Mas como exatamente esses mecanismos regulam a taxa de rotação das estrelas ainda é um problema em aberto. Nossos resultados são comparados com os períodos de rotação de vários novos aglomerados estelares.
Forma¸ c˜ ao Estelar
- Estrelas Jovens
- Estrelas Jovens de Baixa Massa
- Estrutura Estelar
- Aglomerados Estelares
Objetos nos estágios iniciais de formação estelar são conhecidos como objetos de classe 0. No modelo de formação estelar apresentado na subseção 1.1, é considerada uma característica importante da evolução de estrelas jovens: a formação do disco de acreção.
Rota¸ c˜ ao Estelar
Este processo de perda de spin é essencial para o sucesso da formação e evolução estelar. A observação de que estrelas mais jovens giram a uma pequena fração da sua velocidade de explosão sugere que elas tinham um método eficiente para eliminar o seu momento angular. Esta co-rotação entre a estrela e o disco de acreção determina a taxa de rotação da estrela (Stassun & Terndrup, 2003).
Os modelos teóricos para a evolução do momento angular incluem, portanto, o tempo de vida. Vários modelos tentam explicar o momento angular com base em restrições observacionais obtidas a partir das distribuições de rotação de estrelas de baixa massa em aglomerados abertos da sequência pré-principal para a sequência principal. Estes modelos incluem três processos físicos principais: a interação entre a estrela e o seu disco de acreção, a perda de momento angular devido aos ventos estelares magnetizados e a redistribuição do momento angular no interior da estrela (Gallet & Bouvier Bouvieret al.
Estes processos parecem ser fundamentais para a evolução rotacional da estrela desde o nascimento até ao final da sequência principal. Esses mecanismos não estão incluídos em um sistema de equações de estrutura estelar, mas são incluídos como modelos paramétricos nas equações de evolução do momento angular da estrela.
M´ etodos Estat´ısticos
Teste Kolmogorov-Sminorv-KS
A diferença absoluta máxima é observada entre a função de distribuição acumulada assumida para os dados e a função de distribuição empírica dos dados, assumindo que a população tem distribuição X. Se o valor absoluto da maior das diferenças obtidas puder ser considerado suficientemente pequeno, então os dados levarão à aceitação da hipótese H0. F (x)−Fn(x)|, onde F(x) é a distribuição acumulada de uma amostra e Fn(x) é a distribuição acumulada de outra amostra.
Neste caso, F(x) representa a função de distribuição cumulativa assumida para os dados, enquanto Fn(x) é a função de distribuição empírica dos dados. Nos casos em que o elemento pertence ao conjunto, a função assume o valor 1, caso contrário assume o valor 0. A distribuição assintótica mostrada na Equação 1.10 é válida quando temos conhecimento completo da distribuição H0.
Nesta equação, j é um número natural que define o valor da distribuição estatística KS. No nosso caso, uma das características será obtida a partir da distribuição simulada de períodos e a outra advirá da distribuição de períodos observados para um determinado cluster.
Objetivos
1.11) Se H0 for verdadeira, a distância vertical máxima entre as duas distribuições não deve ser muito grande e, portanto, espera-se que Dn assuma um valor pequeno. Este é um valor de tabela que depende do tamanho da amostra e do nível de significância. Considerando um conjunto de amostras onde n é muito maior que m, como é o nosso caso, onde o número de estrelas simuladas é muito maior que o número de estrelas observadas, temos que a distância de comparação O que determinará a rejeição ou não da hipótese será, .
Analise a influência da redistribuição do momento angular na estrela e sua evolução rotacional. Mostramos as equações de evolução para a estrela como um todo, o núcleo radiativo e o manto convectivo para os dois conjuntos de simulações considerados. Lá discutimos esses resultados analisando as distribuições do período e da taxa de crescimento.
No Capítulo 4 apresentamos modelos que serão comparados com dados de diferentes clusters e apresentamos os resultados das estatísticas KS.
Equa¸ c˜ oes para as Distribui¸ c˜ oes Iniciais
Como a evolução da taxa de rotação da estrela depende do seu momento de inércia, utilizamos os modelos de evolução estelar de Baraffe et al. O número de estrelas em cada intervalo de massa foi obtido utilizando a função de massa inicial canônica (FMI) de Kroup et al. Este valor de dispersão ilustra a dispersão de 2 ordens de grandeza observada na taxa de acreção de estrelas jovens de NGC 2264 obtida por Venutiet al.
Em nossos modelos, levamos em consideração que as distribuições do período inicial de estrelas com disco e sem disco diferem entre si em seus valores médios e de dispersão.
Modelo M1
Modelo M2
Γ-vento é o termo responsável pela frenagem dos ventos estelares, Γc − e´ é a quantidade de momento angular trocado entre o núcleo e o envelope, e Γnúcleo é a taxa de momento angular perdido do envelope convectivo durante a formação¸ o cão do núcleo radioativo . . Aqui considera-se que a envoltória convectiva diminui devido ao aumento infinitesimal dMcore da massa do núcleo esférico com raio Rcore. Para que, após o aparecimento do núcleo radioativo, a estrela como um todo volte a girar como um único corpo rígido, é necessário que uma certa quantidade de momento angular ∆J seja transferida da energia radiante do núcleo para o envelope convectivo. de modo que para equilibrar suas velocidades.
Isso faz com que o momento angular do núcleo e do envelope varie com a velocidade. À medida que uma estrela evolui, ela perde rotação devido aos ventos estelares magnetizados (Schatzman, 1962). Assim, no modelo M2 para estrelas sem disco, ou seja, para t > τdisco, a evolução da velocidade angular para o envelope convectivo será dada por,.
Jenv =Ienv ωenv e Jcore=Icore ωcore, (2.21) são os momentos angulares do manto e do núcleo, respectivamente, e ωcore é a velocidade angular do núcleo radiativo. Observa-se que o 1º e 2º termos das equações (2.18) e (2.19) aparecem com sinais alterados, ou seja, contribuem para aumentar a velocidade angular do manto e diminuir a velocidade angular do núcleo.
Configura¸ c˜ ao dos Modelos
A distribuição de massas considerada neste trabalho, que não muda ao longo da simulação, pode ser observada na figura 2.1. Observa-se que a distribuição é decrescente, ou seja, quanto maior a massa, menor o número de estrelas. Os momentos de inércia são calculados a partir dos modelos de evolução estelar de Baraffeet al.
A distribuição inicial da taxa de acréscimo para cada um dos valores de massa estudados é mostrada na Figura 2.3. Na Figura 2.4 mostramos a distribuição inicial dos períodos, que é a mesma para ambos os modelos. Portanto, consideramos uma distribuição cujo período médio é mais curto e com spread menor.
No próximo capítulo apresentamos uma análise da evolução da velocidade angular nos dois modelos. Esses modelos começam com as mesmas distribuições de massa, período e taxa de acréscimo, mas diferem em termos das equações que governam a evolução rotacional.
Resultados do Modelo M1
A taxa de acréscimo normalizada pela taxa de acréscimo marginal em função do período de rotação é mostrada nas Figuras 3.3 e 3.4. Nessas imagens, a taxa de acreção atua como um indicador de estrelas com e sem disco. Com o tempo, a estrela perde seu disco de acreção, como mostra a relação entre a taxa de acreção e a taxa limite de acreção, e consequentemente o número de estrelas do disco cai.
A parte inferior da Figura 3.4, onde t=20×106 anos, mostra mais claramente que a maioria das estrelas perdeu o seu disco de acreção, o que significa que a maioria das estrelas tem ˙Macc= ˙ Macc,th. Embora a maioria das estrelas tenha perdido o disco de acreção, podemos ver que nesta idade ainda é possível ver estrelas com disco. À medida que a população evolui, a distribuição periódica de estrelas sem disco expande-se para períodos mais longos e mais curtos.
Por outro lado, estrelas sem disco e com períodos curtos tiveram tempo suficiente para aumentar sua velocidade angular. Além disso, já perderam o disco de acreção no início da simulação, pois sua velocidade não é constante.
Resultados do Modelo M2
Analisando a evolução de estrelas de 1,0 M, observamos que por volta de 30 milhões de anos sua velocidade angular se torna constante. Aqui mostramos a evolução da velocidade angular do núcleo radiativo (linha tracejada) e do envelope convectivo (linha sólida) para diferentes valores de τc−e. A análise das curvas permite obter informações importantes sobre a evolução da velocidade angular do núcleo radiativo e da envoltória convectiva.
Na Figura 3.7, mostramos a evolução da velocidade angular do núcleo radiativo e do envelope convectivo de estrelas de 1,0 M para os rotores rápido (preto), médio (vermelho) e lento (azul). Neste caso, nosso objetivo é analisar o comportamento de cada termo na evolução da velocidade angular da estrela. A evolução da velocidade angular do núcleo radiativo e da envoltória convectiva apenas com o termo da variação do momento de inércia pode ser vista na figura 3.9.
A evolução da velocidade angular do envelope, neste caso, é idêntica à evolução da velocidade angular da estrela 1 M, vista no painel inferior da Figura 3.5: a velocidade. Finalmente, investigamos como a duração do disco afeta a evolução rotacional da estrela. Realizamos a evolução da velocidade angular para o modelo M1, onde não consideramos mecanismos de troca e perda de momento angular, e verificamos que, após a sequência principal frontal, a estrela se estabiliza e sua velocidade torna-se constante.
Para o modelo M2, implementamos as equações de evolução da velocidade angular com a perda de momento angular e mecanismos de troca para estrelas de 0,5, 0,8 e 1,0 M.
