| Processo: | 12/20364-4 |
| Linha de fomento: | Bolsas no Brasil - Pós-Doutorado |
| Vigência (Início): | 01 de fevereiro de 2013 |
| Vigência (Término): | 31 de janeiro de 2018 |
| Área do conhecimento: | Ciências Exatas e da Terra - Astronomia - Astrofísica Estelar |
| Pesquisador responsável: | Alex Cavaliéri Carciofi |
| Beneficiário: | Rodrigo Georgetti Vieira |
| Instituição-sede: | Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG). Universidade de São Paulo (USP). São Paulo , SP, Brasil |
| Vinculado ao auxílio: | 11/51680-6 - Explorando o universo: da formação de galáxias aos planetas tipo-Terra, com o Telescópio Gigante Magellan, AP.ESP |
| Assunto(s): | Transferência radiativa |
Resumo O estudo das regiões internas de discos protoplanetários (< 1 AU) é um tópico de intenso debate na comunidade científica. Uma das razões para esta esta questão ainda estar em aberto é a grande dificuldade de resolver espacialmente tais estruturas internas. Além disso, a física destas regiões internas ainda é pouco compreendida, dada sua alta complexidade. A proximidade à estrela torna a temperatura nessas regiões grande o suficiente para modificar e evaporar os grãos de poeira. Também há evidências da presença de uma componente de gás quente dentro do raio de sublimação da poeira. Contudo, nenhum modelo físico auto-consistente pôde descrever satisfatoriamente a real distribuição de gás e poeira na parte mais interna dos discos. Motivados por este cenário intrigante, nós propomos para este trabalho de pós-doutoramento incluir a fase gasosa nos modelos de discos protoplanetários (de poeira). Isto será feito a partir da modificação do exemplo bem sucedido dos modelos de disco de decréscimo em estrelas Be. O cenário relativamente mais simples dos discos de decréscimo das estrelas Be (não contêm poeira) representa o laboratório ideal para o estudo da física do disco. Os modelos de decréscimo viscoso previamente estabelecidos podem ser convertidos em modelos de discos protoplanetários, a partir da modificação de suas condições de contorno. É imprescindível que os efeitos não isotérmicos sejam levados em consideração. Para este propósito, são necessários cálculos 3D de transporte radiativo. Estes cálculos serão executados pelo código de Monte Carlo HDUST (desenvolvido pelo supervisor), o qual representa a única ferramenta numérica disponível capaz de lidar com o gás e a poeira simultaneamente e de maneira auto-consistente. Como resultado, pretendemos construir um conjunto de modelos que abranja um volume considerável no espaço de parâmetros. Este conjunto possibilitará não apenas a interpretação direta de observações já existentes, como também o planejamento de novas observações interferométricas com os instrumentos AMBER e MIDI (VLTI). | |