Fast Rotation vs. Metallicity

Fast rotation seems to be the major factor to trigger the Be phenomenon. Surface fast rotation can be favored by initial formation conditions such as metal abundance. Models of fast rotating atmospheres and evolutionary tracks are used to determine the stellar fundamental parameters of 120 Be stars situated in spatially well-separated regions to imply there is between them some gradient of metallicity. We study the effects of the incidence of this gradient on the nature of the studied stars as fast rotators.Comment: Societe Francaise d'Astronomie et d'Astrophysique, France (2005

A grid of Synthetic Spectra for Hot DA White Dwarfs and Its Application in Stellar Population Synthesis

In this work we present a grid of LTE and non-LTE synthetic spectra of hot DA white dwarfs (WDs). In addition to its usefulness for the determination of fundamental stellar parameters of isolated WDs and in binaries, this grid will be of interest for the construction of theoretical libraries for stellar studies from integrated light. The spectral grid covers both a wide temperature and gravity range, with 17,000 K <= T_eff <= 100,000 K and 7.0 <= log(g) <= 9.5. The stellar models are built for pure hydrogen and the spectra cover a wavelength range from 900 A to 2.5 microns. Additionally, we derive synthetic HST/ACS, HST/WFC3, Bessel UBVRI and SDSS magnitudes. The grid was also used to model integrated spectral energy distributions of simple stellar populations and our modeling suggests that DAs might be detectable in ultraviolet bands for populations older than ~8 Gyr.Comment: to be published in The Astrophysical Journal Supplement Serie

IMMUNODIAGNOSIS OF HUMAN STRONGYLOIDIASIS: USE OF SIX DIFFERENT ANTIGENIC FRACTIONS FROM Strongyloides venezuelensis PARASITIC FEMALES

SUMMARY The aim of this study was to evaluate six different antigenic fractions from Strongyloides venezuelensis parasitic females for the immunodiagnosis of human strongyloidiasis. Soluble and membrane fractions from S. venezuelensis parasitic females were prepared in phosphate-buffered saline (SSF and SMF, respectively), Tris-HCl (TSF and TMF, respectively), and an alkaline buffer (ASF and AMF, respectively). Serum samples obtained from patients with strongyloidiasis or, other parasitic diseases, and healthy individuals were analyzed by enzyme-linked immunosorbent assay (ELISA). Soluble fractions SSF, TSF, and ASF showed 85.0%, 75.0%, and 80.0% sensitivity and 93.1%, 93.1%, and 87.5% specificity, respectively. Membrane fractions SMF, TMF, and AMF showed 80.0%, 75.0%, and 85.0% sensitivity, and 95.8%, 90.3%, and 91.7% specificity, respectively. In conclusion, the present results suggest that the fractions obtained from parasitic females, especially the SSF and SMF, could be used as alternative antigen sources in the serodiagnosis of human strongyloidiasis

Be Stars: Photospheres, Circumstellar Environments and Evolution in the Main Sequence

As estrelas Be compreendem uma grande faixa de massas e temperaturas. Por definição, são objetos de tipo B com classe de luminosidade entre V e III que apresentam, ou apresentaram alguma vez, linhas de Balmer em emissão (eventualmente metais uma vez ionizados) e/ou linhas com padrões de absorção shell, possivelmente formadas em um envelope circunstelar. Embora se saiba há muito tempo que esses objetos são rodadores rápidos e que giram pelo menos 1,5 a 2 vezes mais rápido do que as estrelas B normais, ainda é incerto se esses objetos são ou não em média rodadores crticos, não obstante as recentes observações interferométricas de HD 10144 (Achernar) (uma estrela Be tpica) indicarem se tratar de um rodador crtico. Devido às suas altas taxas de rotação, as quais originam distorções geométricas e distribuições não uniformes de temperatura dependentes da latitude estelar, os valores de velocidade de rotação derivados por métodos clássicos são sistematicamente subestimados. Além disso, os efeitos da rotação, aliados à presença do envelope circunstelar, mascaram as condições fsicas desses objetos, resultando em diferenças significativas em seus estágios evolutivos na seqüência principal. Neste trabalho apresentamos os resultados do estudo espectroscópico de estrelas Be em duas vertentes. Na primeira tratamos o tema da formação e estrutura do envelope circunstelar de estrelas Be, através das análises de duas estrelas, HD 127972 ( Cen) e HD 10144 (Achernar). Nesse estudo identificamos e caracterizamos seus modos de pulsação, os quais se constituem em um possvel mecanismo de perda de massa e formação do envelope. Além disso, estudamos a estrutura de seus envelopes circunstelares através da modelagem de perfis de Balmer em emissão. Na segunda vertente quantificamos as condições fsicas de 141 estrelas de campo, onde 114 são de tipo Be e 27 estrelas são B normais. Nesse estudo, comparamos os estágios evolutivos desses objetos obtidos através de métodos clássicos com os estágios evolutivos corrigidos dos efeitos da rotação elevada. Concluimos que o \"fenômeno Be\" pode ocorrer em todas as fases da evolução estelar na seqüência principal.Be stars encompass a large mass and temperature range. By definition, they are B-type objects with luminosity classes V to III that have, or have shown at least once, Balmer lines in emission (eventually single-ionized metals) and/or lines with shell absorption patterns possibly formed in a circumstellar envelope. Though it has long been known that these objects are fast rotators and that they rotate at least 1.5 to 2 times faster than normal B stars, it is still uncertain whether or not these objects are in average critical rotators, although recent interferometric observations on Achernar (a typical Be star) pointed it out to be a critical rotator. Due to their high rotation rates which originate geometrical distortions and non-uniform temperature distributions dependent on the stellar latitude, the rotation velocity values derived from classical methods are systematically underestimated. Moreover, the rotation effects allied to the continuum emission due to the presence of a circumstellar envelope disguise the physical conditions of these objects, resulting in significative differences of their main-sequence evolutionary stages. In this work we present the results of the spectroscopic study of Be stars in two approaches. In the first one we treat the subject of formation and structure of the circumstellar envelope of Be stars through the analyses of two stars, HD 127972 ( Cen) and HD 10144 (Achernar). In this study we identify and characterize their pulsation modes, which constitute in a possible mechanism of mass loss and envelope formation. Moreover we study the structure of their circumstellar envelopes through the modeling of Balmer profiles in emission. In the second approach we quantify the physical conditions of 141 field stars, where 114 are Be-type stars and 27 stars are normal B stars. In this study, we compared the evolutionary stages of these objects obtained through classical methods with evolutionary stages corrected for high rotation effects. We conclude that the \"Be phenomenon\" can occur at whatever stage of the stellar evolution on the main sequence

Be Stars: Photospheres, Circumstellar Environments and Evolution in the Main Sequence

As estrelas Be compreendem uma grande faixa de massas e temperaturas. Por definição, são objetos de tipo B com classe de luminosidade entre V e III que apresentam, ou apresentaram alguma vez, linhas de Balmer em emissão (eventualmente metais uma vez ionizados) e/ou linhas com padrões de absorção shell, possivelmente formadas em um envelope circunstelar. Embora se saiba há muito tempo que esses objetos são rodadores rápidos e que giram pelo menos 1,5 a 2 vezes mais rápido do que as estrelas B normais, ainda é incerto se esses objetos são ou não em média rodadores crticos, não obstante as recentes observações interferométricas de HD 10144 (Achernar) (uma estrela Be tpica) indicarem se tratar de um rodador crtico. Devido às suas altas taxas de rotação, as quais originam distorções geométricas e distribuições não uniformes de temperatura dependentes da latitude estelar, os valores de velocidade de rotação derivados por métodos clássicos são sistematicamente subestimados. Além disso, os efeitos da rotação, aliados à presença do envelope circunstelar, mascaram as condições fsicas desses objetos, resultando em diferenças significativas em seus estágios evolutivos na seqüência principal. Neste trabalho apresentamos os resultados do estudo espectroscópico de estrelas Be em duas vertentes. Na primeira tratamos o tema da formação e estrutura do envelope circunstelar de estrelas Be, através das análises de duas estrelas, HD 127972 ( Cen) e HD 10144 (Achernar). Nesse estudo identificamos e caracterizamos seus modos de pulsação, os quais se constituem em um possvel mecanismo de perda de massa e formação do envelope. Além disso, estudamos a estrutura de seus envelopes circunstelares através da modelagem de perfis de Balmer em emissão. Na segunda vertente quantificamos as condições fsicas de 141 estrelas de campo, onde 114 são de tipo Be e 27 estrelas são B normais. Nesse estudo, comparamos os estágios evolutivos desses objetos obtidos através de métodos clássicos com os estágios evolutivos corrigidos dos efeitos da rotação elevada. Concluimos que o \"fenômeno Be\" pode ocorrer em todas as fases da evolução estelar na seqüência principal.Be stars encompass a large mass and temperature range. By definition, they are B-type objects with luminosity classes V to III that have, or have shown at least once, Balmer lines in emission (eventually single-ionized metals) and/or lines with shell absorption patterns possibly formed in a circumstellar envelope. Though it has long been known that these objects are fast rotators and that they rotate at least 1.5 to 2 times faster than normal B stars, it is still uncertain whether or not these objects are in average critical rotators, although recent interferometric observations on Achernar (a typical Be star) pointed it out to be a critical rotator. Due to their high rotation rates which originate geometrical distortions and non-uniform temperature distributions dependent on the stellar latitude, the rotation velocity values derived from classical methods are systematically underestimated. Moreover, the rotation effects allied to the continuum emission due to the presence of a circumstellar envelope disguise the physical conditions of these objects, resulting in significative differences of their main-sequence evolutionary stages. In this work we present the results of the spectroscopic study of Be stars in two approaches. In the first one we treat the subject of formation and structure of the circumstellar envelope of Be stars through the analyses of two stars, HD 127972 ( Cen) and HD 10144 (Achernar). In this study we identify and characterize their pulsation modes, which constitute in a possible mechanism of mass loss and envelope formation. Moreover we study the structure of their circumstellar envelopes through the modeling of Balmer profiles in emission. In the second approach we quantify the physical conditions of 141 field stars, where 114 are Be-type stars and 27 stars are normal B stars. In this study, we compared the evolutionary stages of these objects obtained through classical methods with evolutionary stages corrected for high rotation effects. We conclude that the \"Be phenomenon\" can occur at whatever stage of the stellar evolution on the main sequence

Study of spectroscopic variabilities of star &eta; Centauri

A espectrocopia de estrelas Be realizada com alta resolução e alta relação sinal/ruído permite investigar variações temporais rápidas nos perfis de linhas de absorção, usualmente atribuidas às pulsações não radiais, entre outros mecanismos. O fenômeno Be é transitorio para esse tipo de estrelas. Com efeito, seus espectros podem apresentar as características de uma estrela B normal, ou então de uma estrela com envelope circunstelar "frio" (presença de linhas finas de emissão e absorção no espectro visível). Essas estrelas se caracterizam por apresentarem altas velocidades de rotação, entretanto insuficientes para explicar as altas taxas de perda de massa, cujos mecanismos permanecem ainda incompreendicos. Neste trabalho, adotamos o modelo de pulsações não radiais (PNR) para tentar explicar as variações temporais presentes nos perfis de linha centrados em Hel &lambda; 667.8nm. Para este fim, foi utilizado o método CLEANEST para efetuar a determinação de periodicidades, após alguns testes de comparação prévios entre o desempenho desse método e o CLEAN. Ambos os métodos possuem grande eficiência em análises temporais, entre tanto na média o método CLEANEST se sobressaiu tanto na determinação de freqüências como de amplitudes. Além disso, foram estudados outros tipos de variabilidades também presentes nesses perfis, como as variabilidades nas intensidades relativas das asas da linha e a variabilidade na posição de um pico central em quase emissão. Os dados espectroscópicos analisados constituem quatro conjuntos de espectros obtidos nos anos 1995, 1996, 1997 e 1998 no MCT/LNA. Há ainda um conjunto de dados fotométricos proveniente do satélite HIPPARCOS relativo aos anos de 1990, 1991 e 1992. As análises dos dados espectroscópicos e fotométricos forneceram resultados que concordam com outros trabalhos sobre &eta; Centauri.The spectroscopy of Be stars carried out with high resolution and signal to noise relation allows to investigate quick time variations in line absorption profiles, usually due to non radial pulsations, among other mechanisms. The Be phenomenon is transitory for such stars. Indeed, their spectra may show characteristics of a normal B star, or a star with a "cold" circumstellar envelope (presence of sharp emission and absorption lines in visible spectrum). These stars are characterized by high speed rotation, however insufficient to explain high mass loss rates, whose mechanisms still remains misunderstood. In this work, we adopted the non-radial pulsation model (NRP) in order to explain the observed time series variations present in line profiles centered in HeI &lambda; 667.8 nm. For this sake, it was used the CLEANEST method to carry out periodicity determinations, after some previous comparative tests of performance between this method and CLEAN. Both of them possess great efficiency in time analysis, however in average the CLEANEST method stood out both in determining frequencies and amplitudes. Besides, it were studied also other kinds of variability also present in these profiles, such as relative intensity variations in the wings of the profile and the variability in position of the central quasi-emission peak. The analyzed spectroscopic data constitute four sets of spectra obtained in 1995, 1996, 1997 and 1998 at the MCT/LNA. There is still one photometric data set coming from HIPPARCOS satellite spanning from 1990 to 1992. The spectroscopic and photometric data analysis have furnished results that agree with other works on &eta; Centaur

Study of spectroscopic variabilities of star &eta; Centauri

A espectrocopia de estrelas Be realizada com alta resolução e alta relação sinal/ruído permite investigar variações temporais rápidas nos perfis de linhas de absorção, usualmente atribuidas às pulsações não radiais, entre outros mecanismos. O fenômeno Be é transitorio para esse tipo de estrelas. Com efeito, seus espectros podem apresentar as características de uma estrela B normal, ou então de uma estrela com envelope circunstelar "frio" (presença de linhas finas de emissão e absorção no espectro visível). Essas estrelas se caracterizam por apresentarem altas velocidades de rotação, entretanto insuficientes para explicar as altas taxas de perda de massa, cujos mecanismos permanecem ainda incompreendicos. Neste trabalho, adotamos o modelo de pulsações não radiais (PNR) para tentar explicar as variações temporais presentes nos perfis de linha centrados em Hel &lambda; 667.8nm. Para este fim, foi utilizado o método CLEANEST para efetuar a determinação de periodicidades, após alguns testes de comparação prévios entre o desempenho desse método e o CLEAN. Ambos os métodos possuem grande eficiência em análises temporais, entre tanto na média o método CLEANEST se sobressaiu tanto na determinação de freqüências como de amplitudes. Além disso, foram estudados outros tipos de variabilidades também presentes nesses perfis, como as variabilidades nas intensidades relativas das asas da linha e a variabilidade na posição de um pico central em quase emissão. Os dados espectroscópicos analisados constituem quatro conjuntos de espectros obtidos nos anos 1995, 1996, 1997 e 1998 no MCT/LNA. Há ainda um conjunto de dados fotométricos proveniente do satélite HIPPARCOS relativo aos anos de 1990, 1991 e 1992. As análises dos dados espectroscópicos e fotométricos forneceram resultados que concordam com outros trabalhos sobre &eta; Centauri.The spectroscopy of Be stars carried out with high resolution and signal to noise relation allows to investigate quick time variations in line absorption profiles, usually due to non radial pulsations, among other mechanisms. The Be phenomenon is transitory for such stars. Indeed, their spectra may show characteristics of a normal B star, or a star with a "cold" circumstellar envelope (presence of sharp emission and absorption lines in visible spectrum). These stars are characterized by high speed rotation, however insufficient to explain high mass loss rates, whose mechanisms still remains misunderstood. In this work, we adopted the non-radial pulsation model (NRP) in order to explain the observed time series variations present in line profiles centered in HeI &lambda; 667.8 nm. For this sake, it was used the CLEANEST method to carry out periodicity determinations, after some previous comparative tests of performance between this method and CLEAN. Both of them possess great efficiency in time analysis, however in average the CLEANEST method stood out both in determining frequencies and amplitudes. Besides, it were studied also other kinds of variability also present in these profiles, such as relative intensity variations in the wings of the profile and the variability in position of the central quasi-emission peak. The analyzed spectroscopic data constitute four sets of spectra obtained in 1995, 1996, 1997 and 1998 at the MCT/LNA. There is still one photometric data set coming from HIPPARCOS satellite spanning from 1990 to 1992. The spectroscopic and photometric data analysis have furnished results that agree with other works on &eta; Centaur