Doutorado: Um Estudo Multitécnica da Evolução Dinâmica do Disco Viscoso ao Redor da Estrela ω CMa

Data: 
26/09/2018 - 10:00
Local: 
Auditório 2 do IAG (Rua do Matão, 1226, Cidade Universitária)


Defesa de tese de doutorado
Aluno: Sayyed Mohammad Reza Ghoreyshi
Programa: Astronomia
Título: Um Estudo Multitécnica da Evolução Dinâmica do Disco Viscoso ao Redor da Estrela ω CMa

Comissão julgadora
1) Prof. Dr. Alex Cavaliéri Carciofi - IAG/USP
2) Prof. Dr. Augusto Damineli Neto - IAG/USP
3) Prof. Dr. Marcos Perez Diaz – IAG/USP
4) Profa. Dra. Carol Evelyn Jones - UWO/Canada - por videoconferência
5) Prof. Dr. Jon Eric Bjorkman - University of Toledo/EUA - por videoconferência
6) Profa. Dra. Simone Daflon dos Santos – ON/Rio de Janeiro-RJ
 
 
Resumo
Estrelas Be são um subtipo específico de estrelas de sequência principal de tipo espectral B. Elas possuem características únicas tais como a presença de linhas de emissão em seu espectro, que se originam de um disco circunstelar. Nos últimos 50 anos, a estrela Be galáctica w CMa exibiu erupções quasi-regulares, a cada 8 anos aproximadamente, onde a estrela torna-se mais brilhante na banda V. Nestas erupções um novo disco se forma nos primeiros 3-4 anos e depois dissipa-se nos 4-6 anos seguintes. Temos acesso a uma base de dados rica (incluindo fotometria, polarimetria, interferometria e espectroscopia) de 28 CMa desde março de 1964, que cobre vários ciclos de erupções e quiescências. Assim, a natureza nos proveu um experimento perfeito para estudar como discos de estrelas Be crescem e dissipam-se.
Há um corpo de evidências cada vez maior que sugerem que os discos de estrela Be são bem descritos pelo modelo de decréscimo viscoso (VDD), segundo o qual a formação e estrutura do disco depende da viscosidade cinemática do gás. Entretanto, a maioria dos testes conduzidos com o VDD até o momento foram feitos para sistemas que não mostram forte variabilidade temporal. Usamos a rica base de dados de w CMa para conduzir o primeiro teste aprofundado do VDD em um sistema fortemente variável.
Usamos o código de transporte radiativo HDUST para analisar e interpretar os dados. Desta análise obtemos (1) um modelo fisicamente realista do ambiente circunstelar, (2) a viscosidade do gás, e (3) uma estimativa confiável das taxas de perda de massa e momento angular durante os eventos de formação do disco.
Nossas simulações conseguem reproduzir a variabilidade fotométrica muito bem, o que sugere que o modelo VDD descreve corretamente a evolução estrutural do disco. Mostramos que o parâmetro de viscosidade é variável, com valores entre 0.1 e 1. Adicionalmente, as fases de construção do disco têm valores de viscosidade maior. Contrariamente ao que se acredita, mostramos que durante a dissipação a taxa de perda de momento angular não é necessariamente nula, o que implica que w CMa não experimenta uma quiescência verdadeira, mas alterna entre uma fase de alta taxa de perda de momento angular (erupção) e uma fase de baixa taxa (quiescência).
Confrontamos as taxas de perda de momento angular com as preditas pelos modelos evolutivos de Genebra, e encontramos que nossas taxas são mais que 10 vezes menores que as taxas de previstas pelos modelos.
O modelo desenvolvido para reproduzir a curva de luz na banda V foi aplicado a vários outros observáveis. De forma geral, os resultados deste estudo multi-técnica foram muito positivos, com uma boa concordância com a fotometria multi-banda, polarização, e a maioria das características espectrais. Este é um resultado muito relevante, pois prova que um modelo que foi construído apenas a partir de vínculos para a interna do disco (a curva de luz na banda V), pode ser estendido para todo o disco e também outros processos físicos.
 
Palavras-chave: técnicas: fotométrica, espectroscópica, polarimétrica - estrelas: linha de emissão,  estrelas Be: perda de massa - estrelas: individuais: ω CMa.