Curso de Ventos Estelares Marcelo Borges Fernandes.

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1 Curso de Ventos Estelares Marcelo Borges Fernandes

2 Programa 0– Revisão Histórica 1- Equações do Vento Estelar 2- Observações do Vento Estelar 3- Ventos Isotérmicos 4- Ventos não isotérmicos 5- Ventos Coronais 6- Ventos por Ondas Acústicas 7- Ventos dirigidos por Poeira 8- Ventos dirigidos por Linhas 9- Interação dos Ventos com o Meio Interestelar 10- Efeitos da Rotação e Perda de Massa 11- Evolução de Estrelas de Baixa Massa com Perda de Massa 12- Evolução de Estrelas de Alta Massa com Perda de Massa Ref: Introduction to Stellar Winds (Lamers & Cassinelli) Hidrodinâmica e Ventos Estelares (Walter Maciel) + artigos

3 Cronograma 25-29 datas disponíveis: 17/03 – tópico 0 15/05 – prova 1 30/06 - tópico 11 27/03 – tópico 1 19/05 – disc. P1 03/07 – tópico 12 31/03 – tópico 1 22/05 – tópico 8 07/07 – prova 2 07/04 – tópico 2 26/05 – tópico 8 10/07 – disc. P2 10/04 – tópico 2 29/05 – tópico 8 14/04 – tópico 3 02/06 – tópico 8 14/04 – tópico 3 05/06 – t. 9 (? C. Christi) 17/04 – tópico 4 09/06 – Nice (?) 14/07 - entrega 24/04 – t 4 (? São Jorge) 12/06 – Nice (?) das notas 28/04 – tópico 5 (al.1) 16/06 – tópico 9 05/05 – tópico 6 (al.2) 19/06 – tópico 9 (al. 1 - ingles) 08/05 – tópico 7 23/06 – tópico 10 12/05 – tópico 7 26/06 – tópico 10 (al. 2 - inglês)

4 Forma de Avaliação 1) Seminários: 2 seminários (2 tópicos, sendo um em inglês) N1 = média da nota dos seminários (peso 2) 2) Listas de exercícios (duas com 8 exercícios) N2 = média das notas das listas (peso 1) 3) Prova 1 = N3 (peso 1) 4) Prova 2 = N4 (peso 1) Prova = parte conceitual (sem consulta) + resolução de equações fora da lista (com consulta) Nota final: (2N1 + N2 + N3 + N4) / 5 entre 8.5 e 10 = A entre 7 e 8.5 = B entre 6 e 7 = C

5 Aula 1 – Revisão Histórica Definição de vento estelar: Fluxo contínuo de matéria ejetado por uma estrela: As camadas mais externas de muitas estrelas estão em um estado de rápida expansão contínua As estrelas não emitem apenas radiação, mas também partículas Influenciam profundamente a evolução estelar

6 Estrelas de alta massa ( 8 ≤ M (M  ) ≤ 120): Perdem mais da metade da M ZAMS antes de virarem supernova Estrelas de baixa massa (0.08 ≤ M (M  ) ≤ 3): Fases pós-sequência principal, especialmente a fase de AGB, são regidas pela perda de massa Estrelas de massa intermediária (3 ≤ M (M  ) ≤ 8):

7 Mecanismos para produção dos ventos diferem de acordo com a massa e luminosidade da estrela Diferentes tópicos deste curso Além disso: os ventos estelares fream a rotação estelar, com a perda de momento angular pelas estrelas, e são uma importante fonte de massa e energia no meio interestelar

8 Introdução Histórica Os termos “vento solar“ e “vento estelar” foram sugeridos por Eugene Parker em artigos de 1958 e 1960, mas a origem das idéias básicas são bem mais antigas. i) Primeira fase: 1572 - 1910 Tycho Brahe:observação de uma Nova (na realidade uma SN) Nascimento da astronomia estelar como sendo o estudo de objetos que não são corpos celestes perfeitos, que têm variabilidades, não são eternos…

9 i) Primeira fase: 1572 - 1910 Esta fase marca a percepção do fenômeno das Novas, indicando que as estrelas ejetam massa, que pode ser notada espectroscopicamente (perfis P-cygni) Esta fase vai da detecção de B Cas e P-Cygni (1600) até os estudos fotográficos no início do século XX Descoberta do efeito Doppler em linhas espectrais de estrelas (Campbell, 1882): não era ainda prova dos ventos! Somente com o advento da fotografia de envoltórias que se expandiam com o tempo e cujo centro era um objeto estelar 1600 - P Cyg de repente apareceu alcançando magnitude 3, depois enfraquecendo e desaparecendo à olho nu. 1655 - P-Cyg voltou a se tornar brilhante, chegando até magnitude 5 e onde se manteve constante. 1700 - P-Cyg começou a ter um vagaroso e gradual aumento.

10 ii) Segunda fase: 1913 - 1947 Esta fase marca o desenvolvimento de base teórica para a compreensão da estrutura das camadas externas e do vento solar e de outras estrelas: de Mitchell (cromosfera solar) até Sobolev (transferência de radiação através de linhas espectrais em atmosferas se expandindo). Trabalhos de Chandrasehkar Essa fase garante uma boa visão do fluxo de massa de estrelas quentes e uma compreensão da atmosfera solar externa

11 iii) Terceira fase: 1947 - 1967 Esta fase marca o desenvolvimento da teoria de vento solar e de um maior conhecimento sobre os «outflows», além da confirmação da perda de massa em estrelas gigantes frias: de Underhill (atmosferas de estrelas O estão se expandindo) até Weber & Davis (desenvolvimento das equações básicas da teoria de rotator magnético, explicando a baixa rotação do Sol). iv) Quarta fase: 1967 - 1982 Rápido desenvolvimento do tópico de Ventos Estelares graças ao advento dos foguetes e satélites.

12 iv) Quarta fase: 1967 – 1982 (na realidade até os dias de hoje) - Copernicus: UV - IUE (International UV Explorer) - IRAS (IR Astronomy Satellite) - EUVE (Extreme UV Explorer) - HST - ISO (IR Space Observatory) - Chandra: UV - XMM: UV - Rosat: UV Ventos estelares em todas as bandas espectrais!!!!

13 v) Quinta fase: 1982 – até os dias de hoje Esta fase marca o desenvolvimento da teoria considerando: - fenômeno dependente do tempo - instabilidades - rotação e pulsação levando a ventos não esféricos e variáveis - ventos em outras galáxias (Wof-Rayet galaxies) vi) Sexta fase: futuro Muitos aspectos ainda são incertos: - variabilidade dos ventos e os processos que levam a elas - papel dos campos magnéticos - melhor compreensão da rotação e das pulsações - expansão para o estudo de um número maior de estrelas extra- galácticas, diferentes Z (grandes telescópios)