Apresentamos um estudo de uma amostra de gigantes vermelhos LMC exibindo longos períodos secundários (LSPs). Usamos velocidades radiais obtidas a partir de observações espectrais VLT e curvas de luz MACHO e OGLE para examinar propriedades das estrelas e para avaliar modelos para a causa de LSPs. Esta amostra é muito maior do que os estudos anteriores combinados de Hinkle et al. (2002) e Wood, Olivier & Kawaler (2004). Os modelos binários e de pulsação tiveram muito apoio nos últimos anos. Assumindo a pulsação estelar, calculamos a partir das curvas de velocidade que a variação típica do raio fracionário em um ciclo LSP é maior que 30 por cento. Isso deve levar a grandes mudanças em Teff que não são observadas. Além disso, a pequena amplitude da luz dessas estrelas parece inconsistente com a amplitude do raio. Concluímos que a pulsação não é uma explicação provável para os LSPs. A principal alternativa, o movimento físico da estrela - o movimento binário - também apresenta graves problemas. Se as variações de velocidade são devidas ao movimento binário, a distribuição do ângulo do periastro em nossa grande amostra de estrelas tem uma probabilidade de 1,4e-3 de vir de órbitas binárias alinhadas aleatoriamente. Além disso, calculamos uma massa companheira típica de 0,09 Msun. Menos de 1 por cento das estrelas da sequência principal de baixa massa têm companheiros próximos a esta massa (0,06 a 0,12 Msun), enquanto cerca de 25 a 50 por cento das gigantes vermelhas de baixa massa acabam com LSPs. Não conseguimos encontrar um modelo adequado para os LSPs e concluir listando suas propriedades conhecidas.
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