Physical and structural improvements in the stellar evolutionary code ATON2.3.

Exportado OPUSMade available in DSpace on 2019-08-14T06:32:31Z (GMT). No. of bitstreams: 1 natalia_r._landin.pdf: 2261609 bytes, checksum: 00597f3bfe2495dcf5eabecad1b6aa7d (MD5) Previous issue date: 22No presente trabalho investigamos alguns efeitos físicos que acontecem na estrutura e evolução estelar. Focalizamos nossa atenção em estrelas de baixa massa na pré-sequência principal. Incluímos alguns efeitos físicos no código de estrutura e evolução estelar ATON2.3, escrito pelo Dr. Ítalo Mazzitelli (1989) e posteriormente modificado pelo Dr. Luiz Themystokliz Sanctos Mendes (1999b) para adicionar os efeitos de rotação e redistribuição interna de momento angular. Com o objetivo de economizar tempo computacional, introduzimos o mecanismo de parada de controle (checkpoint), que permite iniciar uma dada execução em um estágio de evolução intermideário, desde que os passos iniciais tenham sido devidamente registrados. Essas modificações foram feitas juntamente com um controle completo de variáveis não inicializadas, precisão e reestruturação do programa, visando futuramente paralelizar o código. Introduzimos efeitos combinados de rotação e forças de maré na configuração de equilíbrio das estrelas. Estes efeitos perturbadores, contidos na função potencial total, desviam a forma da estrela da aproximação esfericamente simétrica. Usamos o método de Kippenhahn & Thomas (1970), posteriormente aperfeiçoado por Enda & Sofia (1976). À função potencial obtida por estes autores, adicionamos termosrelacionados à forças de maré e àqueles relacionados à parte não simétrica do potencial gravitacional devido à distorção que tais forças causam na figura da estrela. Seguindo esta aproximação, corrigimos as equações constitutivas a fim de obter uma configuração estrutural de uma estrela distorcida. Cálculos de constantes de estrutura interna e raios de giração foram incluídos no código. Várias trilhas evolutivas foram geradas com os novos modelos, incluindo as quantidades mencionadas acima. Os novos modelos foram testados através de dados observacionais das dimensões absolutas, taxa de movimento apsidal e abundância de lítio das componentes do sistema binário eclipsante EK Cephei. No presente trabalho, também apresentamos estimativas teóricas do convective turnover time, Tc e Números de Rossby, Ro, para estrelas com massas semelhantes à massa solar, com rotação e na pré-sequência principal. Ro está relacionado com a força magnética na teoria do dínamo e, pelo menos para estrelas na seqüência principal, observa-se uma correlação entre rotação e atividade estelar. Incluímos também a possibilidade de utilizar modelos de atmosferas não cinza, com o objetivo de seguir a evolução estelar de estrelas de baixa massa desde estágiosbem iniciais, caracterizados por baixa gravidade. Adotamos os modelos NextGen e ATLAS9 de atmosferas estelares. Usando os nossos novos modelos não-cinza, geramos vários conjuntos de trilhas evolutivas, partindo da pré-sequência principal. Tais trilhas foram usadas para investigar algumas propriedades físicas e rotacionais de estrelas jovens na Nebulosa de Orion. Comparações entre resultados teóricos e dados observacionais, permitiram-nos obter informações sobre esta classe de objetos, principalmente no que diz respeito à distribuição inicial de momento angular. A interpretação dos dados depende fortemente das considerações físicas feitas no modelos, sendo a eficiência da convecção a mais importante. Nossa análise indica que um segundo parâmentro é necessário para descrever a convecção na pré-sequência principal. Tal parâmetro está possivelmente relacionado ao efeito estrutural de um campo magnético gerado por efeito dínamo