Keplerian disks and out flows in binary post-AGB stars

Abstract

The evolution of intermediate mass stars (0:8 < M < 8M ) in their last stages is fast. In these phases the star evolves from the asymptotic giant branch (AGB) over the post-AGB star phase towards the central star of planetary nebula (CSPN) phase. At the end of the AGB phase, the star exhibits high mass-loss rates, up to 10- 4 M a-1.The star begins the post-AGB stage after having expelled most of its stellar envelope. The nebula around a post-AGB star is known as a pre-planetary nebula (pPN), and most of them typically exhibit fast bipolar out ows. We focus on a certain class of post-AGB stars that are part of a binary system. These binary systems present orbital periods between 100 and 3 000 days and separations smaller than 5AU, avoiding (or rapidly going through) the common envelope phase. Their remarkable near-infrared excess in the spectral energy distribution (SED) is an observational probe for the presence of disks around the binary system. This excess at IR wavelengths is indicative of the presence of hot dust produced by the inner regions of these disks. They are formed during the binary interaction. They are stable structures and there are several evidences that prove it, such as the detection of Keplerian dynamics or the presence of highly processed dust grains...La evolución de las estrellas de masa intermedia (0:8 < M < 8M ) en las últimas fases de su vida es muy rápida. En estas fases la estrella evoluciona desde la Rama Asintótica de las Gigantes (AGB, por sus siglas en inglés) sobre la fase de estrella post-AGB hacia la etapa de estrella central de una nebulosa planetaria (CSPN por sus siglas en inglés). Al final de la etapa AGB, la estrella muestra grandes tasas de pérdida de masa, hasta 10-4M a- 1. La estrella empieza la fase post-AGB después de haber expulsado la mayor parte de su manto. La nebulosa que hay alrededor de una estrella post-AGB es conocida como nebulosa pre-Planetaria (pPNe) y la mayoría de ellas muestra usualmente flujos bipolares de alta velocidad. Nos centramos en una cierta clase de estrellas post-AGB que forman parte de un sistema binario. Estos sistemas binarios presentan periodos orbitales entre 100 y 3 000 días y una separación menor que 5AU, esquivando (o atravesando rápidamente) la fase de envoltura común. Estas fuentes muestran indicios de la presencia de discos alrededor del sistema binario, como son su notable exceso en el infrarrojo cercano (NIR) presente en su distribución espectral de energía (SED). Este exceso a longitudes de onda infrarrojas es indicativo de la presencia de polvo caliente en las regiones más internas del disco. Los discos se forman debido a interacciones del sistema binario. Hay varios indicios de que se trata de estructuras estables, como es la detección de dinámica Kepleriana o la presencia de granos de polvo muy procesados...