Hello, goodbye: processos de acreção e decreção em sistemas binários interativos e pós-interativos - Rubio, Amanda Caveagna (2025)
A massa é a principal característica que define o destino de uma estrela. Se uma quantidade considerável de massa for perdida ou ganha durante sua vida, todo o caminho evolutivo da estrela mudará de acordo. Uma das maneiras mais eficazes de perder ou ganhar massa é em sistemas binários, onde uma estrela preenche seu lóbulo de Roche e transfere massa para sua companheira. As condições para a estabilidade e a eficácia da transferência de massa ainda são objeto de intensa discussão no campo das estrelas binárias, e com bons motivos. Esses parâmetros ditam o resultado da evolução binária, um processo de importância indiscutível para a criação de estrelas exóticas como as blue stragglers e sistemas duplos de objetos compactos, afetando as taxas de supernovae e o enriquecimento do ambiente interestelar. Entretanto, sistemas pós-interação nem sempre são facilmente identificáveis. Por exemplo, um sistema binário composto por uma anã branca e uma estrela de sequência principal pode ser formado por meio de transferência de massa estável, evolução em envelope, ou sem nenhuma transferência de massa. É provável que as estrelas Be, os objetos não degenerados com maiores taxas de rotação, necessitem de uma fase de transferência de massa para adquirir suas rotações rápidas, mas também é possível que sejam formadas isoladamente. Nessas estrelas Be, a rotação rápida funciona em conjunto com um mecanismo interno ainda indefinido para causar eventos (geralmente) explosivos e episódicos de perda de massa que levam à formação de um disco ao redor da estrela. Se a estrela Be estiver em um sistema binário, voltaremos à perda de massa e à transferência de massa, com a companheira agora acretando material do disco da Be. Nesta tese, percorro o longo e sinuoso caminho da perda e da transferência de massa em quatro projetos. Comparo modelos de síntese de populações binárias com um grande conjunto de dados de sistemas binários de anãs brancas + estrelas de sequência principal para calibrar os parâmetros de transferência de massa usados nesses códigos, desenvolvendo uma metodologia que pode ser aplicada a futuros conjuntos de dados e surveys. Também concluo que as prescrições e os critérios de estabilidade e ejeção de envelope comum devem ser revisados. Em seguida, mudo o foco para as estrelas Be, onde uso códigos de transferência radiativa e hidrodinâmica de partículas suavizadas (SPH) para explorar seus eventos de ejeção de massa. Meus resultados fornecem restrições importantes à geometria e à dinâmica necessárias para criar outbursts comparáveis aos dados, o que deve ser considerado por qualquer teoria que pretenda explicar o fenômeno Be a partir de primeiros princípios. Também apresento o BeAtlas, uma grade de observáveis sintéticos de estrelas Be, que pode ser uma ferramenta poderosa no estudo de estrelas Be, bem como B e Bn, como populações. Por fim, utilizo simulações SPH e de transferência radiativa para descrever detalhadamente o comportamento dos discos Be em sistemas binários próximos, incluindo as consequências observacionais esperadas dessa interação. Também detalho como essas características observacionais podem ser usadas para detectar companheiras que, de outra forma, não seriam vistas, e para planejar e interpretar observações. Como exemplo do comportamento complexo de estrelas Be binárias, apresento uma visão geral dos últimos 30 anos de observações espectroscópicas de pi Aqr, que podem ser usadas como base de comparação para essas simulações. Esta tese é um avanço significativo em nossa compreensão das estrelas Be como classe, estabelecendo a base para modelos aprimorados de seus outbursts e de Be binárias. A metodologia que apresento para comparar os modelos de síntese de populações binárias com dados observacionais facilita a interpretação sistemática das observações de sistemas pós-interação, que fornecerão as tão necessárias restrições aos nossos modelos de transferência de massa.