Projeto Observacional para 2020A - OI2020A-042

Autor: Cesar Augusto Huanca Condori
Instituição: ON

Co-autores:
Carlos Guerrero
Rubber Ramiro Munoz

Título: Estrelas em Fases de Transição

Resumo: Nos últimos anos os modelos de evolução estelar têm tido um grande avanço, obtendo grande concordância com as observações, graças a inclusão de ingredientes como: rotação, perda de massa e diferentes metalicidades. Apesar destes avanços, ainda existem fases da vida das estrelas de diferentes massas, que por serem curtas e com poucos objetos identificados, são ainda pouco conhecidas, sendo que algumas delas não estão até mesmo incluídas em trilhas evolutivas. Entre estas fases, também chamadas fases de transição, temos as estrelas Variáveis Azuis Luminosas (LBVs) e os objetos que apresentam o fenômeno B[e]. O fenômeno B[e] foi caracterizado por Zickgraf et al. (1998) pela presença no espectro óptico de estrelas do tipo B, de intensas linhas em emissão de Balmer, linhas em emissão permitidas de baixa excitação de elementos uma vez ionizados, como exemplo o Fe II, e também linhas proibidas em emissão do [Fe II] e [O I]. Além disso, estes objetos apresentam um excesso no infravermelho próximo e médio, devido à poeira circunstelar (CS). Os objetos que evidenciam este fenômeno dividem-se em 4 grupos: pré-sequência principal de massa intermediária (Herbig Ae/B[e]), nebulosas planetárias compactas (cPNB[e]), estrelas simbióticas (SymB[e]) e estrelas supergigantes de alta massa (sgB[e]). 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 (unclB[e]). Atualmente, o número de estrelas com o fenômeno B[e] é de cerca de 165, incluindo as estrelas unclB[e], e candidatos (estrelas que aparentemente tê! m o fenômeno B[e]) (Condori et al. 2019). Por outro lado, as LBVs são estrelas evoluidas de alta masa, caracterizadas principalmente por forte variabilidade espectroscópica e fotométrica, causada por episódios de perda de massa. AsLBVs mostram altas luminosidades e altas temperaturas efetivas. Conforme observado por Humphreys e David-son (1994), as LBVs estão localizados em duas faixas principais no diagrama de HR, relacionadas aos estágios de quiescência e erupão. A temperatura efetiva na fase de erupção parece ser constante para todos as LBVs, mas durante a quiescência parece ser uma função da luminosidade estelar. Uma grande fração desses objetos mostra uma nebulosa de poeira CS com morfologias muito diferentes, que pode surgir dos episódios eruptivos ou de uma fase anterior de super-gigante vermelha. No entanto, devido à sua grande escala e rápida variação, a nebulosa LBV nos impede de obter informações sobre a geometria do vento perto da estrela. Sendo assim, observações fotometricas das estrelas B[e] nos permitirão identificar a variabilidade e a fração binária dessas estrelas. No caso de estrelas LBV, observações fotometricas contínuas nos permitirão identificar se estão em fase quiescência e erupão. Assim, propomos o uso do telescopio IAG para estudar uma amostra de 8 estrelas B[e] e 5 LBV. Vale a pena mencionar, que alguns objetos de nossa amostra foram observados com o espectrógrafo Echelle do Observatório San Pedro Martir no México.