@PHDTHESIS{ 2018:2081964820,
 	title = {Estudo dos Parâmetros Físicos de Estrelas com o Fenômeno B[e] na Galáxia e nas Nuvens de Magalhães.},
 	year = {2018},
 	url = "http://localhost:8080/tede/handle/tede/84",
 	abstract = "Resumo As estrelas com o fenômeno B[e] são caracterizadas pela presença no espectro óptico de estrelas de tipo B de: intensas linhas em emissão da série de Balmer; linhas permitidas em emissão de metais uma vez ionizados, como por exemplo as do Fe II; e linhas proibidas em emissão de [Fe II] e [O I]; além disso, esses objetos apresentam um forte excesso no infravermelho próximo e médio, devido à poeira circunstelar. Estas características espectrais não são intrínsecas destes objetos, mas estão relacionadas com suas propriedade circunstelares. Além disso, os objetos que mostram o fenômeno B[e] dividem-se em quatro grupos diferentes de acordo com os seus estágios evolutivos: i) as estrelas pré-sequencia principal de massa intermediaria, as Herbig AeB[e]; ii) as supergigantes B[e]; iii) as nebulosa planetárias compactas, as cPNB[e], e iv) as estrelas simbióticas B[e], as SymB[e]. Entretanto mais de 50% dos objetos que evidenciam o fenômeno B[e] tem o estágio evolutivo pouco ou não conhecido, sendo chamados de estrelas B[e] não classificadas. Sendo assim, esta tese consiste no estudo das estrelas com o fenômeno B[e] na Galáxia e nas Nuvens de Magalhães e para isso, o nosso estudo é divido em duas parte: Na primeira parte analisamos 12 estrelas B[e] e candidatas (8 da Galáxia, 2 da Grande Nuvem de Magalhães e 2 da Pequena Nuvem de Magalhães). Com base na análise de espectros de alta resolução (FEROS) e dados fotométricos, confirmamos a presença do fenômeno B[e] para 11 objetos da nossa amostra. Utilizando distintos métodos indiretos derivamos a temperatura efetiva, tipo espectral, classe de luminosidade e extinção interestelar. Além disso, com base nas distâncias fornecidas pelo Gaia Data Release 2 (Gaia DR2) também obtemos as magnitudes bolométricas, luminosidades e raios. A partir da posição no diagrama de HR sugerimos seus estágios evolutivos e como resultado, identificamos, estrelas B e B[e] supergigantes, candidatas a HAeB[e], e estrelas B[e] na sequência principal ou perto do seu final. No entanto, nossos resultados mais notáveis foram a identificação de ARDB 54, como a terceira supergigante A[e] descoberta (a primeira na LMC), e LHA 115-N82 que com base nas suas características espectrais e variações na curva de luz, pode ser uma LBV (Variável Azul Luminosa) impostora. A segunda parte desta tese é dedicada à criação de uma grade de modelos para as supergigantes B[e], com o código de transferência radiativa HDUST chamada SGBepAtlas. Ela considera um grande espaço de parâmetros, que inclui tanto os parâmetros estelares (temperatura efetiva, raio estelar e luminosidade), quanto os parâmetros circunstelares/vento do gás (taxa de perda de massa, estrutura da velocidade do vento, razão entre a perda de massa polar e equatorial, velocidade terminal e inclinações) e da poeira (tipo de grão, tamanho e densidade). A SGBepAtlas reproduz a distribuição espectral de energia (SED) do ultravioleta até rádio/milímetro e também os perfis das linhas do hidrogênio. Além disso, ela fornece medidas polarimétricas e também imagens em diferentes comprimentos de onda que nos permitem obter observáveis interferométricos no óptico e no infravermelho, como visibilidades e fases. Nesta tese foram criados cerca de ∼35000 modelos, o que corresponde a ∼20% do número total de modelos (174960) a serem criados com base no espaço de parâmetros para as supergigantes B[e]. Além disso, criamos rotinas que fazem o uso do método Monte Carlo Markov Chain, com a finalidade de determinarmos os melhores modelos, para as observações. Para testar as nossas rotinas, tomamos um modelo aleatório do SGBepAtlas com parâmetros conhecidos e ajustamos diversos observáveis (SED, larguras equivalentes e perfis de linha). Além disso, também modelamos a SED, e os perfis de linha de Hβ e Hα da estrela Hen 3-938, uma possível supergigante B[e]. No primeiro teste observamos que os parâmetros de entrada são bem similares aos parâmetros de saída. Já no segundo teste, os perfis de linha denão foram bem ajustados, uma possível explicação para isso, foi que a nossa grade considera somente um valor de perda de massa, apesar disso os nossos resultados obtidos são promissores.",
 	publisher = {Observatorio Nacional},
 	scholl = {Programa de Pós-Graduação em Astronomia},
 	note = {Divisão de Programas de Pós-Graduação - DIPPG}
}