Doutorado: Os ciclos de vida dos discos viscosos de decreção de estrelas Be: parâmetros fundamentais de discos na Pequena Nuvem de Magalhães

 

Estrelas Be são estrelas massivas na sequência principal, com emissões em seus espectros que se originam de um disco circunstelar gasoso. Embora o modelo de disco viscoso de decreção (“viscous decretion disk” - VDD) seja capaz de explicar satisfatoriamente a maior parte das observações, dois ingredientes físicos: a magnitude da viscosidade () e a taxa de injeção de massa no disco, ainda são muito pouco conhecidas. Além disso, muito trabalho ainda precisa ser feito para que entendamos os ciclos de vida desses discos: quão rápido eles crescem e dissipam, quanto tempo eles duram, etc. As curvas de luz de estrelas Be que produzem eventos de formação e dissipação de disco oferecem uma oportunidade de se estudar os seus ciclos de vida e de estimar as propriedades fundamentais dos discos. Uma lista de procedimentos (um “pipeline”) foi desenvolvida para modelar esses eventos. Ela usa uma grade de curvas de luz sintéticas, computadas a partir de simulações hidrodinâmicas detalhadas combinadas com cálculos de transferência radiativa. A comparação entre modelos e dados foi possível utilizando-se de duas leis empíricas que descobrimos, que imitam bastante o perfil fotométrico dos eventos. 

Uma amostra de 54 estrelas Be do “survey” OGLE na direção da Pequena Nuvem de Magalhães (“Small Magellanic Cloud” - SMC) foi selecionada para este estudo. As taxas típicas de perda de massa e momento angular associadas aos eventos são da ordem de  ~10-10 Msun/yr e ~5 x 1036 g cm2/s2, respectivamente. Nós demonstramos que o momento angular perdido pela estrela, mesmo para os eventos associados aos discos mais densos, ainda está abaixo que o requerido pelos melhores modelos de evolução estelar, de tal forma que as estrelas não alcancem suas velocidades de ruptura (“break-up velocities”). Nossos números oferecem, pela primeira vez, restrições aos mecanismos internos de transporte de momento angular de estrelas massivas em alta rotação. Este trabalho também aumentou em 54 vezes o número de estrelas Be cujos parâmetros  foram determinados, e ele representa a primeira determinação estatística do parâmetro  para estrelas Be. Os valores de  encontrados são, tipicamente, da ordem de alguns décimos, consistentes com os resultados recentes na literatura e com os valores encontrados para as novas anãs, mas maiores que os preditos pela teoria atual. Considerando a amostra como um todo, o parâmetro de viscosidade é aproximadamente duas vezes maior na formação (<bu> = 0.63) do que na dissipação (<d> = 0.29). Pesquisa futura é necessária para verificar se essa tendência é real ou um resultado de nossas considerações feitas nos modelos. Se real, este fenômeno merece ser melhor investigado, já que ele pode fornecer indícios da origem da viscosidade anômala de discos astrofísicos. No futuro próximo, nós estenderemos o nosso trabalho para estrelas Be da Pequena Nuvem de Magalhães (“Large Magellanic Cloud” - LMC) e da Galáxia, através do uso dos muitos “surveys” fotométricos disponíveis que contêm coberturas temporais de anos.