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.
MODELOS
UNIFICADOS DE AGNs
Zulema Abraham
Instituto
de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas
Universidade
de São Paulo, Brasil
Os Núcleos Ativos de Galáxias são classificados a
partir de várias características observacionais, tais como existência de linhas
de emissão no seu espectro, distribuição de energia espectral no seu espectro
contínuo, luminosidade bolométrica, etc. Alguma destas propriedades seriam
intrínsecas aos objetos e outras geométricas, devidas a posição do observador
com relação à fonte emissora. Neste trabalho apresentamos uma revisão dos
diagnósticos observacionais que permitem separar estas propriedades,
especialmente os relacionados com variabilidade e estruturas em escalas de
parsec, e dos modelos que explicam os espectros contínuos, fazendo ênfase nas
diferenças entre quasares e blazars.