Estudo fotométrico e polarimétrico de regiões HII galácticas

• Ano de defesa: 2013
• Autor(a) principal: Fabio Pereira Santos
• Orientador(a): Gabriel Armando Pellegatti Franco
• Banca de defesa: Alexandre Roman-lopes, Joao Francisco Coelho dos Santos Junior, Wilson Reis Junior, Walter Junqueira Maciel
• Tipo de documento: Tese
• Tipo de acesso: Acesso aberto
• Idioma: por
• Instituição de defesa: Universidade Federal de Minas Gerais
• Palavras-chave em Português: Física
• Link de acesso: http://hdl.handle.net/1843/BUOS-97WFMS

Estrelas massivas causam efeitos drásticos sobre as propriedades do meio interestelar, ionizando, aquecendo, evacuando o material, e consequentemente alterando significativamente a distribuição espacial de gás e poeira. Em tais ambientes ionizados, conhecidos como regiões Hii, há uma forte relação entre as características do meio interestelar e da população estelar jovem com as propriedades das linhas de campo magnético que permeiam o disco galáctico. Esta relação pode determinar aspectos fundamentais da influência dos campos magnéticos nos processos de formação estelar. Nesta pesquisa, o objetivo foi realizar uma análise detalhada dos ambientes de formação estelar, incluindo: as propriedades da população estelar jovem; o status evolutivo e a morfologia do aglomerado estelar embebido; a forma das linhas de campo magnético e sua relação com o meio interestelar; as características dos grãos de poeira presentes nestas regiões. Para isso, utilizamos um conjunto de dados polariméetricos (provenientes do OPD-LNA e CTIO), dados fotométricos no infravermelho próximo (do telescópio NTT-ESO/La Silla e do catálogo 2MASS), além de observações nas bandas ópticas (DSS), e no infravermelho médio e distante (Spitzer, IRAS, MSX). Nos concentramos particularmente em duas regiões de formação estelar da Galáxia, denominadas RCW 41 e Sh 2-29. Ambas apresentam estrelas massivas no interior de aglomerados embebidos (com vários objetosjovens menos massivos), além de exibirem sub-estruturas bastante complexas do meio interestelar, tais como filamentos, núcleos densos, frentes de ionização, etc. Para RCW 41, encontramos diversas candidatas a estrelas do tipo pré-sequência principal, e determinamos uma idade entre 2,5 e 5,0 milhões de anos para o aglomerado embebido. Este tem uma morfologia esférica, que provavelmente é uma consequência da presença de um núcleo remanescente da nuvem progenitora. As linhas de campo se mostram curvadas paralelamente às bordas da região Hii (na zona neutra), e orientadas radialmente em relação ao centro, no interior do volume ionizado. Este cenário se deveà expansão da região, e é suportado por modelos recentes da evolução de regiões Hii. Próximo ao aglomerado no centro, encontramos menores valores do grau de polarização. Análises estatísticas mostram um maior grau de turbulência do campo nesta região, evidenciando o distúrbio do meio interestelar ao redor da região de formação estelar. Na direção de Sh 2-29, o cenário geral indica a presença de um aglomerado embebido no interior de uma cavidade interestelar central, cuja expansão altera a forma das linhas de campo magnético, além de talvez induzir a formação de núcleos interestelares densos. Tais núcleos estão possivelmente associados a novas gerações de objetos estelares jovens. Sobre a borda da cavidade, encontramos indícios do acúmulo de linhas de campo. Ao redor desta, a região Hii como um todo também parece se expandir, uniformizando as linhas de campo em algumas direções. O resultado são variações significativas do grau de turbulência ao longo de toda a área. A distribuição de valores da razão entre a extinção total e seletiva mostra uma tendência dual, evidenciando ambos os efeitos de coagulação, como também de destruição e fragmentação dos grãos interestelares. Concluímos que estudos conjuntos de ambas as características fotométricas da população estelar jovem, e as propriedades das linhas de campo magnético, são fundamentais para se descrever um ambiente de formação estelar e determinar muitos dos principais processos físicos atuantes nestes sistemas.