An interferometric view of hot star disks

Interferometria óptica de longa linha de base recentemente estabeleceu-se como uma técnica capaz de resolver estrelas e seus ambientes circunstelares no nível de mili segundos de arcos (mas). Esta alta resolução abre uma janela inteiramente nova para o estudo de sistemas astrofísicos, fornecendo informações inacessíveis por outras técnicas.

Discos astrofísicos são observados numa ampla variedade de sistemas, de galáxias à discos planetários, em geral compartilhando de processos físicos similares. Dois sistemas de discos foram estudados nesta tese: (i) o estrelas B ricas em He e que possuem campos magnéticos da ordem de kG e que confinam seus ventos em estruturas chamadas magnetosferas; e (ii) estrelas Be, estrelas de rotação rápida que criam um disco circumstelar viscoso.

Este estudo usa a técnica interferométrica para investigar ambas a própria fotosfera e o ambiente circunstelar destas estrelas. O objetivo é combinar a interferometria com outras técnicas observacionais (tal como espectroscopia e polarimetria) para realizar uma descrição física completa e precisa destes sistemas. Esta descrição é acompanhada por modelos de transferência radiativa executados pelo código hdust.

A primeira deteção segura de uma magnestosfera de estrela quente em polarização no contínuo é relatada, como um resultado da campanha de monitoramento de Sigma Ori E no Observatório Pico dos Dias (OPD/LNA). Os dados polarimétricos foram modelados por um modelo “alteres+disco” de espalhamento simples, que descreve as magnetosferas como constituídas de duas estruturas esferoidais (na intersecção dos equadores de rotação e o magnético) e um disco circunstelar no equador magnético. A modelagem polarimétrica prevê uma menor razão entre a massa do blob e o disco que o previsto pelo modelo RRM (Rigid Rotating Magnetosphere), que provê uma boa descrição espectroscópica destas magnetosferas.

Além de Sigma Ori E, nós apresentamos as primeiras detecções polarimétricas das magnetosferas de HR 7355 e HR 5907. Nossa análise indica que estas estruturas compartilham propriedades similas, como amplitude da modulação polarimétrica e distribuição de massa. No caso de HR 5907, nós também apresentamos a primeira detecção interferométrica de uma magnetosfera com amplitude de fase diferencial de certa de 3 graus com o AMBER-VLTI/ESO. 

Um novo fenômeno interferométrico, chamado de CQE-PS (Central Quasi-Emission Phase Signature), foi descrito e identificado como um ferramenta útil para o estudo de discos circunstelares de Be, em particular para estrela do tipo shell. Devido um formato de 'S' nas fases diferenciais ocorre quando o disco obscurece parte da fotosfera estelar. Esta absorção do disco altera o sinal da fase principalmente próximo aos comprimentos de onda do repouso e pode introduzir um reverso central no perfil das fases. Este fenômeno pode ser usado para sondar o tamanho do disco, densidade e inclinação radial. Ele pode até fornecer uma estimativa para o (máximo) tamanho angular estelar.

A fotosfera da estrela Be Achernar foi estudada em detalhes usando visibilidades de alta precisam e informação de fechamento de fase do PIONIER-VLTI/ESO. Esta é a primeira caracterização fotosférica de precisão de uma estrela Be e é, até o momento, a caracterização da estrela de maior massa de taxa de rotação. O perfil de linha variável de Achernar e frequências fotométricas de alta-precisão foram analizadas à luz destes novos parâmetros. Estes resultados tem grande significância para modelos estelares and para as estrelas Be, tal como a determinação do coeficiente de escurecimento gravitacional.

Nós apresentamos o projeto BeAtlas como parte do grupo BeACoN do IAG-USP. Ele consiste de uma grade sistemática de modelos de estrelas Be gerados pelo código hdust com o objetivo de uma investigação abrangente de estrelas Be e seu ``estado da arte'' em modelagem, o VDD (Viscous Decretion Disk). Como primeira aplicação do projeto, nós argumentamos que Achernar não é uma estrela típica de sequência principal, mostrando características de uma estrela deixando a sequência principal: ela exibe um grande tamanho e uma luminosidade mais alta que o esperado para sua massa.

A recente ejeção por Achernar foi investigada e modelada. Para a análise da atividade, a amplo conjunto de dados observacionais foi obtido, tal com espectrointerferometria AMBER, espectroscopia FEROS (ESO) e polarimetria óptica (OPD/LNA). Estas observações contém o primeiro estudo espectro-interferométrico da evolução de um disco Be, angularmente resolvendo o disco em crescimento.

A evolução secular do recém formado disco é caracterizada e a prescrição de modelagem VDD foi empregada. A análise interferométrica AMBER não mostra evidência de um vento polar nesta fase ativa. A espectrocopia Halfa exibe uma lenta e gradual evolução, e alcança um regime quase estacionário somente após aprox. 1,6 anos. Esta característica permitirá estimar o coeficiente de difusão viscosa através da modelagem dinâmica VDD