Estrelas com Fenômeno B[e]

Abstract

Apesar dos avanços nos modelos de evolução estelar, ainda existem fases curtas da vida de estrelas de diferentes massas que não são bem conhecidas, sendo que algumas delas não estão até mesmo incluídas nas trilhas evolutivas. Entre estas fases, também chamadas de fases de transição, temos os objetos que apresentam o fenômeno B[e], que é caracterizado pela presença no espectro óptico de estrelas do tipo B de: intensas linhas em emissão da série de Balmer, linhas permitidas em emissão de metais uma vez ionizados, e linhas proibidas em emissão de [Fe II] e [O I]. Além disso, esses objetos também apresentam um forte excesso no infravermelho pró\-xi\-mo e médio, devido à poeira circunstelar. Os objetos que evidenciam este fenômeno dividem-se em 4 grupos diferentes de acordo com os seus estágios evolutivos. Sendo assim, temos o grupo de estrelas pré-sequência principal de massa intermediária (Herbig Ae/B[e]), nebulosas pla\-ne\-tá\-ri\-as compactas, estrelas simbióticas e estrelas supergigantes de alta massa. Entretanto, mais de 50$\%$ dos objetos com o fenômeno B[e] não tem o estágio evolutivo definido, sendo chamados de estrelas B[e] não classificadas. Esta dissertação de mestrado consiste na análise justamente de espectros de alta resolução (FEROS) e dados fotométricos de uma amostra de 5 estrelas B[e] não classificadas. Através dos espectros FEROS, obtivemos atlas espectrais e determinamos a velocidade radial e a extinção interestelar para todos os objetos da nossa amostra. Por outro lado, através da análise dos índices de cor observados, estimamos a extinção total e circunstelar e os parâmetros físicos da nossa amostra: tipo espectral, classe de luminosidade e temperatura efetiva; e através da posição no diagrama HR sugerimos um possível estágio evolutivo para cada um dos nossos objetos. Assim, evidenciamos que Hen 3-938 apresenta perfis P-Cygni, o qual é uma clara indicação de alta perda de massa, caracterizando uma supergigante, assim como a sua posição no diagrama HR. Já para MWC 939, Hen 3-1191, Hen 3- 1312 e V704 Cen, notamos a presença de perfis com pico duplo, indicando a possível presença de discos circunstelares, e permitindo estimarmos a velocidade de rotação projetada destes. Além disso para Hen 3-1312 e V704 Cen, identificamos claramente a presença de linhas de elementos altamente ionizados, favorecendo uma possível classificação como proto-nebulosas planetárias ou sistemas simbióticos. Esse cenário pode ser confirmado pelas suas posições no diagrama HR e também através de diagramas diagnóstico cor-cor, que indicaram uma possível natureza simbiótica para Hen 3-1312 (tipo D') e V704 Cen (tipo D). Entretanto, nos nossos espectros não detectamos bandas do TiO. Graças aos espectros no IV dos satélites Spitzer e ISO, identificamos a presença de química dupla (poeira rica em oxigênio e em carbono no mesmo ambiente) em Hen 3-1191 e Hen 3-1312, e também possivelmente em MWC 939, indicando mais uma vez uma possível natureza evoluida para estes objetos. Além disso, através da modelagem considerando a emissão de um corpo negro estimamos a temperatura da poeira responsável pela emissão no IV próximo e médio. Também realizamos a modelagem da distribuição espectral de energia (SED) para Hen 3-1191 e Hen 3-1312 utilizando o código CLOUDY, mas não obtivemos bons resultados, devido ao código considerar uma geometria circunstelar esfericamente simétrica, enquanto no\-ssos objetos apresentam uma geometria bem mais complexa. Portanto, como próximos passos, uma campanha observacional para a verificação de variações temporais e a aplicação de códigos numéricos que assumam diferentes geometrias circunstelares, se tornam necessários para a correta compreensão do estágio evolutivo destes curiosos objetos.