Doutorado: Estudo da estrutura dos envoltórios das Supergigantes B[e]

 

Resumo: Estrelas supergigantes B[e] (sgB[e]) são objetos raros e evoluídos. A duração de sua fase evolutiva ainda é incerta. Observacionalmente, o fenômeno B[e] é caracterizado por intensas linhas de emissão de Balmer, linhas de metais permitidas e proibidas, um forte excesso de infravermelho e polarização intrínseca não nula, o que aponta para uma estrutura circunstelar complexa e não esférica. Nesta tese, fizemos estimativas das polarizações intrínsecas e interestelares de sete sgB[e], algumas localizadas nas Nuvens de Magalhães e outras em nossa Galáxia. Também apresentamos um estudo da estrutura do envoltório da \rmc, uma sgB[e] na Grande Nuvem de Magalhães, com base em dados espectropolarimétricos complementados por fotometria do visível ao infravermelho médio. Adotamos um modelo de vento de duas componentes: um vento equatorial lento e denso, onde grãos de poeira podem se formar, e um vento polar rápido. Os cálculos de transferência radiativa foram feitos com o código de transferência radiativa HDUST. Para comparar os modelos com os dados observacionais, adotamos estatística Bayesiana e inferimos funções de densidade de probabilidade para cada parâmetro com base em uma grade de 3240 modelos pré-computados. O modelo foi capaz de reproduzir, com precisão, tanto a SED, em várias ordens de magnitude, quanto o espectro polarizado. No entanto, apesar de investigações detalhadas, nossos modelos não conseguiram reproduzir a intensa emissão de H$\alpha$. Concluímos, com esses resultados, que nosso modelo consegue representar a região equatorial densa (SED e polarização), no entanto, ele não consegue representar com precisão o extenso volume de emissão esperado para o H$\alpha$. Nossos resultados sugerem que o vento possui uma grande taxa de perda de massa de $6,9 \times 10^{-6}\,\mathrm{M_{\odot}\, yr^{-1}\, sr^{-1}}$. A parte densa do vento está confinada em um ângulo de abertura de $12^{\circ}$. Os grãos de poeira mais quentes estão localizados aproximadamente a 250\,$R_{*}$ da estrela central e têm uma temperatura de aproximadamente 930\,K. Além disso, os grãos de poeira são bastante porosos, com uma densidade média de apenas 0,063\,$\rm{g,cm^{-3}}$. A temperatura da estrela central inferida foi mais quente (\teff\,$=28.000$,K) do que estimativas anteriores da literatura. Constatamos, comparando modelos com diferentes componentes, que o gás desempenha um papel vital na absorção da radiação ultravioleta da estrela central, protegendo a poeira. Também constatamos que a poeira espalha fótons ultravioletas de volta para as regiões internas do envoltório, aumentando assim sua temperatura e emissão de H$\alpha$. Em outras palavras, a presença de poeira aumenta a emissão de gás na forma de H$\alpha$. Por fim, concluímos que apenas um modelo auto-consistente, que leve em conta a interação complexa entre o gás e poeira, pode reproduzir adequadamente as sgB[e]s e objetos similares.
Palavras-chave: supergigantes, material circunstelar, polarização, espalhamento, transferência radiativa, estrelas: ventos, outflows