Detalhes bibliográficos
| Ano de defesa: |
2023 |
| Autor(a) principal: |
Seriacopi, Daiane Breves |
| Orientador(a): |
Não Informado pela instituição |
| Banca de defesa: |
Não Informado pela instituição |
| Tipo de documento: |
Tese
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| Tipo de acesso: |
Acesso aberto |
| Idioma: |
por |
| Instituição de defesa: |
Biblioteca Digitais de Teses e Dissertações da USP
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| Programa de Pós-Graduação: |
Não Informado pela instituição
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| Departamento: |
Não Informado pela instituição
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| País: |
Não Informado pela instituição
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| Palavras-chave em Português: |
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| Link de acesso: |
https://www.teses.usp.br/teses/disponiveis/14/14131/tde-15022024-152804/
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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 mc, 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 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 $6.6 \\times 10^\\,\\mathrm{M_{\\odot}\\, yr^\\, sr^}$. A parte densa do vento está confinada em um ângulo de abertura de $11^{\\circ}$. Os grãos de poeira mais quentes estão localizados aproximadamente a 277\\,$R_{*}$ da estrela central e têm uma temperatura de aproximadamente 870\\,K. Além disso, os grãos de poeira são bastante porosos, com uma densidade média de apenas 0.051\\,$m{g\\,cm^}$. A temperatura da estrela central inferida foi mais quente (\\teff\\,$=27\\,000$\\,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. |
