Aspects of stellar atmospheres and star formation

Exportado OPUSMade available in DSpace on 2019-08-10T20:51:39Z (GMT). No. of bitstreams: 1 salencar.pdf: 6790883 bytes, checksum: 3c0c56d70f9b92882f8811f1597bc694 (MD5) Previous issue date: 5Estudaram-se inicialmente processos que afetam a atmosfera estelar como o brilho por gravidade e o escurecimento de bordo e a influência do efeito reflexão nestes processos. Os expoentes de brilho por gravidade foram determinados usando o Modelo de Atmosferas de Uppsala. Para atmosferas convectivas não iluminadas o valor do expoente proposto por Lucy (_ = 0:32) foi confirmado apenas para Tef _ 6500 K. O expoente depende de Tef , sendo bastante insensível a variações do parâmetro de comprimento de mistura, à massa da estrela e ao uso de atmosferas cinzas ou não cinzas. Mostrou-se a influência da iluminação mútua de binárias próximas no expoente de brilho por gravidade. A iluminação externa aumenta o valor de _, quanto maior o flfluxo incidente maior o valor do expoente. Esse efeito é causado pela diminuição da convecção à medida que a iluminação externa aquece as camadas superficiais da estrela iluminada, levando-a em direção ao equilíbrio radiativo, onde _ é próximo da unidade. Determinaram-se coeficientes de escurecimento de bordo monocromáticos, bolométricos e de bandas fotométricas para atmosferas iluminadas. Nossos resultados mostram que os coeficientes iluminados são significativamente diferentes dos não iluminados. Foram testados diferentes métodos de cálculo dos coeficientes e mostrou-se que, no caso iluminado, o método proposto por Van Hamme é recomendado para que se obtenha coeficientes que preservam o flfluxo total emergente da atmosfera. Na segunda parte deste trabalho foram estudadas estrelas T Tauri Clássicas. Discutiram-se vários processos que atuam no sistema de estrela e disco em formação e testaram-se as previsões dos modelos de acresção magnetosférica. Realizou-se a análise espectral de 30 estrelas T Tauri observadas com o espectrógrafo echelle Hamilton durante mais de uma década. Foram discutidas as relações entre diferentes regiões de formação de linha e procuraram-se bons indicadores de taxa de acresção de massa. Foram confirmados vários pontos importantes dos modelos, como as correlações entre acresção e perda de massa, componentes largas em emissão que se encontram quase sempre centradas ou levemente desviadas para o azul, e a presença ocasional de absorção desviada para o vermelho. Entretanto, mostrou-se também que as componentes largas em emissão que se formam supostamente no fluxo de acresção magnetosférico dão apenas suporte parcial aos modelos. Diferentes das previsões, elas aparecem ás vezes desviadas para o vermelho e são quase sempre simétricas. Além disto, os perfis teóricos publicados não se parecem muito com os que observamos. Apresenta-se também a análise de 103 espectros da estrela T Tauri Clássica DR Tau. Esta estrela exibe linhas intensas em emissão que apresentam uma grande va riedade e variabilidade de perfis. Estas linhas possuem características de acresção e perda de massa que mudam em várias escalas de tempo. As intensidades e posições das linhas de emissão mostram variações quase periódicas, mas não se obteve um período único que as descrevesse. Os perfis das linhas de Balmer mostram um pico intenso desviado para o vermelho e não se parecem com os perfis dos modelos magnetosféricos teóricos. Sugere-se que o sistema é visto quase de face. Isto pode explicar a assimetria das linhas de Balmer se a emissividade das linhas aumentar fortemente perto da estrela. As componentes das linhas de Ca II e He I em emissão são bastante simétricas e podem ter origem na turbulência magnética.We initially investigate some processes that affect the stellar atmosphere, such as the gravity-brightening and limb-darkening, and the influence of the reflection effect on them. We study the gravity-brightening exponents using the Uppsala Model Atmospheres. In non-illuminated convective atmospheres the exponent value (beta=0.32) proposed by Lucy was confirmed only for T_eff close to 6500 K. The exponent depends upon T_eff, being rather insensitive to variations of the mixing-length parameter, the stellar mass and the use of grey or non-grey atmospheres. We demonstrate the influence of the mutual illumination in a close binary on the gravity-brightening exponent. The external illumination increases the value of beta, the larger the amount of incident flux the larger the value of the exponent. This effect is caused by the ``quenching'' of convection as the external illumination heats the surface layers of the illuminated star, bringing it closer to radiative equilibrium, where beta is close to unity. We determine monochromatic, bolometric and passband-specific limb-darkening coefficients for illuminated atmospheres. Our results show that illuminated coefficients are significantly different from the non-illuminated ones. We test different methods to calculated the coefficients and showed that in the illuminated case the method proposed by Van Hamme is recommended in order to obtain coefficients that preserve the total emergent flux from the atmosphere. In the second part of this work we study Classical T Tauri stars. We discuss the many processes acting in the forming star-disk system and test the predictions of magnetospheric accretion models. We present a spectral analysis of 30 T Tauri stars observed with the Hamilton echelle spectrograph over more than a decade. We discuss the relation between different line-forming regions and search for good accretion rate indicators. We confirm several important points of the models, such as the correlation between accretion and outflow, broad emission components that are mostly central or slightly blueshifted, and only the occasional presence of redshifted absorption. We also show, however, that the broad emission components supposedly formed in the magnetospheric accretion flow only partially support the models. Unlike the predictions, they are sometimes redshifted and are mostly found to be symmetric. The published theoretical profiles do not have a strong resemblance to our observed ones. We also present the analysis of 103 spectra of the Classical T Tauri star DR Tau. The star exhibits strong emission lines that show a wide variety and variability in profile shapes. These lines show both outflow and infall signatures which change on a variety of timescales. The system shows quasiperiodic variations in line intensities and position, but a unique period that describes all of the data could not be found. The Balmer line profiles are generally strongly peaked in the red, and do not resemble published theoretical magnetospheric accretion profiles. We suggest that the system is seen nearly pole-on. This can explain the highly asymmetric Balmer lines if the line emissivity increases strongly near the star. The Ca II and He I emission line components are found to be very symmetric and that they could be produced by magnetic turbulence