Astronomia

As estrelas Supergigantes B[e] (sgB[e]) são estrelas raras, massivas e pós-Sequência Principal. Sua relação evolutiva com os outros tipos de objetos do diagrama H-R ainda é desconhecida. Essas estrelas possuem um material circunstelar não-esfericamente simétrico, gerando assim, uma polarização líquida na luz observada destes objetos.

O objetivo deste trabalho é estudar a estrutura dos envelopes de cinco sgB[e] nas Nuvens de Magalhães, utilizando dados espectropolarimétricos.

            As estrelas pobres em metais e enriquecidas em carbono (CEMP) são objetos de grande importância no estudo da formação da galáxia e evolução da primeira população estelar. As estrelas pobres em metais compreendem uma grande gama de tipos estelares em diferentes fases evolutivas. Dentre elas estão as estrelas RR Lyrae, utilizadas principalmente em estudos da dinâmica da população velha galáxia.

Há uma concentração de aglomerados globulares moderadamente pobres em metais no bojo galáctico, e muitos deles mostram um Ramo Horizontal Azul (BHB). Essas características juntas apontam para uma idade antiga. Para entender melhor a origem desses aglomerados, o estudo de seu padrão de abundâncias pode ajudar a identificar o tipo das primeiras supernovas nas partes centrais da Galáxia. O NGC 6522 na janela do Baade é um representante desta classe de aglomerados.

Os mecanismos de produção dos elementos químicos mais pesados do que o ferro nos estágios iniciais da evolução da Galáxia ainda permanecem pouco conhecidos. Muitos modelos tentam explicar esses fenômenos de nucleossíntese, e as observações das abundâncias dos elementos envolvidos, nos mais variados ambientes astrofísicos, são fundamentais como vínculos para essa multiplicidade. As estrelas pobres em metais enriquecidas em elementos do processo-r possuem um papel importante nesse contexto e foram os objetos de estudo do presente trabalho.

De acordo com o modelo sequencial de acreção, os planetas gigantes se formam através de um núcleo sólido a partir da captura de planetesimais. Esse núcleo, atingindo uma determinada massa, é capaz de capturar o gás residual do disco protoplanetário que constituirá o seu envelope, formando, então, um planeta gigante (Mizuno, 1980; Pollack et al., 1996).