Aquecimento em colunas de acreção de estrelas T Tauri
Autor(a) principal: | |
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Data de Publicação: | 2011 |
Tipo de documento: | Dissertação |
Idioma: | por |
Título da fonte: | Repositório Institucional da UFMG |
Texto Completo: | http://hdl.handle.net/1843/JCBV-8PBHRJ |
Resumo: | Estrelas jovens de baixa massa que ainda mostram sinais de acreção, ou seja, estrelas T Tauri clássicas (ETTCs), apresentam um número significativo de linhas de emissão em seu espectro. Essas linhas de emissão são produzidas em colunas de acreção e são modeladas para obter parâmetros físicos do sistema disco-estrela, tal como a taxa de acreção de massa. No entanto, a estrutura de temperatura das colunas de acreção ainda está em aberto. Apresentamos neste trabalho um estudo do perfil de temperatura destas colunas encontradas em torno de ETTCs. Consideramos objetos estelares jovens (~10? anos) e de baixa massa (M* 2 Msol, que têm disco de acreção em rotação kepleriana. Adotamos um modelo de acreção magnetosférica, onde a estrela central tem um campo magnético de dipolo que interrompe o disco em uma distância de alguns raios estelares (rtr 0.1 UA) desde a estrela, perto do raio de co-rotação. A acreção do gás segue as linhas de campo magnético estelar desde rtr até a estrela. Para determinarmos o perfil de temperatura no funil, usamos a primeira lei da termodinâmica resolvida para o átomo de hidrogênio em um estado estacionário. Este resultado nos fornece a equação de calor que foi resolvida, juntamente com as equações de taxas para o átomo de hidrogênio, considerando os mecanismos de excitação e desexcitação colisional (com prótons e elétrons), recombinação radiativa, transição espôntanea, ionização colisional e fotoionização. Usamos como processos de aquecimento, a compressão adiabática estudada por Martin (1996) e também o aquecimento por raios-X, proveniente da estrela central, e como mecanismo de resfriamento consideramos as linhas de CaII e MgII e bremsstrahlung. Com esses mecanismos, determinamos a estrutura de temperatura para as colunas de acresção e os principais processos físicos que aquecem e resfriam o gás. Encontramos também que a taxa de acreçõo de massa e a luminosidade de raios-X, são os parâmetros de maior importância para o perfil de temperatura. |
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Silvia Helena Paixao AlencarMaria Jaqueline VasconcelosLuiz Paulo Ribeiro VazWagner Jose Corradi BarbosaAlana Paixao de Sousa2019-08-12T07:25:46Z2019-08-12T07:25:46Z2011-03-02http://hdl.handle.net/1843/JCBV-8PBHRJEstrelas jovens de baixa massa que ainda mostram sinais de acreção, ou seja, estrelas T Tauri clássicas (ETTCs), apresentam um número significativo de linhas de emissão em seu espectro. Essas linhas de emissão são produzidas em colunas de acreção e são modeladas para obter parâmetros físicos do sistema disco-estrela, tal como a taxa de acreção de massa. No entanto, a estrutura de temperatura das colunas de acreção ainda está em aberto. Apresentamos neste trabalho um estudo do perfil de temperatura destas colunas encontradas em torno de ETTCs. Consideramos objetos estelares jovens (~10? anos) e de baixa massa (M* 2 Msol, que têm disco de acreção em rotação kepleriana. Adotamos um modelo de acreção magnetosférica, onde a estrela central tem um campo magnético de dipolo que interrompe o disco em uma distância de alguns raios estelares (rtr 0.1 UA) desde a estrela, perto do raio de co-rotação. A acreção do gás segue as linhas de campo magnético estelar desde rtr até a estrela. Para determinarmos o perfil de temperatura no funil, usamos a primeira lei da termodinâmica resolvida para o átomo de hidrogênio em um estado estacionário. Este resultado nos fornece a equação de calor que foi resolvida, juntamente com as equações de taxas para o átomo de hidrogênio, considerando os mecanismos de excitação e desexcitação colisional (com prótons e elétrons), recombinação radiativa, transição espôntanea, ionização colisional e fotoionização. Usamos como processos de aquecimento, a compressão adiabática estudada por Martin (1996) e também o aquecimento por raios-X, proveniente da estrela central, e como mecanismo de resfriamento consideramos as linhas de CaII e MgII e bremsstrahlung. Com esses mecanismos, determinamos a estrutura de temperatura para as colunas de acresção e os principais processos físicos que aquecem e resfriam o gás. Encontramos também que a taxa de acreçõo de massa e a luminosidade de raios-X, são os parâmetros de maior importância para o perfil de temperatura.Young low mass stars that show signs of accretion, the classical T Tauri stars (CTTSs), present a significant number of emission lines in their spectra. These emission lines, thought to be produced in accretion columns, are often modelled in order to obtain physical parametersof the star-disk system, such as the mass accretion rate. However, the temperature structure of accretion columns is still poorly understood. In this work, we present a study of the temperature profile of accretion columns found around CTTSs. We consider young stellar objects (~106 year) of low mass (M* ~ 2 M), which have accretion disks in keplerianrotation. We adopt a magnetospheric accretion model, where the central star has a dipole magnetic field that disrupts the disk at a distance from the star (rtr 0.1 AU) near the co-rotation point. The accreting gas follows stellar magnetic field lines from rtr to the central star. In order to determine the temperature profile in the accretion column, weuse the first law of thermodynamics, solved for the hydrogen atom in a steady state. This result gives us the heat equation, which was solved with the rate equation for the hydrogen atom, considering the processes of collisional excitation and de-excitation (with protons and electrons), radiative recombination, spontaneous transition, collisional ionization and photoionization. We use adiabatic compression as a heating mechanism, following Martin (1996), but we also analyze heating by X-rays, coming from the star. We consider as cooling mechanisms emission by Ca II and Mg II lines and bremsstrahlung. We then obtain thetemperature structure for acrretion funnels and the main physical processes which heat and cool the gas. We also found that the accretion rate of mass and the X-ray luminosity, are the most important parameters for the thermal structure of gas.Universidade Federal de Minas GeraisUFMGFísicaColunas de AcreçãoDisco de AcreçãoEstrelas T TauriAquecimento em colunas de acreção de estrelas T Tauriinfo:eu-repo/semantics/publishedVersioninfo:eu-repo/semantics/masterThesisinfo:eu-repo/semantics/openAccessporreponame:Repositório Institucional da UFMGinstname:Universidade Federal de Minas Gerais (UFMG)instacron:UFMGORIGINALdissertation.pdfapplication/pdf1882467https://repositorio.ufmg.br/bitstream/1843/JCBV-8PBHRJ/1/dissertation.pdfe5e076e0b29ea783a0da9aa0f255df7bMD51TEXTdissertation.pdf.txtdissertation.pdf.txtExtracted texttext/plain148198https://repositorio.ufmg.br/bitstream/1843/JCBV-8PBHRJ/2/dissertation.pdf.txte9da7346f3bba6d7466168fc7a806bc1MD521843/JCBV-8PBHRJ2019-11-14 11:36:42.435oai:repositorio.ufmg.br:1843/JCBV-8PBHRJRepositório de PublicaçõesPUBhttps://repositorio.ufmg.br/oaiopendoar:2019-11-14T14:36:42Repositório Institucional da UFMG - Universidade Federal de Minas Gerais (UFMG)false |
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