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Type: Tese de Doutorado
Title: Três aspectos fundamentais da Bolha Local
Authors: Wilson Reis Junior
First Advisor: Wagner Jose Corradi Barbosa
First Referee: Gabriel Armando Pellegatti Franco
Second Referee: Silvia Helena Paixao Alencar
Third Referee: Jacques Raymond Daniel Lépine
metadata.dc.contributor.referee4: Miguel Avillez
metadata.dc.contributor.referee5: Simone Daflon Santos
Abstract: O sol está imerso em uma região de densidade extremamente baixa e forma bastante irregular conhecida como Bolha Local (BL). Acredita-se que a BL possa ter sido formada pelas explosões de supernova próximas à posição atual do sol. Estas explosões teriam varrido o meio interestelar criando assim uma cavidade que pode ser preenchida por gás quente. Na maior parte das direções o contorno da BL é definido por uma parede de Hidrogênio neutro, frio e denso. Entre as características fundamentais da BL podemos citar: i) Sua origem e idade; ii) seus limites com bolhas vizinhas; iii) o estado físico do gás no seu interior, incluindo a ionização; iv) a composição química do material interestelar; v) sua pressão interna. Este trabalho tenta fornecer argumentos que ajudem a responder a três desses aspectos fundamentais da BL. Limites: determinando que estruturas compõem a interface da BL com a Superbolha Loop I e com a Superbolha Órion-Eridanus (S-OE) bem como as distâncias das nuvens localizadas nessas direções. Origem: mapeando a distribuição do excesso de cor E(b-y) na BL e corroborando o modelo 3D mais recente da origem e evolução conjunta da BL e Loop I. Composição química: determinando a metalicidade dos subgrupos que compõem a associação de estrelas OB Scorpio-Centaurus (Sco-Cen), associação esta que teria originado a BL e Loop I. Para tanto, a fotometria Strömgren foi utilizada para construir mapas do avermelhamento interestelar nas vizinhanças do sol e para determinar a metalicidade das estrelas da Sco-Cen. Os dados fotométricos uvbyH foram obtidos do General Catalogue of Photometric Data, complementados por dados de catálogos mais recentes, resultando numa amostra final de 8492 estrelas. Com os resultados da distribuição da poeira interestelar determinamos o contorno da BL e os compráramos à distribuição do Sódio neutro interestelar (NaI). Isto nos permitiu corroborar o modelo mais recente da origem e evolução conjunta da BL e da Superbolha Loop I. Com a polarimetria determinamos a distância das nuvens localizadas na direção da S-OE e através do grau e da orientação dos vetores de polarização analisamos a estrutura da interface nesta direção. Os dados polarimétricos foram coletados com os telescópios IAG 0,60m e P&E 1,60m do Observatório Pico dos Dias (OPD/LNA/MCT) e com o telescópio de 0,90m do Cerro Tololo Inter-American observatory (CTIO-Chile), resultando em uma amostra de 501 estrelas. Sobre os limites da BL com Loop I os principais resultados de nosso trabalho são que até 60-80 pc o excesso de cor permanece baixo (E(b-y) 0,m040) em todas as direções sendo o valor típico igual a 0,m020. A esperada transição para E(b-y) 0,m0,70 no suposto anel de interação que contornaria a região de interação ocorre em d110 pc na parte esquerda do anel e d120 pc em seu lado direito. Caso o anel exista ele é extremamente fragmentado e distorcido. Sobre o mapeamento do avermelhamento nas vizinhanças do sol e validação do modelo de origem e evolução da BL temos que a distância até o limite da BL varia com a altitude e com a longitude galáctica, sendo que a menor distância (d80 pc) ocorre em l0o, com 20o b 40o e em 15o l 30o próximo ao plano galáctico. Existem vários túneis que conectam a BL às bolhas vizinhas. O mapa do excesso de cor corrobora o modelo de origem e evolução da BL, em conjunto com Loop I, desenvolvido por Avillez & Breistschwerdt (2011). Sobre a região de interação entre a BL e a S-OE, analisando conjuntamente os dados da fotometria, polarimetria e em NaI, sugerimos que a distância até a região de interação entre a BL e a S-OE está entre 150 e 180 pc. As distâncias das nuvens interestelares localizadas na direção da S-OE determinadas pela fotometria e pela polarimetria são: Loop A d120 140 pc; G191-52 d 160 pc; G207-50 d170 pc; Loop B d170 pc; L1642 d160 pc; G191-28 d150 pc; L1569 d140 pc. Sugerimos ainda que essas nuvens fazem parte de um anel que contornaria a região de interação entre a BL e S-OE o que corrobora o esquema sugerido por Burrows et al. (1993). Sobre a metalicidade da Sco-Cen mostramos que a metalicidade do subgrupo UCL é [Fe/H] = - 0m031, de LCC é [Fe/H] = - 0,012 e de US é [Fe/H] = 0,104. Embora os valores da metalicidade para UCL e LCC sejam próximos, podemos observar que os valores para o subgrupo LCC são ligeiramente superiores, podendo indicar que sua formação foi um pouco posterior à de UCL. A maior metalicidade do subgrupo mais jovem, US, corrobora o cenário de formação seqüencial induzida nesta associação.
Abstract: The Sun is located in a low density region and quite irregular shape named Local Bubble (LB). The LB is thought to have been formed by supernovae explosions near the current position of the Sun. These explosions would have swept the interstellar medium, creatinga cavity lled with hot gas. The boundary of the LB is mostly dened by a wall of neutral, cold and dense Hydrogen. Among its fundamental characteristics are i) its origin and age; ii) its boundary with neighbouring bubbles; iii) the physical state of the gas in its interior, including the ionization state; iv) the chemical composition of the material; v) its inner pressure. This work attempts to provide arguments that help answering three of these fundamental aspects of the LB. Limits: by determining the LB boundaries in the direction of the Loop I Superbubble and Orion-Eridanus Superbubble (OE-S). Origin: by mapping the colour excess distribution in the solar neighborhood to test the most recent 3D model of the joint evolution of the LB and Loop I. Chemical composition: by determining the metalicity of the subgroups that form the Scorpio-Centaurus association (Sco-Cen). In our work we have used Strömgrem photometry to build maps of the interstellar reddening and to determine the metalicity of Sco-Cen. The photometric uvbyH datawere obtained from the General Catalogue of Photometric Data, complemented with data from newer catalogs, resulting in a nal sample of 8492 stars. With the photometric results, we have built a detailed map of the color excess distribution in the Sun's vicinity and compared it to the map of the LB boundaries in interstellar neutral Sodiun (NaI).We also corroborate the most recent joint model of the origin and evolution of the LB and Loop I, developed by Avillez & Breitschwerdt (2012). The polarimetry was used to determine the distance of the clouds located in the direction towards OE-S and, through the degree and orientation of the polarization vectors, to make an analysis of the interface's structure. The polarimetric data were collected with theIAG 0,60m and P&E 1,60 m telescopes in Observatório Pico dos Dias (OPD/LNA/MCT) and with the 0,90 m telescope in Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO - Chile). Our nal sample is composed by 501 stars. About the interface between the LB and Loop I our main results are that: up to 60 - 80 pc the colour excess remains below E(by) 0:m040 in all directions, with 0:m020 being a typical value. The expected transition to E(by) 0:m0700:m100, corresponding to thering's column density, occurs on the western part of the ring at d = 11020 pc, whereas on the eastern side it is not clearly seen before d = 28050 pc. The colour excess distribution does not show the interaction ring, as proposed by Egger & Aschenbach (1995). About the mapping of the colour excess in the solar neighborhood, and the validation ofthe model of the origin and evolution of the LB, the main results can be summed up as follows: the distance to the wall of dust varies with the Galactic longitude and latitude, being the smallest distance about 80 pc for l = 0 at 20 b 40 and for 15 l 30 around the Galactic plane. There are many tunnels and holes in the cavity wall thatconnect the LB with the neighboring bubbles. The colour excess map corroborate the model of origin and evolution of the LB and Loop I, developed by Avillez & Breitschwerdt (2012). About the interface between the LB and the OE-S the analysis of the photometric, polarimetric and NaI data shows that the distance to the interface varies from 150 to 180pc. The distances to the interstellar clouds in this direction are: Loop A d 120 140 pc; G191-52 d 160 pc; G207-50 d 170 pc; Loop B d 170 pc; L1642 d 160 pc; G191-28 d 150 pc; L1569 d 140 pc. The clouds that compose this interface seem to form a ring around the region, this result corroborate the model suggested by Burrows et al. (1993)Although the metallicity of UCL and LCC subgroups are very similar, the LCC one is slightly higher, suggesting that its formation occured after UCL. The metallicity in the US subgroup is greater than the other two subgroups; the metallicity of subgroup UCL is [Fe/H] = -0,032, of LCC is [Fe/H] = -0,012, and of US is [Fe/H] = 0,104. Both results suggest that the interestellar cloud, that generates the US subgroup, was enriched bysupernovae explosions at UCL subgroup.
Subject: Partículas (Física nuclear)
Fotometria astronômica
Física
language: Português
Publisher: Universidade Federal de Minas Gerais
Publisher Initials: UFMG
Rights: Acesso Aberto
URI: http://hdl.handle.net/1843/IACO-8NPPQH
Issue Date: 21-Oct-2011
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