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http://hdl.handle.net/1843/ESCZ-8BCGP9| Type: | Tese de Doutorado |
| Title: | Um Modelo Computacional para magneto-acreção e ventos magneto-centrífugos em Estrelas T Tauri clássicas |
| Authors: | Gustavo Henrique Reis de Araujo Lima |
| First Advisor: | Luiz Paulo Ribeiro Vaz |
| First Co-advisor: | Silvia Helena Paixao Alencar |
| First Referee: | Wagner Jose Corradi Barbosa |
| Second Referee: | Luiz Themystokliz Sanctos Mendes |
| Third Referee: | VERA JATENCO SILVA PEREIRA |
| metadata.dc.contributor.referee4: | ADRIANO HOTH CERQUEIRA |
| Abstract: | Estrelas T Tauri clássicas são estrelas jovens de baixa massa (2MSun), com tipo espectral entre F e M, e que ainda estão sofrendo o processo de acreção de material a partir de um disco circunstelar. Observações de espectro nesses objetos revelam a existência de uma grande variedade de linhas espectrais, muitas destas mostrando sinais de acréscimo e ejeção de material. A linha de H é uma das linhas mais observadas nessas estrelas devido a sua intensidade e à forte dependência que esta linha possui nas características do ambiente ao redor desses objetos. Neste trabalho, desenvolvemos um modelo que usa um campo magnético dipolar e axissimétrico para modelar a magnetosfera estelar, e o modelo de Blandford & Payne modificado na região do vento de disco. A estrela é dividida em duas regiões: a fotosfera estelar, e a região de choque da acreção, ambas emitindo como corpos-negros com diferentes temperaturas. O disco de acreção é opaco e sua contribuição para o campo de radiação é desprezada devido à sua baixa temperatura. As populações dos níveis do hidrogênio são calculadas usando a aproximação de um átomo de três níveis mais o contínuo. Usamos o método de Sobolev das "superfícies ressonantes de mesma velocidade" para calcular as características do campo de radiação dentro da região estudada, e um método raio-a-raio para calcular o perfil de linha resultante de H. Este é apenas o segundo modelo que leva em consideração uma magnetosfera acoplada radiativamente a um vento de disco para calcular perfis de linha em estrelas T Tauri clássicas. Entretanto, este é o primeiro modelo que utiliza um vento de disco acelerado magneto-centrifugamente e que não viola a condição de lançamento de Blandford & Payne. Calculamos perfis para a linha de H utilizando os parâmetros padrões para uma estrela T Tauri clássica, variando vários dos parâmetros que caracterizam a magnetosfera e o vento de disco em nosso modelo. Analisando os vários perfis de linha calculados, foi possível descobrir quais os parâmetros influenciam mais significativamente a linha de H. Em todos os casos, utilizamos uma razão entre a taxa de perda de massa ((dM/dt)perda) e a taxa de acreção de massa ((dM/dt)acr) de 0,1. Calculamos perfis mostrando como uma (dM/dt)acr acoplada a uma (dM/dt)perda, e com diferentes temperaturas na magnetosfera e no vento de disco, afetam a linha de H. Investigamos qual região do vento de disco é a mais importante para a formação da linha de H, e, então, investigamos como o tamanho do vento de disco afeta esta linha. Variando os parâmetros utilizados para caracterizar nossa solução auto-similar (momento angular, razão entre fluxo de massa e fluxo magnético, e ângulo de lançamento), descobrimos como estes afetam o perfil de linha. Finalmente, investigamos o efeito da inclinação do sistema na linha de H. Nossos resultados mostram que a linha de H depende fortemente das densidades e temperaturas dentro da magnetosfera e dentro da região do vento de disco. Os resultados mostram que a maior parte do fluxo em H é produzido, na maior parte dos casos, na região da magnetosfera, quando utilizamos parâmetros padrões de estrelas T Tauri clássicas, mas a contribuição do vento de disco torna-se mais importante à medida que a taxa de perda de massa, temperaturas e densidades dentro da região do vento de disco aumentam, podendo até ultrapassar a contribuição da magnetosfera nos casos mais extremos. Os resultados também mostram que, para taxas de acreção muito baixas ((dM/dt)acr<10-9 MSunyr-1), a contribuição do vento de disco para a linha de H é mínima, e pode ser desprezada. Descobrimos que a componente de absorção deslocada para o azul nas linhas de H desaparecem se a temperatura na região do vento de disco estiver abaixo de um certo valor de transição, valor que depende das densidades dentro desta região. A componente de absorção deslocada para o azul depende fortemente da extensão do vento de disco, e sua posição no perfil de linha é definida pelos parâmetros que caracterizam o momento angular, razão entre fluxo de matéria e fluxo magnético e ângulo de lançamento do vento de disco. Descobrimos, também, que a maior parte da contribuição do vento de disco para a linha de H é emitida na região mais interna do vento de disco. Conseguimos reproduzir, até agora, linhas de H que se parecem com a ma ioria dos perfis de linha observados em estrelas T Tauri clássicas. Temos alguns espectros de objetos com características muito diferentes entre si, e planejamos utilizar este modelo para calcular os perfis de linha destes objetos, e, então compará-los com os perfis de linha observados. Este modelo também pode ser útil para se entender melhor o ambiente ao redor de e strelas Ae/Be de Herbig. |
| Abstract: | Classical T Tauri stars are young low-mass stars (=2M.), with spectral types between F and M, that are still accreting material from a circumstellar disk. Spectral observations of this type of stars reveal a wide range of line profiles, many of which show signs of matter inflow and outflow. The Ha line is the most commonly observed line profile in these stars due to its intensity and its strong dependence on the characteristics of the surrounding environment of these objects. In this work, we have developed a model that uses a dipolar axisymmetric stellar magnetic field to model the stellar magnetosphere, and a modified Blandford & Payne model in our disk wind region. The star is divided in two regions: the stellar photosphere, and the accretion shockregion, both emitting as blackbodies with different temperatures. The accretion disk is opaque and its contribution to the radiation field is neglected due to its low temperature. The Hydrogen level populations are calculated using a three-level atom with continuum. We use the Sobolevresonant co-moving surfaces approximation to calculate the radiation field characteristics inside the studied region, and a ray-by-ray method to calculate the resulting Ha line profile. This is only the second model that takes into consideration a magnetosphere radiatively coupled with a disk wind component to calculate line profiles in classical T Tauri stars. However, this is the first model that uses a consistent magneto-centrifugally accelerated disk wind that does not violatethe Blandford & Payne launching condition. We have calculated Ha line profiles using the standard stellar parameters for a classical T Tauri star, changing the various characteristic parameters used to define the magnetosphere and the disk wind in our model. Analysing the various calculated line profiles, we were able to infer the most important parameters that influence the Ha line profile. In all cases, we have used amass loss rate (Mperda) to mass accretion rate (Macr) ratio of 0.1. We have calculated profiles showing how the. Macr coupled with the .Mperda, and with different magnetosphere and disk wind temperatures affect the Ha line. We have also investigated which regions inside the disk windare the most important for the formation of the Ha line, and, then, how the disk wind size affects this line. Changing the parameters used to define our self-similar disk wind solution (angular momentum, mass flux to magnetic flux ratio and launching angle), we were able to infer theireffects on the Ha line profiles. And, finally, we have investigated the effects of the system inclination on the Ha line. Our results show that the Ha line is strongly dependent on the densities and temperatures inside the magnetosphere and the disk wind region. They show that the bulk of the Ha flux comes, in most cases, from the magnetospheric component for standard classical T Tauri star parameters, but the disk wind contribution becomes more important as the mass accretion rate, thetemperatures and densities inside the disk wind increase, and can even surpass the magnetospheric contribution in the most extreme scenarios. The results also show that for very low mass accretion rates (Macr < 10-9M. yr-1), the effects of the disk wind contribution to the Ha line canbe neglected. We have found that the blue-shifted absorption feature in the Halfa line disappears if the disk wind temperature is below a certain transition value, which depends on the mass loss rate. This blue-shifted absorption feature is very dependent on the size of the disk wind, and itsposition on the line profile is defined, mostly, by the disk wind parameters that characterize its angular momentum, mass to magnetic flux ratio and launching angle. We have also found that most of the disk wind contribution to the Ha line is emitted at the innermost region of the diskwind. We have been able, so far, to reproduce Ha lines that resemble most of the large variety of observed line profiles for classical T Tauri stars. However, we have spectra of objects with very different characteristics, and we plan to use this model to calculate line profiles for these objects and then compare with the observations. This model may also be useful to better understand the Herbig Ae/Be stars environment |
| Subject: | Magnetosfera estelar Astrofísica Estrelas jovens Modelo de Blandford & Payne |
| language: | Português |
| Publisher: | Universidade Federal de Minas Gerais |
| Publisher Initials: | UFMG |
| Rights: | Acesso Aberto |
| URI: | http://hdl.handle.net/1843/ESCZ-8BCGP9 |
| Issue Date: | 16-Nov-2010 |
| Appears in Collections: | Teses de Doutorado |
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