II WORKSHOP :NOVA FÍSICA NO ESPAÇO

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Elisabete M. de Golveia Dal Pino

FORMAÇÃO DE POEIRA E SEUS EFEITOS NA ACELERAÇÃO DE VENTOS

EXPLOSÕES ASSIMÉTRICAS E JATOS SUPERSÔNICOS

Elisabete M. de Gouveia Dal Pino

Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas

Universidade de São Paulo, Brasil

Sumário Há uma profusão de fenômenos astrofísicos de altas energias que envolvem a ejeção violenta de parte ou da totalidade da matéria da fonte. Entre estes, possivelmente os exemplos mais espetaculares são as explosões de supernovas e a produção de jatos supersônicos altamente colimados que transportam o excesso de momento angular da fonte central e surgem tanto em proto-estrelas de baixa-massa, como nos estágios finais da evolução de estrelas supermassivas, e também nas vizinhanças de buracos negros ao centro de sistemas estelares binários (microquasares) e de galáxias ativas ou quasares.

Figura 1. A explosão de uma superonva de tipo Ia principia em uma anã branca como uma deflagração laminar ao centro da estrela e rapidamente diversas instabilidades hidrodinâmicas, em particular, a Rayleigh-Taylor (R-T), começam a agir. Um regime de combustão turbulentpidamente alcançado pela chama e mantido até que a transição à detonação tenha lugar. Na presença do campo magnético da anã branca (considerado dipolar), a frente de combustão termonuclear é afetada pelo campo através da inibição da instabilidade R-T na direção normal às linhas do campo. Como consequência, uma assimetria se desenvolve entre os eixos polar e equatorial que empresta à estrela incendiante uma forma prolata (Ghezzi, de Gouveia Dal Pino & Horvath, 2001). Computando a assimetria total integrada à medida que a chama propaga pelas camadas externas de densidade decrescente da estrela magnetizada em expansão, verificamos que assimetrias de até 50% sãoproduzidas entre os eixos para progenitoras com campo magnético ~ 5 10⁷ G e uma escala de saturação da ordem de 20 vezes a espessura da chama. Tais assimetrias poderiam explicar as assimetrias detectadas recentemente através de observações espectropolarimétricas de remanescentes de supernovas bem jovens (Ghezzi, de Gouveia Dal Pino & Horvath, 2003).

Nesta palestra, discutirei alguns desses fenômenos e a importância da presença de campos magnéticos na sua produção, na determinação da geometria das fontes e na aceleração do material ejetado. Particular ênfase será dada a supernovas de tipo Ia, as quais originam-se da explosão termonuclear de anãs brancas em sistemas binários; e a estrelas de nêutrons (NS) em transições de fase a matéria de quarks. Em ambos os casos, discutirei o papel do campo magnético na colimação das fontes progenitoras durante o processo de deflagração. No primeiro caso (Figura 1), essa colimação poderia explicar observações recentes de remanescentes de supernovas de tipo Ia bem jovens com evidências de explosões assimétricas (Ghezzi, de Gouveia Dal Pino & Horvath 2001, 2003). No segundo caso (Figura 2), a colimação do núcleo de uma estrela de NS causada pelo campo magético durante a transição de fase oferece um mecanismo potencial para a geração de surtos de raios gama (GRBs) colimados de curta duração (Lugones, Ghezzi, de Gouveia Dal Pino & Horvath 2002).

Figura 2. O mesmo mecanismo discutido na Figura 1 aplicado à transição de fase de matéria de nêutrons a matéria estranha de quarks (SQM) no interior de uma estrela de NS, mostra que a influência de seu campo magnético interno (~10¹³ G, também possui um efeito dramático na propagação da frente de deflagração, gerando uma forte assimetria no recém formado núcleo que lhe dá uma forma de cilindro. Essa assimetria acarreta uma emissão bipolar de neutrions-antineutrinos. Esses pares, por sua vez, aniquilam-se, em pares e+e- imediatamente acima das calotas polares. Isso dá origem a uma fireball relativística com a produção de surtos de raios gama (GRBs) de curta duração (~0.2 s), com energias ~10⁵² erg (Lugones, Ghezzi, de Gouveia Dal Pino & Horvah 2002).

Também discutirei resultados recentes de simulações numéricas hidrodinâmicas tridimensionais de: jatos proto-estelares e ventos estelares em interações com o meio interestelar (e.g., Figuras 3 e 4) (Raga, de Gouveia Dal Pino, Noriega-Crespo, Mininni & Velazquez 2002; Maciadri, de Gouveia Dal Pino, Raga & Noriega-Crespo 2002; Melioli, de Gouveia Dal Pino & D’Ércoli 2003); dos ventos colimados supersônicos da estrela supermassiva h-carina (Gonzalez, de Gouveia Dal Pino, Raga & Cantó 2003); e dos jatos superluminais de microquasares da Galáxia, a fim de determinar se seus nós são balísticos ou dissipativos (como fireballs) (Figura 5) (de Gouveia Dal Pino, Raga & Masciadri 2003).

Figura 3. Evolução temporal da distribuição de densidade da fatia central de um jato proto-estelar pulsante e precessante colidindo com uma nuvem do meio interestelar. O jato está sujeito a perdas radiativas do gás atômico e molecular. Os mapas foram gerados a partir da simulação numérica 3-D hidrodinâmica efetuada com o código YGUAZU de rede adaptativa. A densidade é mostrada em escala logarítmica cinza com valores dados em g cm^-3. O jato possui densidade, temperatura e velocidade média iniciais de 50 cm^-3, 1000 K, e 300 km/s, respecitvamente. A nuvem possui densidade e temperatua iniciais de 5000 cm^-3 e 1 K; e o meio ambiente de 10 cm^-3 e 1000 K. O modelo reproduz satisfatoriamente as observações do sistema de jatos HH270/110 interagindo com uma nuvem do meio interestelar e, em particular, os movimentos próprios dos nós de HH110 (extraído de Raga et al. 2002).

Figura 4. Até bem recentemente acreditava-se que os jatos proto-estelares possuíam tamanhos típicos ~ 0.1 pc, ou seja, não superiores ao tamanho do pequeno glóbulo de nuvem que deu origem à estrela progenitora. Hoje sabe-se que na verdade muitos desses jatos fazem parte de sistemas bem maiores, com dimensões que podem alcançar alguns pcs, estendendo-se por extensa área do meio interestelar por escalas de tempo dinâmico ~10⁴ anos. A Figura mostra a evolução temporal dos mapas de intensidade Ha de um jato proto-estelar gigante, pulsante e precessante, construído a partir de simulação numérica 3-D hidrodinâmica com o código YGUAZU. Nesse modelo o período e meio-ângulo de precessão são de 12000 anos e 6^o, respectivamente. A velocidade do jato é de 300 km/s e o período de variação de velocidade responsável pela formação da cadeia de choques (ou nós) internos é de 1010 anos. Esses mapas reproduzem de modo bastante realístico os mapas observados do jato gigante HH34, inclusive seu padrão de desaceleração à medida que se afasta da fonte, indicando que o mecanismo de desaceleração pode ser atribuído à deposição lateral progressiva de momentum pelos choques internos ao longo do jato com um padrão de precessão apropriado (extraído de Masciadri et al. 2002; veja também de Gouveia Dal Pino 2001).

Finalmente será discutida a formação e aceleração das componentes superluminais nos jatos dos microquasares por processo de reconexão magnética no disco de acresção ao redor do buraco negro central. Quando linhas de campo magnético de polaridade oposta encontram-se, elas se aniquilam e reconectam em seguida formando uma nova configuração de campo (e.g., Lazarian & Vishniac 1999). Nesse processo, às vezes rápido e explosivo, ocorre a liberação de grande parte da energia magnética estocada nos campos originais, a qual deve aquecer e acelerar o plasma. Esse é o mecanismo responsável pela energia liberada nos flares solares e também pela aceleração dos raios cósmicos solares. O mesmo processo foi proposto recentemente para a produção de raios cósmicos ultra-energéticos na magnetosfera de pulsares jovens (de Gouveia Dal Pino & Lazarian 2000, 2001). Do mesmo modo, a reconexão das linhas de campo magnético no plasma coronal logo acima do disco de acresção que circunda o buraco negro dos microquasares é capaz de liberar a energia necessária para aquecer o gás a dezenas de milhões de graus Kelvin, produzindo a emissão raio-X, e acelerar os elétrons térmicos a velocidades relativísiticas por mecanismo de Fermi de primeira-ordem no sítio de reconexão, produzindo as ejeções aparentemente superluminais com espectro de emissão rádio de lei de potência, tal como observado (de Gouveia Dal Pino, Lazarian & Mirabel 2003).

Figura 5. Mapeamento da fatia central da distribuição de temperatura de um jato relativístico pulsante e precessante produzindo uma cadeia de nós. Essa simulação 3-D hidrodinâmica visa reproduzir o movimento das componentes superluminais dos jatos dos microquasares (e também de certos quasares). Os resultados sugerem que as componentes são ejeções balísticas resultantes da amplificação de pulsos causados por variações mais ou menos periódicas na velocidade de injeção do jato contínuo. Essa conclusão opõe-se a modelos prévios que sugerem que as componentes superluminais são puramente resultado da precessão do jato com velocidade constante, descrevendo um movimento helicoidal em relação à linha de visada (de Gouveia Dal Pino, Raga & Masciadri 2003).

Referências

- de Gouveia Dal Pino, E.M. 2001, ApJ, 551, 347

- de Gouveia Dal Pino, E.M., & Lazarian, A. 2000, ApJ, 536, L31

- de Gouveia Dal Pino, E.M., & Lazarian, A. 2001, ApJ, 560, 358

- de Gouveia Dal Pino, E.M., Lazarian, A., & Mirabel, F. 2003 (in prep)

- de Gouveia dal Pino, E.M., Raga, A., & Masciadri, E. 2003 (in prep.)

- Ghezzi, C.R., de Gouveia Dal Pino, E.M., & Horvath, J.E. 2001, ApJ, 548 , L193

- Ghezzi, C.R., de Gouveia Dal Pino, E.M., & Horvath, J.E. 2002 (submetido)

- Gonzalez, R., de Gouveia Dal Pino, E.M., Raga, A., & Cantó, J. 2003 (in prep.)

- Lazarian, A., & Vishniac, E. 1999, ApJ, 517, 700

- Lugones, G., Ghezzi, C.R., de Gouveia Dal Pino, E.M., &

- Horvath, J.E 2002, ApJ. Lett., 582

- Masciadri, e., de Gouveia Dal Pino, E.M., Raga, A., & Noriega-

- Crespo, A. 2002, ApJ, 580, 950

- Melioli, C., de Gouveia Dal Pino, E.M., & D’Ércole, F. 2003 (in prep.)

- Raga, A., de Gouveia Dal Pino, E.M, Noriega-Crespo, A.,

- Mininni, P., & Velazquez, P. 2002, A&A, 392, 267

NUMERICAL MODELING OF THE BIPOLAR OUTFLOWS OF ETA-CARINAE

R. F. Gonzalez (IAG-USP), E. M. de Gouveia Dal Pino (IAG-USP),
A. C. Raga (ICN-UNAM), P. F. Velazquez (ICN-UNAM)

We present preliminary results of 2-D gas dynamics simulations of the formation and evolution of Eta-Carinae bipolar humunculus structure. For this aim, we have employed a version of the hydrodynamical adaptative grid-based code YGUAZU (developed by Raga et al. 2000), assuming an interacting stellar wind scenario (e.g., Frank et al. 1995) where a high velocity spherical stellar wind interacts with an anisotropic low-speed outflow previously ejected.

SUPERNOVA EFFICIENCY IN HEATING THE
INTERSTELLAR MEDIUM OF STARBURST GALAXIES

Claudio Melioli (IAG/USP), Elisabete M. de Gouveia Dal Pino (IAG/USP)

Annibale D'Ercole (Oss. Astr. di BO, Italy)

The interstellar medium heated by supernova explosions (SN) may acquire an expansion velocity larger than the escape velocity and leave the galaxy through a supersonic wind. Galactic winds are effectively observed in many local starburst -galaxies. SN ejecta are transported out of the galaxies by such winds which thus affect the chemical evolution of the galaxies. The effectiveness of the processes mentioned above depends on the heating efficiency (HE) of the SNs. In a starburst region several SN explosions occur at high rate inside a relatively small volume. A superbubble of high temperature and low density takes place, and in this environment the successive generations of SNRs do not reach high density during their expansion, their radiative losses remain negligible and it is common to assume a value of HE close to unity. But this assumption fails in reproducing both the chemical and dynamical characteristics of starburst galaxy. In order to solve this problem, we have constructed a simple semi-analytic model able to give us insights on the thermalisation of the ISM inside a starburst region. The most important physical phenomena are studied, assuming a three-phase medium composed by hot gas, SNR and clouds. The most important result is a very low SN efficiency value in the first 10 Myrs, which gets closer to 1 only after about 15-20 Myrs. On the whole, we can conclude that the HE has a depending-time trend as it results from initial conditions and parameter assumptions. This model allows to scale down typical HE values and explains the low values assumed in some chemical models (D'Ercole & Melioli, MNRAS, 2002). Presently, we are implementing a 3D, gasdynamical code aiming to check the SN HE estimates obtained from the analytical model above, by including all the SB environment contents and fully solving the chemo-dynamical equations of the three-phase system.