Projets Spectroscopie 1
Etoiles Symbiotiques

V 694 Mon = MWC 560

 

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AD [2000]
07 25 51.2
DE [2000]
-07 44 08.0
Mag
 
P Orb [j]  
Spec
   
   
   
   
  Une étoile symbiotique "exotique" (Tomov & al. 1994)
       

 

Tomov & al. 1994 - "An exotic interacting binary" :
De nombreuses raies d'émission (HI, métaux neutres et ionisés une fois) sont observées. Des changements importants sont observés dans les composantes en absorption des raies de Balmer trés larges et faisant parfois apparaitre plusieurs composants, avec des décalages vers le bleu allant de plusieurs centaines à plusieurs milliers de km.s-1(130 à 5740 km.s-1). Le comportement des composants des raies de Balmer varient d'une période à l'autre.
Confirmation de la nature binaire de MWC560 (Géante rouge M3 à M5III et probablement naine blanche). Le profil n'est pas un profil P-Cygni, ce qui suggère l'existence de deux régions distinctes d'émission et d'absorption. Tomov propose un modèle dans lequel un jet est émis, dans la direction de la ligne de visée. La principale condition de formation d'un jet est l'existence d'un disque d'accrétion (Livio, 1996).

 

An exotic star

 

 

History
Classée comme étoile Beq par Merill et Burwell (1943). Sanduleak et Stephenson observent de fortes absortion dans le profil des raies de Balmer mais la classent comme géante M4ep.
Light Curve

Spectroscopy
Line Identification

Spectroscopy
Periodic variations

 

 

Hot component mass of the white dwarf in MWC 560 as Mwd = 0.85−1.0 M⊙ (1σ error), and its radius Rwd = 5600 − 6900 km
Cool Component

M4.5 III (+/- 0.4) Tomov & al. 1992
M5.5 III Schimd 2001

Nébuleuse  
Ephemeris P orb. = 1931 ± 162 day (Gromadzki et al. 2007)

 

Outbursts Outburst de 1.5 mag en 1990 (V max = 9.2). Retour lent à état calme (~ 10.5) en 1991-92
Outburst plus faible en 2010 (V max ~ 10)
 
 
 

 

Classification des profils en absorption par Iijima ( 2002 )

Pas de continuum plat entre l'absorption et l'émission
 
Type A : Absence de continuum plat entre les composants en émission et en absorption ET le profil bleu a une pente plus forte que le rouge   Type B : Pas de continuum plat entre les composants en absorption et en émission MAIS, une partie du profil rouge a une pente semblable à celle du bleu.
Continuum plat entre l'absorption et l'émission
 
Type C : continuum plat entre les composants en absorption et en émission. Les flancs bleu et rouge sont abrupts Type D : continuum plat entre les composants en absorption et en émission. Les flancs bleu et rouge sont abrupts
     

Le suffixe "nr" est ajouté au type lorsque un (ou plusieurs) composant en absorption, relativement étroit se superpose à l'absorption principale.

Ici Type A nr

     
     

 

 

 

 

Profils raies Balmer 03 03 2011

Le composant en absorption est décalé d’environ 6000 km.s-1(valeur max) à 2800 (valeur mini) km.s-1

Evolution des composants en absorption du 3 au 15 mars 2011

 

Spectroscopic survey

_____ Observations 2013 _______________________________________________________________________________________________________

 

2011-2012
 
2011 oct 24
   
Date
24-10-2011
UT
02:26
JD
Telescope
SC 25 cm |F/D 6.3
Spectrograph
LISA
Slit
23 mcm
R
1000
CCD
Starlight SXV-H9
Exp
8x300 sec b1
   
Phase
Mag
~9.5
   
   
   
   

 

 

2010-2011
 
2010 01 08
Date
08 01 2010
Heure TU
Mag
11
Exp
4x600 sec
 
2010 mar 15,848
Date
15 03 2010
Heure TU
20:22
Mag
10.5
 
Exp
6x600 sec b1
 
2011 mar 03
Date
03 03 2010
Heure TU
21:00
Mag
10.04
 
Exp
5x600 sec b2
 
2011 mar 04
Date
04 03 2010
Heure TU
Mag
10.04
 
Exp
 
2011 mar 06
Date
06 03 2010
Heure TU
Mag
10.04
 
Exp
 
2011 mar 07
Date
07 03 2010
Heure TU
Mag
10.04
 
Exp
 
2011 mar 08
Date
08 03 2010
Heure TU
Mag
10.04
 
Exp
 
2011 mar 14
Date
14 03 2010
Heure TU
Mag
10.04
 
Exp
 
2011 mar 15
Date
15 03 2010
Heure TU
Mag
10.04
 
Exp
 
2011 mar 23
Date
23 03 2010
Heure TU
21:00
Mag
10.04
 
Exp
5x600 sec b2
     

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Publications

The Astrophysical Journal, 623:252-268, 2005 April 10
The Proto–Planetary Nebula M1-92 and the Symbiotic Star MWC 560: Two Evolutionary Phases of the Same Type of Object?
A. Arrieta, S. Torres-Peimbert and L. Georgiev
http://iopscience.iop.org/0004-637X/623/1/252/58617.text.html#fg6

A&A 391, 617-623 (2002)
MWC 560 : An SS 433 type object with a white dwarf
T. Iijima

1997BSAO...43...37P
Bull. Special Astrophys. Obs., 43, 37-54 (1997)
Spectral study of MWC 560. Parameters of the system, the hot source and the jets.
PANFEROV A.A., FABRIKA S.N. and TOMOV T.

1994MmSAI..65..167T
Mem. Soc. Astron. Ital., 65, 167-170 (1994)
MCW 560 : an exotic interacting binary system.
TOMOV T., KOLEV D., MICHALITSIANOS A.G., MIKOLAJEWSKI M., SONNEBORN S.N., MARAN S.P., OLIVERSEN R.J. and SONNEBORN G.

1994AJ....108..671S
Astron. J., 108, 671-677 (1994)
A model for the spectroscopic variations of the peculiar symbiotic star MWC 560.
SHORE S.N., AUFDENBERG J.P. and MICHALITSIANOS A.G.

1993A&AS..100....1K
Astron. Astrophys., Suppl. Ser., 100, 1-24 (1993)
MWC 560: spectral atlas for the region 3600-4900 Angstroms.
KOLEV D. and TOMOV T.

1992MNRAS.258...23T
Mon. Not. R. Astron. Soc., 258, 23-35 (1992)
MWC 560 : jets or optically thick expanding envelope ?
TOMOV T., ZAMANOV R., KOLEV D., GEORGIEV L., ANTOV A., MIKOLAJEWSKI M. and ESIPOV V.

 

 

http://iopscience.iop.org/0004-637X/623/1/252/58617.text.html#fg6