Radial velocity study of uz serpentis

Juan Echevarría¹ and Raúl Michel²

1 Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México, México, D. F., México.
Juan Echevarría: Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México, Apdo. Postal 70–264, México, 04510 D. F., México (jer@astrocu.unam.mx).

2 Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México, Ensenada, B. C., México.
Raúl Michel: Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México, Apdo. Postal 877, 22830 Ensenada, Baja California, México (rmm@astrosen.unam.mx).

Received 2007 January 15
Accepted 2007 April 10

Resumen

Se presentan observaciones de alta dispersión espectral y resolución temporal de la nova enana UZ Ser. Encontramos la curva de velocidad radial del disco de acreción, alrededor de la estrella primaria, con una semi–amplitud K₁ = 98 km s^–1. No se detecta evidencia de la estrella secundaria. El período orbital, estimado de esta curva de velocidad, es de 0.17589 días, ligeramente mayor al encontrado por Echevarría (1988) a través de observaciones fotométricas. Se discuten nuevas efemérides del objeto, basadas en ambos resultados. Un análisis de las masas y el ángulo de inclinación de la binaria, utilizando el diagrama de diagnóstico de masas M₁–M₂, favorece un conjunto de valores para M₁ = 0.90 ± 0.1; M₂ = 0.40 ± 0.1; i = 50° ± 0.1, consistentes con las observaciones y modelos en el ultravioleta y la fotometría óptica.

Abstract

We present high dispersion time–resolved spectroscopic observations of the dwarf nova UZ Ser. We find the radial velocity curve of the accretion disc, surrounding the primary star, with a semi–amplitude K₁ = 98 km s^–1. There is no spectral evidence of the secondary star. The orbital period, estimated from its velocity curve is 0.17589 days, slightly larger than that found by Echevarría (1988), from photometric observations. New ephemerides of the object are discussed from both results. An analysis of the masses and inclination angle of the binary, using the diagnostic M₁–M₂ diagram, favors a set of values with M₁ = 0.90 ± 0.1; M₂ = 0.40 ± 0.1; and i = 50° ± 0.1, which is consistent with the ultraviolet observations and models and also with the optical photometry.

Key Words: Binaries: close—stars: dwarf novae—individua (uz serpentis)

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Acknowledgement

I would like to thank the staff of the San Pedro Mártir Observatory for their support.

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