Profundidades ópticas a 10 µm en función de la luminosidad de la estrella (panel izquierdo) y la distancia del límite interior de la región polvorienta desde el centro de la estrella (panel derecho). Los parámetros físicos y de polvo se derivan del ajuste SED (consulte la Sección 3). La barra de color vertical indica la mineralogía relativa de las fuentes. Las estrellas galácticas posteriores a AGB marcadas como Q1 se informan con símbolos completos, mientras que las marcadas como Q2 se informan con símbolos vacíos. Las marcas grises indican estrellas LMC estudiadas por T22. Las líneas punteadas muestran la proyección estelar obtenida al variar la distancia recuperada de Bailer-Jones et al. (2021) De ahí el brillo. La Tabla 1 muestra las incertidumbres en la luminosidad. En el panel izquierdo, la línea discontinua gris representa la orientación en el plano τ−L para estrellas pobres en metales en la Galaxia y MC, y la línea gris sólida representa la orientación en el plano τ−L para objetos ricos en metales del misma muestra. – Astro-FSR
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, con especial atención para determinar la historia de pérdida de masa pasada.
Estudiamos el exceso de fuentes infrarrojas clasificadas como estrellas individuales modelando la formación de polvo en la que se forman y crecen granos de polvo con vientos constantes y se expanden desde la superficie de la estrella. Este método se aplica a diferentes etapas evolutivas de la fase final AGB para estrellas de diferentes masas y metalicidades.
El análisis SED detallado de las fuentes investigadas, que incluyó la derivación del brillo 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 examinadas descienden de ancestros de baja masa (M < 1,5 Msun) que alcanzaron la etapa de estrella C. Las estrellas de carbono pobres en metales tienen mayores excesos de infrarrojos con respecto a sus contrapartes más ricas en metales que tienen una luminosidad similar debido a la mayor proporción de carbono a oxígeno en la superficie.
Este trabajo confirma conclusiones previas de que las estrellas más luminosas que descienden de ancestros de mayor masa son generalmente más tenues debido a escalas de tiempo evolutivas más cortas que acercan la corteza de polvo al cuerpo central.
También encontramos que la tasa de pérdida de masa en la punta de la fase AGB para estrellas de carbono de baja masa y ricas en metales es de aproximadamente 1–1.5 × 10^-5 Msun/año, mientras que en la esfera M pobre en metales ~4-5 Se requiere × 10^-5Msun/año. Estos resultados indican la necesidad de una revisión al alza de las tasas de pérdida de masa teóricas para las estrellas de carbono de baja masa en la literatura disponible, lo que a su vez requiere una cuantificación revisada de la producción de polvo de carbono por parte de las estrellas AGB.
Tosi Silvia, Kamath Devica, Dale Agli Flavia, Van Winkle Hans, Ventura Paolo, Marchetti Tommaso, Marini Esther, Tylo Marco
Comentarios: 11 páginas, 5 números
Materias: Astrofísica Solar y Estelar (astro-ph.SR); Astrofísica de galaxias (astro-ph.GA)
Citado como: arXiv:2302.13677 [astro-ph.SR] (o arXiv: 2302.13677v1 [astro-ph.SR] para esta versión)
Día de entrega
Quién: Sylvia Tosi
[v1] lunes, 27 de febrero de 2023 11:22:33 UTC (568 KB)
https://arxiv.org/abs/2302.13677
Astrobiología y Astroquímica
