FORMAÇÃO DE
POEIRA E SEUS EFEITOS NA ACELERAÇÃO DE VENTOS
ESTELARES E EM
SISTEMAS BINÁRIOS EM COLISÃO
Diego Falceta-Gonçalves,
Vera Jatenco-Pereira e Zulema Abraham
Instituto
de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas
Universidade
de São Paulo, Brasil
Observações comprovam a presença de grãos de poeira em ambientes
astrofísicos tais como ventos estelares e também em ventos de sistemas
binários, dentre outros. Em relação ao problema da aceleração de ventos
estelares, há na literatura modelos que utilizam o amortecimento de um fluxo de
ondas Alfvén como principal mecanismo de aceleração do vento composto somente
de prótons e elétrons. Entretanto, observações comprovam a presença de grãos de
poeira nesses sítios astrofísicos e desta forma, faz-se necessária a introdução
de grãos nos modelos de amortecimento de ondas MHD. No presente estudo, analizamos
os efeitos de um fluxo de ondas Álfvén agindo juntamente com a pressão de
radiação nos grãos como um mecanismo de aceleração em ventos de estrelas
?late-type?. A presença dos grãos é simulada através de um forte amortecimento
das ondas. Usamos um perfil de temperatura não isotérmico coerente com teorias
de formação de grãos. Examinamos as mudanças no perfil de velocidade do vento e
mostramos que se os grãos são criados na região 1.1 < r/ro <
2.0 a sua presença afetará a perda de massa e a velocidade terminal. O modelo é
aplicado a uma estrela supergigante K5 e a Betelgeuse (alfa Ori). Em relação à
sistemas binários massivos, praticamente todos apresentam altos fluxos de
raio-X, não originados nas estrelas, mas ao seu redor, indicando a presença de
ventos em colisão. Nós analisamos um modelo para explicar a curva de luz de
raio-X de eta Carinae que apresenta, próximo ao periastron, um aumento na
emissão raio-X seguida por um repentino decréscimo o qual permanece por ~ um
mês. Para mostrar que a colisão de ventos não somente aumenta a emissão em
raio-X mas também permite a formação de poeira, determinamos os parâmetros
físicos na região de choque e consideramos os principais mecanismos de
aquecimento e esfriamento radiativo para obter a evolução temporal da densidade
e temperatura. Aplicando o modelo à eta Carinae mostramos que o declínio no
fluxo de raio-X, observado em sua curva de luz, é uma consequência de sua alta
absorção pelos periódicos eventos de formação de grãos, próximo da passagem
pelo periastron. O melhor ajuste para a curva de luz nos permite determinar os
parâmetros orbitais e as taxas de perda de massa para o sistema binário.