Mestrado: O ciclo de vida de discos de decréscimo viscoso em torno de estrelas Be: parâmetros fundamentais de discos da LMC

Estrelas Be são estrelas B, na sequência principal, cercadas por um disco circunstelar auto-ejetado cuja evolução é governada pela viscosidade. Essas estrelas são conhecidas por exibirem variabilidade em todos os observáveis e em uma ampla variedade de escalas de tempo, por apresentarem altas taxas de rotação e pulsações não-radiais e por não possuírem campos magnéticos em larga escala. O modelo de decréscimo viscoso (VDD) vem sendo empregado na literatura, de forma satisfatória, para modelar os discos de estrelas individuais e, mais recentemente, amostras de estrelas. Entretanto, ainda é necessário muito trabalho para que os dois parâmetros fundamentais destes discos, a saber, o valor da viscosidade e a taxa de decréscimo viscoso, sejam melhor compreendidos. Curvas de luz de estrelas Be nos oferecem a oportunidade de estudar estes parâmetros, bem como caracterizar a variabilidade destes discos. Utilizamos um procedimento de modelagem (\textit{pipeline}) que foi recentemente apresentado na literatura, e que foi aplicado para uma amostra de estrelas Be da Pequena Nuvem de Magalhães (Rímulo et al. 2018). A \textit{pipeline} utiliza curvas de luz sintéticas, que combinam simulações hidrodinâmicas com cálculos de transferência singular, para modelar os dados observacionais. Nesta dissertação utilizamos a grade de modelos de (Rímulo et al. 2018) para estudar uma amostra de curvas de luz da Grande Nuvem de Magalhães observadas pelo levantamento OGLE, cuja janela observacional é de, aproximadamente, 18 anos. Foram analisadas 83 estrelas e 120 eventos de formação e dissipação de disco visando oferecer uma estimativa estatisticamente significativa dos parâmetros estelares (massa, rotação e idade), geométrico (ângulo de inclinação) e do disco (viscosidade, densidade e taxas de perda de massa e momento angular). A taxa de perda de massa e momento angular para os discos mais densos da nossa amostra é da ordem de  5 x10^-9 M_sun/ano e 10^37 g cm²/s. Os valores desses parâmetros estão abaixo do previsto por modelos de evolução estelar em alta rotação, resultado semelhante ao estudo anterior feito para a SMC. Em nossa análise, exploramos a possibilidade da viscosidade possuir valores diferentes durante as fases de construção e dissipação do disco. Os valores médios encontrados são da ordem de alguns décimos, resultado que é consistente com trabalhos recentes na literatura, além de ser compatível com estimativas desse parâmetros para novas anãs. Entretanto, nossos resultados para a viscosidade média da fase dissipativa é 10 vezes menor (0,02^+0,24_-0,01).

Por um lado, há uma semelhança qualitativa entre o estudo para a SMC e nosso resultado, pois em ambos os casos α_bu > α_d. Por outro lado, o valor médio de α_d para a LMC é muito menor que para a SMC, um resultado consistente com o fato de termos observado em nossa amostra eventos de dissipação de disco muito longos.

Os resultados aqui apresentados devem ser vistos ainda com cautela, pois ainda se fazem necessários o cômputo de uma grade hidrodinâmica apropriada à LMC e uma melhor estimativa do avermelhamento interestelar.  Uma vez concluídos, os resultados para a rica amostra aqui levantada contribuirão para o estudo dos processos de perda de massa em estrelas Be e da viscosidade associada a estes discos.