Análises fotosfera-vento de estrelas O

• Autor(a) principal: Almeida, Elisson Saldanha da Gama de
• Data de Publicação: 2015
• Tipo de documento: Trabalho de conclusão de curso
• Idioma: por
• Título da fonte: Repositório Institucional da UFRJ
• Texto Completo: http://hdl.handle.net/11422/20904
• topic: Estrelas do tipo O; Perda de massa; Ventos estelares; O Type stars; Mass loss; Stellar winds; CNPQ::CIENCIAS EXATAS E DA TERRA::ASTRONOMIA

Estrelas O possuem parâmetros físicos extremos (e.g., alta luminosidade e temperatura efetiva), enriquecendo química e fisicamente o meio interestelar pelo depósito de elementos químicos pesados, energia mecânica e luminosa, através de seus intensos ventos estelares e campos radiativos. Sendo assim, elas têm importância crucial no contexto astronômico, desde o processo de formação estelar até a evolução química das galáxias. Desta forma, precisamos acurar nosso conhecimento acerca de seus parâmetros físicos fundamentais fotosféricos e do vento estelar para compreendermos mais acerca de suas influências nesses processos. Em decorrência da natureza de suas atmosferas estendidas (ventos suficientemente intensos) observamos em tais objetos os chamados pefis P-Cygni, que nos permitem determinar os parâmetros físicos fundamentais do vento estelar. Neste trabalho apresentamos uma análise espectroscópica para nove estrelas O gigantes do “tipo tardio" (O8-9.5III). Utilizamos dados de alta resolução na região do ultravioleta, obtidos pelo telescópio espacial IUE, assim como, quando disponíveis, dados de alta resolução na região do óptico (e.g., FEROS). Nosso objetivo de determinar os principais parâmetros físicos do vento estelar da amostra, i.e., a taxa de perda de massa e velocidade terminal. Para tanto, utilizamos modelos sofisticados de atmosferas em expansão na situação não-ETL, computados pelo código CMFGEN. Somos motivados a desenvolver tal pesquisa pelo fato de estrelas O8-9.5III possuírem luminosidades em log(L*=Lₒ) = 5.2, região apontada na literatura como crítica para o chamado problema dos ventos fracos, onde taxas de perda de massa de estrelas com luminosidades inferiores ao valor mencionado são ordens de grandeza inferiores às previstas teoricamente via simulações hidrodinâmicas. Entretanto, não existia até então uma análise tão detalhada dessa região de luminosidade. Tal problema é grave, uma vez que modelos evolutivos de ponta usam tais resultados hidrodinâmicos, potencialmente fornecendo trajetórias evolutivas incertas. Também temos como motivação obter uma melhor caracterização dos parâmetros físicos do vento para gigantes O do “tipo tardio", em decorrência da escassez de resultados na literatura para estrelas desse tipo. Apresentamos a metodologia criada para obtermos os parâmetros físicos e suas associadas incertezas. As principais linhas diagnóstico encontradas na região do ultravioleta são: Fe III-IV-V (temperatura efetiva), perfis P-Cygni de C IV λλ1548,1551 (velocidade terminal) e Si IV λλ 1394,1403 (taxa de perda de massa). Na região do óptico analisamos as intensidades das linhas de He I e He II, nos possibilitando investigar por determinações mais precisas para a temperatura efetiva. Os resultados obtidos para nossa amostra são analisados no chamado diagrama momento modificado do vento versus luminosidade estelar, em conjunto com outros dados para anãs e supergigantes O. Concluímos que gigantes O do “tipo tardio" apresentam “ventos fracos" e confirmamos a região de log(L*=Lₒ) = 5:2 como de transição para o problema dos ventos fracos. Nosso trabalho é o primeiro a mostrar a existência de “ventos fracos" em gigantes. Anteriormente, tal problema foi encontrado somente em anãs O do tipo tardio.