Atlas espectral de três estrelas B[e] da pequena Nuvem de Magalhães

• Autor(a) principal: Andrade, Diana Paula de Pinho
• Data de Publicação: 2002
• Tipo de documento: Trabalho de conclusão de curso
• Idioma: por
• Título da fonte: Repositório Institucional da UFRJ
• Texto Completo: http://hdl.handle.net/11422/18994
• topic: Estrelas B[e]; Espectroscopia astronômica; B(e) stars; Astronomical spectroscopy; CNPQ::CIENCIAS EXATAS E DA TERRA::ASTRONOMIA

Estrelas B[e] são estrelas do tipo B que apresentam linhas em emissão, por isso a letra e, de transições proibidas, por isso os colchetes. Este grupo de estrelas é muito heterogêneo, sendo composto por: Estrelas Supergigantes B[e] ou B[e]Sg; Estrelas do tipo B[e] Pré Sequência Principal ou HAeB[e]; Estrelas do tipo nebulosa planetária compacta B[e]ou cPN[e]; Estrelas B[e]do tipo simbióticas ou symbB[e] e Estrelas do tipo B[e]não classificadas ou unclB[e]; Por ser este um grupo muito heterogêneo, Lamers et al. (1998) sugerem o uso do termo ”Fenômeno B[e]”ao invés de estrela B[e], como forma de evitar confusão. De acordo, vamos usar este mesmo termo, escrevendo sempre o estágio evolutivo acompanhado do termo B[e]. Os critérios para a ocorrência do fenômeno B[e]são: 1. Fortes linhas em emissão da série de Balmer; 2. Linhas permitidas em emissão de baixa excitação principalmente de metais de baixa ionização no espectro óptico; 3. Linhas em emissão proibidas de [Fe II] e [O I] no espectro óptico; 4. Forte excesso no Infravermelho próximo e médio devido a poeira circunstelar. Estas características estão relacionadas as propriedades circunstelares e não às do objeto intrínseco, já que não são observadas linhas fotosféricas. Esta é a principal causa. Da heterogeneidade deste grupo. É na Pequena e na Grande Nuvem de Magalhães que se encontra o grupo mais homogêneo de supergigantes que apresentam o fenômeno B[e]. Estrelas com características similares são encontradas na nossa galáxia. Acredita-se que estes objetos sejam evoluídos e que eles tenham um forte vento estelar. Porém, a grande dúvida é se eles são objetos peculiares em circunstâncias especiais, ou se todos os objetos dentro de uma faixa de ZAMS (Massa na sequência principal de idade zero) passam por essa fase. Para uma estrela ser supergigante B[e], ela deve ter logL * /logL© > 4.0 e deve apresentar o fenômeno B[e]. O objetivo do nosso trabalho é apresentar um Atlas espectral de três estrelas B[e] da Pequena Nuvem de Magalhães. São elas: HEN 818 e HEN 823 e HEN 865. Estas estrelas já foram anteriormente analisadas a partir de espectros de baixa resolução e confirmamos a natureza B[e]Sg apenas da HEN 818 e HEN 865. Entretanto, agora, com espectros de alta resolução, um estudo mais aprofundado pode ser feito. Os nossos dados foram obtidos em outubro de 1999 e outubro de 2000. Todos foram obtidos no telescópio de 1.52m do (ESO), localizado em La Silla (Chile), graças ao acordo ESO/ON. Foram utilizados dois tipos de Espectrógrafos (Cassegrain e FEROS), que nos forneceram espectros de baixa e alta resolução. A partir do espectro do FEROS da HEN 818 pudemos identificar cerca de 300 linhas em emissão. Entre elas, grande quantidade de linhas proibidas e permitidas de Fe II, além de [O I], série de Balmer, série de Paschen, além de outros metais. A linha do He II A4686 não está presente em 2000, mas se encontra forte em 1999. Esta variação já foi reportada por outros autores, que acreditam na possibilidade de esta estrela ter uma companheira. Um ponto importante que está sendo analisado é a possível presença de linhas de La II neste objeto. Várias linhas candidatas a La II foram encontradas em nosso espectro FEROS. Entretanto, em nenhum momento, encontramos referência de Lantânio, nesta estrela, na literatura. O lantânio (Z=57) é um produto do processo de captura de nêutron. Este processo ocorre nos estágios tardios da evolução estelar. Este é mais um motivo pelo qual não devemos desconsiderar a presença de La II na HEN 818, já que este é um objeto evoluído. Recentemente, vários espectros de alta resolução têm grandemente aumentado a qualidade e quantidade de dados mostrando lantânio nas linhas. Novos laboratórios têm estudado as probabilidades de transição do La II, com o intuito de melhorar as medidas de abundância estelar deste elemento. Bonvallet et al. (2001) fizeram um trabalho sobre as probabilidades de transição para o La II, o qual será muito utilizado em nosso trabalho, tanto para encontrarmos comprimentos de onda quanto para, futuramente, estudarmos os log gf das transições e confirmar a natureza da linha (que no momento é uma sugestão). Durante muito tempo, outros autores confirmaram a natureza B[e] supergigante deste objeto. Entretanto, Massey & Duffy (2001) afirmam que este objeto seja sem dúvida uma LBV, comparando seu espectro obtido em outubro de 2000 com um espectro da S Dor, uma LBV, quando esta estava numa fase de quiescência. Até o momento, nossos dados confirmam a natureza B[e]Sg para HEN 818. Achamos que para classificá-la como LBV devemos encontrá-la num estágio de erupção, o que não foi ainda observado. Entretanto, os nossos resultados são preliminares. O espectro FEROS da HEN 823 nos surpreendeu, uma vez que não havíamos confirmado anteriormente a natureza B[e]Sg deste objeto. Na nossa última análise, a partir do espectro Cassegrain, não havíamos conseguido identificar quase nenhuma linha. Não havíamos encontrado nenhuma transição proibida. Não há muita referência na literatura para esta estrela, por isso a grande necessidade de estudá-la. Os dados do FEROS foram analisados e foram expostos numa tabela, que está exposta no capítulo 5. Conseguimos identificar cerca de 200 linhas, apesar de serem fracas. O espectro deste objeto tem algumas diferenças quando comparado com as B[e]sg mais comuns. Entretanto, encontramos as linhas de metais de baixa ionização, proibidas e permitidas em emissão. Assim, nossos dados, até o momento nos garantem a natureza B[e]sg desta estrela. O espectro FEROS da HEN 865 nos forneceu cerca de 250 linhas em emissão. Esta estrela é uma supergigante B[e] típica, por isso há a necessidade de uma boa análise em seu espectro. Além disso, não encontramos na literatura espectros de alta resolução para este objeto.