos as propriedades dos dados utilizados e, subseq¨uentemente, a an´alise e discuss˜ao dos resultados obtidos.
4.1
Dados
Os dados de V405 And foram recuperados do arquivo ELODIE, do Observatoire de Haute- Provence (Moultaka et al., 2004). ELODIE ´e um espectrografo Echelle de alta resolu¸c˜ao, utilizado no telesc´opio Haute-Provence de 1.93m. O arquivo ELODIE cont´em um banco de dados com a maior parte das observa¸c˜oes realizadas com o instrumento, dispon´ıveis ao p´ublico em uma plataforma de f´acil acesso.
Um total de 57 espectros de V405 And foram recuperados do cat´alogo cobrindo 3 ciclos orbitais da bin´aria em 3 ´epocas diferentes. A partir de agora, as ´epocas ser˜ao referenciadas por EP1, EP2 e EP3, em ordem cronol´ogica. Um sum´ario das observa¸c˜oes est´a mostrado na Tabela 4.1.
Tab. 4.1: Sum´ario dos dados de V405 And obtidos do banco de dados ELODIE. Para