Observ´ aveis das estrelas Be

Estrelas Be mostram-se vari´aveis em todos os observ´aveis e em v´arias escalas de tempo. Acredita-se que essa variabilidade deva-se ao fato da perda de massa n˜ao ocorrer de maneira cont´ınua. Em muitos casos o disco ´e completamente dissipado para depois ser reconstru´ıdo, a exemplo da estrela Achernar (Faes, 2015). O modelo VDD explica essa situa¸c˜ao atrav´es de uma interrup¸c˜ao na alimenta¸c˜ao do disco, seguida pela difus˜ao viscosa do material, em que parte retorna `a estrela e o restante dissipa-se para o meio interestelar.

Um exemplo ´e mostrado na figura 1.2, onde s˜ao apresentadas as variabilidades nas magnitudes no vis´ıvel e infravermelho (bandas V e K), e na largura da linha Hα da estrela Be δ Scorpii. Antes de 2001 (JD 2451910) esta estrela apresentava-se sem disco, mas a partir de meados daquele ano, um disco come¸cou a se formar.

Figura 1.2: Exemplo de variabilidade temporal em trˆes observ´aveis da estrela Be δ Scorpii – magnitudes

Se¸c˜ao 1.3. Observ´aveis das estrelas Be 31

Figura 1.3: Modelo para uma estrela de tipo B1Ve com disco em decr´escimo viscoso (VDD ), exibindo a

contribui¸c˜ao acumulada do disco, i.e., a fra¸c˜ao dos observ´aveis `a medida que v˜ao sendo produzidos pelo

disco, conforme a distˆancia `a estrela. `A esquerda s˜ao apresentados os fluxos no cont´ınuo e `a direita s˜ao

apresentados as regi˜oes respons´aveis pela polarimetria na banda V e largura equivalente das linhas Hα e

Brγ. Os valores das abscissas s˜ao em termos do raio da estrela central. (Carciofi, 2011).

A figura 1.3 mostra que, no modelo VDD, cada um dos observ´aveis das estrelas Be est´a associado a uma regi˜ao diferente do disco: a polariza¸c˜ao na banda V ´e produzida na regi˜ao interna do disco e, portanto, nos fornece informa¸c˜oes dessa regi˜ao, enquanto a linha Hα ´e produzida em uma regi˜ao bem mais estendida. O mesmo ocorre para a emiss˜ao do disco no cont´ınuo: a emiss˜ao na banda V ´e praticamente toda produzida at´e um raio de 5 vezes o raio da estrela central, enquanto que a emiss˜ao em r´adio apenas come¸ca a acumular contribui¸c˜ao relevante dentro de aproximadamente 50 raios estelares.

1.3.1 Fotometria

H´a v´arias d´ecadas as variabilidades fotom´etricas de longo per´ıodo s˜ao conhecidas nas estrelas Be (e.g., Feinstein, 1975) mas, al´em destas, tamb´em h´a as de curta dura¸c˜ao. A natureza pode ser tanto peri´odica ou quasi-peri´odica, quanto irregular (Mennickent et al., 1994; Sterken et al., 1996). As varibilidades de curto per´ıodo – da ordem de dias – est˜ao associadas `as pulsa¸c˜oes n˜ao radiais (Baade, 1988; Baade et al., 2016), enquanto as demais tˆem se mostrado intrinsecamente ligadas `a presen¸ca do disco e a epis´odios de eje¸c˜ao de mat´eria (Haubois et al., 2012).

A figura 1.4, por exemplo, mostra que a diminui¸c˜ao no brilho da estrela 28 CMa, iniciada ao final de 2003, ´e bem explicada pela dissipa¸c˜ao de um disco em decr´escimo viscoso (Car- ciofi et al., 2012). Essa dissipa¸c˜ao foi confirmada atrav´es de observa¸c˜oes espectrosc´opicas e polarim´etricas. O mais importante ´e que o padr˜ao dessa varia¸c˜ao temporal possibilitou

Figura 1.4: Dissipa¸c˜ao do disco de 28 CMa. Os triˆangulos representam as magnitudes medidas no vis´ıvel

e as curvas, os modelos para diferentes parˆametros α de viscosidade do disco. (Carciofi et al., 2012).

a primeira determina¸c˜ao do parˆametro α de viscosidade de um disco de Be pelos autores. A varia¸c˜ao temporal da posi¸c˜ao da estrela Be em um diagrama cor-magnitude tamb´em pode revelar constru¸c˜ao ou dissipa¸c˜ao do disco (ver Haubois et al., 2012), j´a que as variabi- lidades em diferentes bandas est˜ao associadas a modifica¸c˜oes nas densidades de diferentes regi˜oes do disco (ver figura 1.3).

1.3.2 Espectroscopia

Como j´a proposto por Struve (1931), alguns dos diferentes padr˜oes de perfis de linha em emiss˜ao em estrelas Be podem ser explicados por discos com diferentes ˆangulos de inclina¸c˜ao (figura 1.5). Enquanto as estrelas vistas com o polo voltado para n´os (pole-on)

Figura 1.5: Exemplos de perfis de linha devido aos diferentes ˆangulos de inclina¸c˜ao do disco. (Rivinius

Se¸c˜ao 1.3. Observ´aveis das estrelas Be 33

apresentam um pico simples, as estrelas vistas com o disco em outra inclina¸c˜ao exibem um perfil de duplo pico, que fica mais evidente para discos vistos de perfil (edge-on). Isso ´e consequˆencia do efeito Doopler, que provoca um deslocamento para o azul na por¸c˜ao em emiss˜ao do disco que orbita a estrela com velocidade projetada em nosso sentido, e para o vermelho na por¸c˜ao em que a velocidade ´e projetada no sentido oposto.

Al´em da simples presen¸ca ou ausˆencia do disco poder ser inferida pela presen¸ca de linhas em emiss˜ao ou absor¸c˜ao, a variabilidade nas larguras equivalentes das linhas e em seus perfis tamb´em est˜ao associadas `as varia¸c˜oes nas propriedades do disco.

Cerca de 2/3 das estrelas Be chegam a apresentar um perfil vari´avel bem mais complexo do que os da figura 1.5, exibindo as chamadas varia¸c˜oes V/R (e.g., ζ Tau na figura 1.6(a)). Como, grosso modo, a por¸c˜ao vermelha do perfil (com comprimentos de onda mais longos que o comprimento de onda central da linha) est´a associada a um lado do disco e vice-versa, inomogeneidades no disco podem fazer os fluxos no vermelho e no azul serem diferentes. Uma forma de quantificar isso ´e atrav´es da raz˜ao V/R, a raz˜ao entre os fluxos associados

(a) (b)

Figura 1.6: Ciclo V/R na estrela Be ζ Tauri. `A esquerda s˜ao mostrados os perfis da linha Hα nos per´ıodos

selecionados de A a F, nas fases 0.04, 0.12, 0.3, 0.36, 0.61 e -0.45 (ou 0.55) do ciclo (ˇStefl et al., 2009);

`

a direita, a completa varia¸c˜ao V/R ao longo de trˆes ciclos e dois modelos para explic´a-la (Carciofi et al.,

2009): a curva s´olida ´e produzida por uma perturba¸c˜ao na densidade do disco mostrada imediatamente

ao pico deslocado para o azul (V, de violet ) e para o vermelho (R, de red ).

Ciclos peri´odicos nessas varia¸c˜oes s˜ao atribu´ıdas tanto a efeitos de mar´e em um sistema bin´ario, quanto a uma pr´opria estrutura de bra¸co espiral no disco (Okazaki, 1991). Na figura 1.6(b) s˜ao apresentadas as varia¸c˜oes V/R ao longo de trˆes per´ıodos do ciclo de 1400 dias de ζ Tau e dois modelos que as explicam como perturba¸c˜oes no perfil de densidade do disco (Carciofi et al., 2009).

1.3.3 Interferometria e espectro-interferometria

A interferometria ´e uma t´ecnica que vem permitindo revolucionar nossos conhecimentos n˜ao apenas sobre as estrelas Be, mas acerca de diversos outros fenˆomenos astrof´ısicos.

Ela ´e capaz de resolver o disco em escalas de mili-segundo de arco, permitindo extrair informa¸c˜oes geom´etricas b´asicas, como sua dire¸c˜ao projetada no c´eu e seu tamanho an- gular. Como citado na se¸c˜ao 1.1.2, essa t´ecnica foi usada por Quirrenbach et al. (1997) juntamente com observa¸c˜oes polarim´etricas para concluir que os envolt´orios circunstelares de Be deveriam ser no formato de um disco equatorial geometricamente fino.

Usando t´ecnicas interferom´etricas de alta resolu¸c˜ao, Domiciano de Souza et al. (2003) determinaram a fra¸c˜ao da velocidade cr´ıtica com que a estrela Achernar rotacionava, a partir de seu achatamento equatorial. Por´em, o valor obtido estava superestimado porque Achernar possu´ıa um disco residual que n˜ao foi considerado. Em um trabalho revisitado, a rota¸c˜ao foi calculada em 83.8% da velocidade cr´ıtica orbital (Domiciano de Souza et al., 2014).

Al´em disso, a espectro-interferometria vem possibilitando o estudo das emiss˜oes em diferentes regi˜oes resolvidas do disco. Foi essa t´ecnica, por sua vez, que permitiu a Meilland et al. (2012) determinar que a rota¸c˜ao dos discos ´e kepleriana, fortalecendo o modelo VDD.

1.3.4 Polarimetria e espectropolarimetria

A polariza¸c˜ao da luz integrada em um envelope estelar perfeitamente esf´erico e ho- mogˆeneo ´e absolutamente nula – ou seja, n˜ao h´a dire¸c˜ao de vibra¸c˜ao preferencial dos campos el´etricos associados aos feixes da luz emergentes do envelope. Mesmo as estrelas que possuem uma rota¸c˜ao que as achata na dire¸c˜ao do equador, campos magn´eticos ou inomogeneidades na fotosfera, apresentam polariza¸c˜ao muit´ıssimo baixa e, para todos os