Iben & Renzini (1983) prop˜oem que, quando a estrela se encontra pr´oxima ao TP- AGB, a terceira dragagem que ocorre durante o ciclo de flash de H´elio nas camadas em torno do n´ucleo causa um aumento na raz˜ao Carbono-Oxigˆenio (C/O), assim orig- inando as estrelas de Carbono intr´ınsecas. Quando estas estrelas atingem o TP-AGB, elas s˜ao conhecidas como vari´aveis de tipo Mira (Whitelock 2000). Neste est´agio, a estrela ejetou uma consider´avel quantidade de material durante toda sua hist´oria evo- lutiva, sendo assim envolta por uma camada de poeira oticamente espessa. Esta camada de poeira ´e tanto mais espessa quanto mais vermelhas s˜ao suas cores no infravermelho pr´oximo (ver Whitelock 2000, 2003). A distribui¸c˜ao de energia espectral (SED) das es- trelas de Carbono e de tipo Mira apresenta um excesso no infravermelho com um pico em torno da banda L, regi˜ao onde o envolt´orio de poeira apresenta a maior intensidade com rela¸c˜ao ao fluxo estelar.
IRC+10216, ou CW Leonis (CW Leo), ´e uma vari´avel de tipo Mira extremamente rica em Carbono com um per´ıodo de pulsa¸c˜ao de ∼650 dias (Le Bertre 1992). ´E o exemplo mais bem conhecido das estrelas AGB com um envolt´orio circunstelar (ECS) oticamente espesso. Tal envolt´orio absorve quase que completamente os f´otons emitidos pela estrela central no vis´ıvel e em comprimentos de onda mais curtos. Por esta raz˜ao, o ambiente circunstelar de IRC+10216 ´e estudado principalmente nos dom´ınios do infravermelho e de mil´ımetros, onde o envolt´orio emite radia¸c˜ao e espalha a luz estelar.
O envolt´orio de IRC+10216 apresenta not´aveis assimetrias e a conex˜ao entre suas mor- fologias em diferentes comprimentos de onda n˜ao ´e clara. Imagens recentes coletadas com o instrumento VLT/NACO4 foram apresentadas por Le˜ao et al. (2006) em um detalhado
estudo do ECS de IRC+10216, incluindo um estudo morfol´ogico em diferentes escalas e diferentes comprimentos de onda, assim como uma an´alise da evolu¸c˜ao temporal das estruturas em torno da estrela. Tais resultados ser˜ao mostrados no cap´ıtulo 3.
4
Very Large Telescope, Nasmyth Adaptive Optics System (NAOS) & Near-Infrared Imager and Spec- trograph (CONICA). http://www.eso.org/instruments/naco, ver cap´ıtulo 2.
Na escala de segundos de arco ou menos, uma descri¸c˜ao detalhada de IRC+10216 j´a vem sendo apresentada por diversos grupos (ver e.g. Haniff & Buscher 1998; Weigelt et al. 1998, 2002; Tuthill et al. 2000, 2005; Le˜ao et al. 2006). A regi˜ao mais interna do ECS parece ser composto de uma s´erie de concentra¸c˜oes de mat´eria, ou grumos, cujas posi¸c˜oes e brilhos variam no decorrer de poucos anos. A complexidade das estruturas detectadas tem levado a diversas hip´oteses sobre a localiza¸c˜ao precisa da estrela central.
Em escalas muito maiores (acima de minutos de arco), Mauron & Huggins (1999, 2000, MH99-00 daqui por diante) mostraram que o ECS de IRC+10216 tamb´em pode ser estudado na regi˜ao do vis´ıvel se sua imagem for coletada com profundidade suficiente. Com a estrela central obscurecida pela poeira, sua luz limita-se a espalhar-se em regi˜oes pr´oximas ao centro. Sendo assim, o brilho da nebulosa origina-se da luz ambiental da Gal´axia, que ´e espalhada pelas part´ıculas de poeira do ECS. A nebulosa ´e detectada at´e distˆancias muito grandes da estrela central (at´e cerca de 6.000 R∗). A poeira nes-
sas regi˜oes guardam, portanto, informa¸c˜oes sobre a hist´oria de alguns milhares de anos da perda de massa estelar. MH99-00 tamb´em mostraram que este envolt´orio aproxima- damente circular ´e consistente com um campo de radia¸c˜ao gal´actico isotr´opico e uma distribui¸c˜ao esfericamente sim´etrica de poeira (ver tamb´em Mauron et al. 2003). Entre- tanto, com uma melhor resolu¸c˜ao espacial (∼ 1”), o envolt´orio consiste de uma s´erie de camadas mais densas, ou conchas, que aparentam uma distribui¸c˜ao discreta de arcos na imagem. A origem destas conchas ainda n˜ao ´e estabelecida. Apesar de IRC+10216 ser a ´
unica AGB conhecida com tais conchas, uma morfologia similar j´a foi detectada em torno de uma d´uzia de outras PNs e cerca de seis PPNs. Entretanto, todas estas PNs e PPNs s˜ao bipolares, ao contr´ario do que observamos em seu progenitor (considerando que as propriedades do ECS de IRC+10216 s˜ao comuns para todas as estrelas AGB). A causa e ocorrˆencia da transi¸c˜ao de um ECS esf´erico com m´ultiplas conchas para um ECS bipolar ´e fundamental para a compreens˜ao sobre o mecanismo de perda de massa nas estrelas AGB e sobre a evolu¸c˜ao do material ejetado para o meio interestelar. Recentemente, Dinh-V- Trung & Lim (2008) observaram com os radiotelesc´opios do VLA5 a distribui¸c˜ao de HC
3N
and HC5N no envolt´orio de IRC+10216, encontrando uma distribui¸c˜ao compat´ıvel com
5
as imagens observadas no vis´ıvel por Le˜ao et al. (2006).
Mira, o prot´otipo de sua classe, ´e de tipo M, fazendo parte das AGBs ri- cas em Oxigˆenio. Esta estrela comp˜oe um sistema bin´ario simbi´otico separado, onde a componente prim´aria, Mira A, transfere material para a componente se- cund´aria, Mira B, sem haver preenchimento de seus l´obulos de Roche. A trans- ferˆencia de mat´eria ocorre mais por intera¸c˜ao de ventos do que pela intera¸c˜ao por mar´es gravitacionais. Mira A, classificada como uma M7IIIe (Castelaz & Lutter- moser 1997), apresenta um gradativo aumento em sua perda de massa enquanto se move ao longo da regi˜ao das AGBs. Mira B, menos luminosa e cuja perda de massa ´e insignificante em compara¸c˜ao com a de Mira A, era classificada como uma an˜a branca, mas atualmente sua classifica¸c˜ao ´e incerta (Karovska et al. 2005; Ireland et al. 2007).
Mira tem sido amplamente estudada. Observa¸c˜oes de Mira AB coletadas em diferentes comprimentos de onda tˆem revelado um sistema bastante complexo, com consider´aveis varia¸c˜oes temporais nas componentes e em seus ambientes circunstelares (e.g. Karovska et al. 1997, 2005; Wood & Karovska 2004; Matthews & Karovska 2006; Karovska 2006). Estas varia¸c˜oes se devem em grande parte ao processo de perda de massa sofrido por Mira A ( ˙M≃2,8×10−7
M⊙ ano −1
) atrav´es de um vento frio e de baixa veloci- dade (V∞≃5 km s
−1
; Bowers & Knapp 1988). O material proveniente deste vento desloca- se em dire¸c˜ao a Mira B, formando um disco de acres¸c˜ao quente, tal como revelado pelos v´arios alargamentos rotacionais das linhas de emiss˜ao em ultravioleta (Reimers & Cas- satella 1985). Observa¸c˜oes de Mira A em UV, coletadas com o HST, revelam um alongamento em forma de gancho, com a extremidade curvando-se em dire¸c˜ao `a compo- nente B, possivelmente caracterizando a intera¸c˜ao descrita acima (Karovska et al. 1997). Imagens de Mira A no vis´ıvel, coletadas com o HST, apresentam uma clara assime- tria, que se ajusta razoavelmente com uma distribui¸c˜ao de intensidade gaussiana e el´ıptica (Karovska et al. 1997). Recentemente, foi detectado em UV, com o sat´elite es- pacial GALEX6
, a intera¸c˜ao de Mira AB com o meio interestelar, revelando um choque
6
de proa7 e um extenso rastro de mat´eria, compat´ıvel com o movimento pr´oprio do sis-
tema, mostrando 30.000 anos de hist´oria da perda de massa deste objeto (Martin et al. 2007).
Os estudos morfol´ogicos de diversos objetos AGB tˆem sido cada vez mais freq¨uentes, em virtude da r´apida evolu¸c˜ao dos instrumentos de alta resolu¸c˜ao angular. Os envolt´orios de poeira oticamente espessos destes objetos possuem importantes informa¸c˜oes sobre a hist´oria da perda de massa estelar e podem ser detectados no infravermelho como es- truturas relativamente extensas. Seus grandes raios podem ser medidos atualmente com interferometria de base longa e, al´em disso, assimetrias e grumos tamb´em tˆem sido detec- tados (ver e.g. Tuthill et al. 1999; Ragland et al. 2006). Estes estudos tˆem contribu´ıdo para uma melhor compreens˜ao de como as estrelas AGB e p´os-AGB se interligam en- tre os diferentes est´agios evolutivos, um problema ainda n˜ao estabelecido. A morfologia em torno das estrelas AGB ´e bastante complexa: diversas formas assim´etricas tˆem sido largamente observadas (ver e.g. Prieur et al. 2002). Estas formas apresentam algumas semelhan¸cas com aquelas das nebulosas planet´arias, sendo que numa regi˜ao menos ex- tensa.