Un estudio de estrellas post-AGB ricas en carbono en la Vía Láctea para comprender la producción de polvo carbonoso de estrellas evolucionadas
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Profundidades ópticas a 10 µm en función de la luminosidad de la estrella (panel izquierdo) y la distancia desde el borde interior del área polvorienta hasta el centro de la estrella (panel derecho). Los parámetros físicos y de polvo se derivan de la configuración del SED (consulte la Sección 3). La barra de color vertical indica la metalicidad relativa de las fuentes. Las estrellas galácticas posteriores a AGB marcadas como Q1 están marcadas con símbolos llenos, mientras que las marcadas como Q2 están marcadas con símbolos vacíos. Los marcadores grises se refieren a las estrellas LMC estudiadas por T22. Las líneas discontinuas muestran la proyección estelar obtenida al cambiar la distancia recuperada de Bailer-Jones et al. (2021) y por tanto la luminosidad. La Tabla 1 reporta las incertidumbres sobre la luminosidad. En el panel izquierdo, la línea gris discontinua representa la tendencia en el plano τ−L para estrellas pobres en metales en la Galaxia y MC, y la línea gris sólida representa la tendencia en el plano τ−L para estrellas ricas en metales. objetos de la misma muestra. — astro-ph.SR
El objetivo de este estudio es reconstruir la evolución y los procesos de formación de polvo durante las fases finales de AGB de una muestra de estrellas galácticas post-AGB ricas en carbono, prestando especial atención a determinar la historia de pérdidas de masa pasadas.
Estudiamos el exceso de IR de fuentes clasificadas como estrellas individuales por medio de modelos de formación de polvo donde los granos de polvo se forman y crecen en un viento estático y se expanden desde la superficie de la estrella. El método se aplica a varias etapas evolutivas de la fase final AGB de estrellas de diferentes masas y metalicidades.
El análisis SED detallado de las fuentes estudiadas, que incluyó la derivación de la luminosidad y las propiedades del polvo, se utiliza para inferir información sobre la pérdida de masa, la eficiencia de la formación de polvo y la dinámica del viento.
Confirmamos los resultados anteriores de que la mayoría de las fuentes estudiadas descienden de progenitores de baja masa (M < 1,5 Msun) que han alcanzado la etapa de estrella C. Las estrellas de carbono pobres en metales se caracterizan por mayores excesos de IR en relación con sus contrapartes más ricas en metales de luminosidad similar debido a un mayor exceso de carbono de oxígeno en la superficie.
Este trabajo confirma hallazgos previos de que las estrellas más brillantes que descienden de progenitores de mayor masa son generalmente más opacas debido a escalas de tiempo evolutivas más cortas que colocan la capa de polvo más cerca del objeto central.
También encontramos que la tasa de pérdida de masa en la punta de la fase AGB de las estrellas de carbono de baja masa ricas en metales es de aproximadamente 1-1.5 × 10 ^ -5 Msun / año, mientras que en el dominio bajo en metales M ~ 4-5 Se requiere ×10^-5Msun/año. Estos resultados indican la necesidad de una revisión al alza de las tasas teóricas de pérdida de masa de las estrellas de carbono de baja masa en la literatura disponible, lo que a su vez requiere una determinación revisada de los rendimientos de polvo de carbono de las estrellas AGB.
Tosi Silvia, Kamath Devika, Dell’Agli Flavia, Van Winckel Hans, Ventura Paolo, Marchetti Tommaso, Marini Ester, Tailo Marco
Comentarios: 11 páginas, 5 figuras
Materias: Astrofísica solar y estelar (astro-ph.SR); Astrofísica de Galaxias (astro-ph.GA)
Citar como: arXiv:2302.13677 [astro-ph.SR] (o arXiv:2302.13677v1 [astro-ph.SR] para esta versión)
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Por: Silvia Tosi
[v1] lun 27 de febrero de 2023 11:22:33 a. m. UTC (568 KB)
https://arxiv.org/abs/2302.13677
Astrobiología, Astroquímica
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