Parâmetros Físico-Químicos de Estrelas com Planetas na Missão

universidade federal do rio grande do norte
centro de ciências exatas e da terra
departamento de física teórica e experimental
programa de pós-graduação em física
Parâmetros Físico-Químicos de Estrelas
com Planetas na Missão CoRoT
caio fabio teixeira correia
natal-rn
agosto de 2011
caio fabio teixeira correia
Parâmetros Físico-Químicos de Estrelas
com Planetas na Missão CoRoT
Dissertação de Mestrado apresentada ao Programa de
Pós-Graduação em Física do Departamento de Física
Teórica e Experimental da Universidade Federal do Rio
Grande do Norte como requisito parcial para a obtenção
do grau de
Mestre
em Física.
Orientador: Prof. Dr. José Renan de Medeiros
Co-orientador: Prof. Dr. Bruno Leonardo Canto
Martins
natal-rn
agosto de 2011
Agradecimentos
Ao prof. José Renan, pela orientação e conança depositada na realização deste trabalho. Mas acima de tudo pela oportunidade que me deu, permitindo uma formação cientíca
em Astrofísica, o qual sempre foi um grande sonho e está sendo uma grande realização. Ao
prof. Bruno Canto, pela paciência e prestatividade em me ensinar grande parte das técnicas
empregadas neste trabalho.
Ao meu pai, meu irmãos Francisco Júnior e Clélia, fontes de um amor incondicional
e que sei que sempre poderei contar com eles. À minha namorada Marina Goldfarb e sua
família pelo suporte emocional durante os vários anos de nossa convivência, inclusive nestes
dois anos marcados pela distância, os quais foram os mais longos.
A todos os colegas que participam ou participaram do grupo de Astrofísica de Natal
neste tempo, pelo ambiente saudável e ajuda mútua proporcionados. Em especial Sumaia Vieira, Cristián Cortés, Rízia Rodrigues e Nathália Mattos, os quais contribuíram gentilmente
e diretamente para a totalidade deste trabalho.
Aos amigos Carlos Eduardo e Sânzia Alves pelo apoio quando da minha chegada em
Natal e em especial ao Antônio Macedo que me recebeu em sua casa, juntamente com Danilo
Pedreira, Bruno Amorim e Eduardo Damasceno. Todos foram essenciais para minha adaptação à cidade e ao novo ambiente de estudo.
i
Aos colegas da sala Mário Schenberg, por proporcionarem um ambiente de trabalho descontraído e cuja convivência diária transformou a todos em verdadeiros amigos, em especial
os colegas Flodoaldo Simões, Jeerson Costa e Eliângela Paulino. Aos colegas de graduação,
que também vieram se aventurar em Natal, Diogo Souto e Thacísyo Sá.
Aos professores do DF-UFPB, que foram essenciais para minha formação como físico
e me prepararam para a carreira cientíca, em especial o prof. Pedro Christiano, tutor do
PET-Física/UFPB e o prof. Marcos Oriá, que me orientou no Lab. de Física Atômica e
Lasers.
Aos professores do DFTE, pela instrução e ensinamentos de qualidade; aos funcionários
do DFTE, pelos serviços prestados durante a produção deste trabalho. À CAPES pelo apoio
nanceiro.
ii
Resumo
No presente estudo, nós determinamos os parâmetros atmosféricos (Tef f , log g,
v mic
e [Fe/H]) e as abundâncias químicas de 16 íons (Fe I, Fe II, O I, Si I, Na I, Mg I, Al I,
Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Rb I, Zr I, Ba II, La II e Cr I) para 16 estrelas solares, com massas
entre 0.8 e 1.2 M , aproximadamente, incluindo 10 estrelas com planetas detectados pelo
telescópio espacial CoRoT. Para este estudo, foram usados dados do arquivo público do ESO:
(i) espectros de alta resolução (R ∼ 47000) do espectrógrafo UVES localizado no VLT/UT2ESO (para 7 estrelas, cobrindo o domínio espectral de 3450-4515 Å e 5500-9400 Å) e (ii)
espectros de alta resolução obtidos com o espectrógrafo HARPS localizado no telescópio de
, em La Silla-ESO (para 9 estrelas, cobrindo a faixa de 4200-6865 Å). Nossa análise
3,60 m
espectral é baseada nos modelos de atmosfera MARCS e nas ferramentas espectroscópicas
do Turbospectrum. Com base nos parâmetros obtidos, as abundâncias referidas parecem
seguir tendência semelhante à curva de abundâncias solares. Adicionalmente, observa-se uma
correlação signicativa entre a abundância relativa [m/H] e a temperatura de condensação
(Tc ) dos elementos refratários (Tc > 900 K). O comportamento da velocidade rotacional
projetada (v sin i) em função das abundâncias obtidas também é analisada, não apresentando
correlações claras. Este estudo oferece vínculos adicionais para o traçado da história evolutiva
de estrelas solares com planetas, incluindo a busca por diferenças químicas entre estrelas com
e sem planetas em trânsito, e por anomalias nas abundâncias estudadas.
iii
Abstract
In the present study we compute the atmospheric parameters (Tef f , log
g
and
v mic
,
[Fe/H]) and chemical abundance of 16 ions (Fe I, Fe II, O I, Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti
I, Co I, Ni I, Rb I, Zr I, Ba II, La II and Cr I) for 16 solar-like stars with masses between
0.8 and 1.2 M aproximatedly, including 10 planet-host stars detected by the CoRoT Space
Mission. For this study, we use data from the ESO public archive: (i) high resolution spectra
(R ∼ 47000) from the UVES spectrograph on the VLT/UT2-ESO (for 7 stars, covering the
wavelength range 3450-4515 Å and 5500-9400 Å) and (ii) high resolution spectra from HARPS
spectrograph on the La Silla-ESO 3.60 m telescope (for 9 stars, covering the wavelength
range 4200-6865 Å). Our spectral analysis is based on MARCS models of atmosphere and
Turbospectrum spectroscopic tools. On the base of the computed parameters, the referred
abundances appears to follow the same behavior of the solar curve abundances. Further,
one observes a signicant correlation between the abundance ratio [m/Fe] and condensation
temperature (Tc ) of refractory elements (Tc > 900 K). The behavior of the projected rotational
velocity (v sin i) versus the computed abundances [m/Fe] is also analyzed, presenting no clear
trends. This study oers additional constraints to trace the evolutive history of solar-like stars
with planets, including the search for chemical dierences between stars with and without
transit planets and anomalies in the studied abundances.
iv
Sumário
Agradecimentos
i
Resumo
iii
Abstract
iv
Sumário
vi
Lista de Figuras
ix
Lista de Tabelas
x
1 Introdução
1
1.1 Motivação e Plano de Trabalho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3
2 Amostra Estelar
5
3 Análise Espectroscópica
7
3.1 Larguras Equivalentes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
8
3.2 Os Modelos Atmosféricos MARCS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
10
3.3 Parâmetros atmosféricos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
11
3.3.1 Temperatura efetiva, Tef f . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
11
v
3.3.2 Velocidade de microturbulência, vmic . . . . . . . . . . . . . . . . . .
13
3.3.3 Gravidade supercial, log g . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
13
3.3.4 Rotação projetada, v sin i . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
15
3.3.5 Metalicidade e demais abundâncias . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
15
3.4 Temperatura de Condensação . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
15
4 Resultados
18
4.1 Parâmetros Físico-Químicos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
18
4.2 Curvas de abundâncias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
21
4.3 Comparação com dados da literatura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
24
4.4 Temperatura de Condensação . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
25
4.5 Temperatura efetiva e metalicidade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
31
4.6 Rotação . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
35
5 Conclusões e perspectivas
39
5.1 Conclusões . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
39
5.2 Perspectivas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
41
A Medidas de largura equivalente
42
Referências bibliográcas
53
vi
Lista de Figuras
3.1
Amostra do espectro nal da estrela CoRoT-Exo 7 no intervalo de 6150 a 6170 Å, uma região
do espectro rica em linhas de Ca, além de outros elementos. Algumas linhas utilizadas para
calcular as abundâncias estão sinalizadas com o nome do elemento associado (em azul) e o
comprimento de onda central da linha, em ângstrons, entre parênteses.
3.2
. . . . . . . . .
9
Equilíbrio de excitação entre as linhas de Fe I da estrela CoRoT-Exo 7 com os melhores
valores para os parâmetros atmosféricos. A regressão linear (linha sólida vermelha) é referente às linhas de Fe I, onde a intersecção com o eixo das ordenadas fornece a metalicidade
[Fe/H]. Círculos abertos vermelhos se referem às linhas de Fe I dentro do erro padrão da
regressão linear. Círculos fechados azuis referem às linhas de Fe II dentro do respectivo erro
padrão. Os parâmetros obtidos para CoRoT-Exo 7 estão disponíveis na tabela 4.1.
3.3
Equilíbrio entre as linhas fracas, moderadas e intensas de Fe I da estrela
. . . .
12
CoRoT-Exo 7
com os melhores valores para os parâmetros atmosféricos. A regressão linear (linha sólida
vermelha) é referente às linhas de Fe I. Círculos abertos vermelhos se referem às linhas de
Fe I dentro do erro padrão da regressão linear. Círculos fechados azuis referem às linhas de
Fe II dentro do respectivo erro padrão.
4.1
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
14
Diagrama log Tef f × log g das estrelas deste estudo. Círculos azuis representam as estrelas
com planeta. A estrela CoRoT-Exo 11, citada no texto está destacada com uma caixa azul;
círculos vermelhos representam as estrelas sem planetas. O Sol é indicado pelo símbolo ,
para comparação . As linhas sólidas são traçados evolutivos de Girardi et al. (2000).
vii
. . .
22
4.2
Diagrama das abundâncias Am em função do número atômico Z das estrelas deste estudo.
Círculos azuis representam abundâncias das estrelas com planeta, círculos vermelhos representam abundâncias das estrelas sem planeta. Abundâncias do Sol estão indicadas com o
símbolo . A linha tracejada representa a curva de abundâncias do Sol para os elementos
aqui estudados.
4.3
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
23
Comparação dos valores de temperatura efetiva obtidos neste trabalho (eixo das ordenadas)
com os valores da literatura (eixo das abcissas). A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada
em vermelho.
4.4
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
26
Comparação dos valores de metalicidade obtidos neste trabalho (eixo das ordenadas) com
os valores da literatura (eixo das abcissas). A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada em
vermelho.
4.5
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Abundâncias relativas [m/H] para os elementos refratários em função de Tc das estrelas com
planetas deste estudo. O parâmetro m indica a inclinação da regressão linear.
4.6
. . . . . .
. . . . . .
30
Abundâncias relativas ao ferro [m/Fe] para os elementos refratários em função de Tc das
estrelas sem planetas deste estudo. O parâmetro m indica a inclinação da regressão linear.
4.9
29
Abundâncias relativas ao ferro [m/Fe] para os elementos refratários em função de Tc das
estrelas com planetas deste estudo. O parâmetro m indica a inclinação da regressão linear.
4.8
28
Abundâncias relativas [m/H] para os elementos refratários em função de Tc das estrelas sem
planetas deste estudo. O parâmetro m indica a inclinação da regressão linear.
4.7
26
31
Inclinação das abundâncias relativas ao ferro, mF e em função da temperatura efetiva Tef f
das estrelas com e sem planetas deste estudo. Círculos azuis representam estrelas com planetas e círculos vermelhos, as estrelas sem planetas. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada
com uma caixa azul. O Sol está representado pelo símbolo , para efeitos comparativos.
4.10
Inclinação das abundâncias relativas ao hidrogênio mH
versus
.
32
[Fe/H], para os elementos
refratários, das estrelas com planetas (círculos azuis) e sem planetas (círculos vermelhos) da
presente amostra. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com uma caixa azul.
viii
. . . . .
33
4.11
Inclinação mF e
versus
[Fe/H], para os elementos refratários, das estrelas com planetas (cír-
culos azuis) e sem planetas (círculos vermelhos) da presente amostra. A estrela CoRoT-Exo
11 está destacada com uma caixa azul.
4.12
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
34
Velocidade de rotação projetada v sin i em função da metalicidade das estrelas da amostra.
Estrelas com planetas são os círculos preenchidos de azul. A estrela CoRoT-Exo 11 está
destacada com uma caixa azul. Estrelas sem planetas são os círculos vermelhos.
4.13
Inclinação mH
versus
. . . . .
36
v sin i para os elementos refratários, das estrelas com e sem planetas
da presente amostra. Círculos azuis representam estrelas com planetas e círculos vermelhos,
as estrelas sem planetas. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com uma caixa azul.
4.14
Inclinação mF e
versus
. .
37
v sin i para os elementos refratários, das estrelas com e sem planetas
da presente amostra. Círculos azuis representam estrelas com planetas e círculos vermelhos,
as estrelas sem planetas. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com uma caixa azul.
ix
. .
38
Lista de Tabelas
3.1 Temperatura de condensação fotosférica dos elementos. . . . . . . . . . . . .
17
4.1 Parâmetros atmosféricos da amostra estelar em estudo. . . . . . . . . . . . .
19
4.2 Abundâncias químicas computadas no presente trabalho, para a amostra estelar em estudo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
20
4.3 Parâmetros atmosféricos da amostra estelar, obtidos em outros estudos. . . .
24
A.1 Medidas das larguras equivalentes das linhas de Fe I e Fe II, em mili-ângstrons,
das estrelas analisadas neste trabalho. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
43
A.2 Medidas das larguras equivalentes das linhas de Fe I e Fe II, em mili-ângstrons,
das estrelas analisadas neste trabalho. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
45
A.3 Medidas das larguras equivalentes das linhas dos demais elementos, em miliângstrons, das estrelas com planetas analisadas neste trabalho.
. . . . . . .
47
A.4 Medidas das larguras equivalentes das linhas dos demais elementos, em miliângstrons, das estrelas com planetas analisadas neste trabalho.
. . . . . . .
49
A.5 Medidas das larguras equivalentes das linhas dos demais elementos, em miliângstrons, das estrelas sem planetas analisadas neste trabalho. Número da
estrela corresponde ao CoRoT ID.
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
x
51
Capítulo 1
Introdução
A espectroscopia estelar teve início com o estudo da natureza do Sol, que por
sua vez teve seu primeiro momento de entusiasmo com o advento do telescópio no início do
século XVII. Os primeiros objetos de estudo do Sol eram as manchas, fáculas1 e sua rotação.
Nos séculos XVIII e XIX, era bastante propagada a ideia do astrônomo alemão Sir William
Herchel (1795) de que o Sol era um corpo sólido e escuro cuja luminosidade devia-se a uma
camada externa de nuvens luminosas e que as manchas escuras ocorriam quando correntes
atmosféricas dispersavam esta camada de nuvens. Passou mais de um século para se chegar
à compreensão atual de um Sol constituído basicamente por hidrogênio e hélio em estado de
plasma.
Divisões escuras no espectro solar começaram a ser observadas pelo químico inglês W.
H. Wollaston (1802), que concluiu simploriamente que tais linhas dividiam a luz do Sol em
quatro cores fundamentais: vermelho, verde amarelado, azul e violeta, sem investigações posteriores. Apenas com as observações do ótico alemão Joseph Fraunhofer (1817), que iniciou-se
a investigação das linhas espectrais. Ele marcou as linhas mais proeminentes com letras que
iam do A no vermelho ao I no violeta, além de outras 574 linhas mais tênues. Mas Fraunho1 lamentos
brilhantes que aparecem na fotosfera solar
1
Capítulo 1. Introdução
2
fer estava mais interessado no uso prático delas para a fabricação de lentes mais aperfeiçoadas.
Na época ainda haviam dúvidas se tais linhas eram formadas na atmosfera solar ou
na terrestre. Quem primeiro demonstrou a origem solar de tais linhas espectrais foi o físico
sueco A. J. Ångstrom (1853), observando que as linhas espectrais provenientes do limbo solar
eram mais profundas, devido ao trajeto maior percorrido pela luz na atmosfera do Sol. No
entanto, o experimento crucial para entender a natureza de tais linhas foi conduzido pelo
físico e astrônomo francês Léon Foucault (1849), observando o espectro solar superposto ao
espectro de arcos elétricos entre polos de carbono. Ele constatou que as linhas D1 e D2 do
Sol cavam mais profundas quando o arco permanecia desligado. De maneira complementar,
as linhas de absorção davam lugar a linhas de emissão quando o arco era ligado.
Vários pesquisadores contribuíram para a noção de que as linhas de absorção se devem
ao gás da atmosfera solar e que cada elemento produzia linhas especícas no espectro solar.
Entre eles estão os inventores britânicos W. H. F. Talbot (1834) e
Sir
Charles Wheatstone
(1835), o matemático e físico irlandês Sir George G. Stokes (1852) e o físico alemão Gustav R.
Kirchho. Este último, com seu trabalho fundamental centrado em análise espectral (1860),
onde foi introduzido o termo radiação
.
de corpo negro
No entano, foi o astrônomo italiano Giovanni Batista Donati (1860) quem deu início
à espectroscopia de outras estrelas, sendo logo seguido por outros astrônomos ao redor do
mundo. Um fato curioso é que o astrônomo britânico Sir Joseph N. Lockyer (1868) descobriu
uma linha no espectro solar que não estava associada a nenhum elemento químico. Este novo
elemento foi batizado de hélio, do grego helios, que signica Sol. O hélio só foi identicado espectroscopicamente na Terra 27 anos depois pelo químico escocês Sir William Ramsay (1895).
À época, as abundâncias químicas eram apenas estimadas visualmente, comparando
placas fotográcas de espectros de diferentes estrelas, sem modelos para levar em consideração temperatura, massa, idade ou outros parâmetros atmosféricos das estrelas. Atualmente
Capítulo 1. Introdução
3
existem modernos espectrógrafos e ecientes detectores de CCD, além de vários modelos atmosféricos precisos que levam em conta estes fatores, fundamentados nas teorias de evolução
estelar e que auxiliam os astrônomos a determinar parâmetros atmosféricos e abundâncias
estelares com um bom nível de conança.
1.1
Motivação e Plano de Trabalho
Com a crescente descoberta de sistemas planetários das mais diversas características,
várias questões surgem quanto à formação destes e como a formação de planetas pode inuenciar a composição química, a rotação e outras características da estrela central. Cerca
de 185 planetas detectados através do método de trânsito já foram anunciados 2 . Gonzalez,
G. (1997,1998) foi o primeiro a identicar na composição química das estrelas que hospedam
planetas, possíveis vestígios de formação planetária, encontrando que estrelas com planetas
têm maior metalicidade que estrelas sem planetas conhecidos.
Melendéz et al. (2009) mostrou que o Sol é deciente em elementos refratários com
relação a 11 gêmeas solares, sugerindo que tal singularidade seja uma possível assinatura da
formação de planetas terrestres no Sistema Solar, pois uma quantidade considerável destes
elementos refratários estariam alojados nestes planetas. Seguindo estes estudos, Ramirez
et al. (2009) encontrou que cerca de 15% das gêmeas solares seguem a deciência solar
em elementos refratários, sugerindo que é possível identicar os tipos de estrelas que são
mais prováveis de hospedar planetas, através desta análise química. O presente estudo visa
estender os estudos que buscam por correlações entre as abundâncias, a temperatura de condensação dos elementos refratários, além da rotação das estrelas com planetas do campo de
estudo da Missão CoRoT (Convection,
Rotation and planetary Transits
). Desta forma, este
trabalho é organizado da seguinte maneira:
O capítulo 2 fornece uma breve descrição da amostra de estrelas e os dados utilizados
2 Ver
tabela em http://exoplanet.eu, dados referentes à data de 28/10/2011
Capítulo 1. Introdução
4
neste estudo.
O capítulo 3 apresenta a metodologia das medidas, juntamente com uma breve descrição da técnica de síntese espectral utilizada para a obtenção dos parâmetros atmosféricos e
abundâncias químicas da amostra estelar.
O capítulo 4 apresenta os parâmetros físicos-químicos obtidos neste trabalho e uma
comparação com resultados da literatura. Em seguida, é realizada uma discussão dos principais resultados deste trabalho.
No capítulo 5 são apresentados as conclusões e perspectivas de continuidade deste trabalho.
Capítulo 2
Amostra Estelar
O presente estudo se baseia em uma amostra de estrelas dividida em dois grupos, de
acordo com a presença ou não de planetas detectados. O primeiro grupo consiste de 10 estrelas com planetas detectados pelo método de trânsito, através do Telescópio Espacial CoRoT
e foi selecionado de acordo com a disponibilidade de espectros públicos dos espectrógrafos
HARPS (High
Accuracy Radial velocity Planet Searcher
Echelle Spectrograph
) e UVES (Ultraviolet
and Visual
) na base de dados do ESO (European Southern Observatory ) durante o
segundo semestre de 2010. Tais espectros foram originalmente obtidos para a medida de velocidade radial destas estrelas. Neste trabalho, estas serão chamadas de estrelas com planetas.
O segundo grupo consiste de 6 estrelas que foram observadas com o espectrógrafo UVES
que estão posicionadas próximas à linha evolutiva de 1.0 M , selecionadas dentro de uma
grande amostra de estrelas CoRoT estudadas na tese de doutorado de Cristián Cortés (2010),
na qual foram determinados vários parâmetros físico-químicos para estas estrelas. Dentre as
quais, são de interesse para este trabalho a temperatura efetiva, gravidade supercial, velocidade de microturbulência, metalicidade e velocidade rotacional projetada. É importante
ressaltar que, numa revisão recente de seus dados, o referido autor descobriu que dentro da
lista de estrelas observadas com o UVES havia uma correlação errada com algumas estrelas
observadas pelo CoRoT, e das seis estrelas sem planetas detectados deste estudo, duas na
verdade não têm um CoRoT ID associado. São elas, UVES 229705 e UVES 229759, que es5
Capítulo 2. Amostra Estelar
6
tão identicadas na tese daquele autor como CoRoT ID 102738854 e CoRoT ID 102585563,
respectivamente. Este grupo de estrelas será nossa amostra de comparação. Não foram
encontrados planetas através do método de trânsito ou velocidade radial. Embora possam
abrigar planetas ainda não detectados, este grupo de estrelas será chamado neste trabalho
de estrelas sem planetas.
Para o estudo destes grupos, foram utilizados espectros de alta resolução disponíveis
na base de dados públicos de dois instrumentos: (i) O Espectrógrafo HARPS situado em
La Silla (R ∼ 115000), para 9 estrelas com planetas detectados pelo satélite francês CoRoT.
Os espectros HARPS cobrem a faixa espectral de 4200 a 5865 Å, com um intervalo de 33 Å
centrado em 5019 Å, devido a arquitetura de seu detector de duas câmeras CCD lado a lado.
Cada estrela possuía dois ou mais espectros obtidos através deste instrumento. Desta forma,
após a correção de velocidade radial e a normalização dos espectros, foi realizado um empilhamento para cada estrela, visando obter um espectro nal com melhor
(SNR, da sigla
signal-to-noise ratio
razão sinal/ruído
). E (ii) o Espectrógrafo UVES situado no VLT/UT2-
ESO (R ∼ 47000), para 1 estrela com planeta e 6 estrelas sem planetas detectados até o
momento. Os espectros obtidos com o UVES cobrem a faixa espectral de 3450-4515 Å na
região azul do espectro (conhecida como braço AZUL do espectro − blue ARM) e 5500-9400
Å na região vermelha (conhecida como braço vermelho − red ARM), com um intervalo de
82 Å centrado em 7043 Å.
Capítulo 3
Análise Espectroscópica
Um espectro estelar fornece inúmeras informações físicas sobre o astro emissor, desde
que se tenha uma boa instrumentação e embasamento teórico. Hoje, isto é possível graças
à disponibilidade de grandes telescópios, CCDs ecientes e espectrógrafos de alta resolução,
além do aumento da capacidade de processamento de dados, de ferramentas computacionais
avançadas e modelos atmosféricos precisos. Desta forma, é possível classicar as estrelas, determinar seus parâmetros atmosféricos, as abundâncias químicas, dentre outras informações
físicas. Porém, este é um processo bastante complexo. Neste capítulo, será mostrado como
foram obtidos os parâmetros físico-químicos (Tef f , log g , vmic , [Fe/H] e demais abundâncias)
e como foram estimados seus respectivos erros.
A profundidade, frequência e forma de cada linha espectral reetem a estrutura do
átomo ou íon e suas interações com a vizinhança. Para sintetizar as linhas atômicas, são necessários o comprimento de onda central, o valor da correção das forças de oscilador (log gf )
e o potencial de excitação (χ) para cada uma das transições presentes no espectro. A lista
de linhas atômicas aqui utilizada foi obtida da base de dados Viena - VALD, Vienna Atomic
Line Database
(Kupka et al. 1999). Para as estrelas sem planeta, foi utilizada primeiramente
uma lista de linhas abrangendo 12 íons com correção de log gf , gentilmente fornecida pelo
Prof. Dr. Bruno L. Canto Martins. Para as estrelas com planeta, foram feitas medidas
também das linhas de Fe I e Fe II, cuja correção de log gf está disponível em Canto Martins
7
Capítulo 3. Análise Espectroscópica
8
(2007). Adicionalmente, foi utilizada uma lista de linhas atualizada com mais dois íons (Rb I
e Ba
II
), gentilmente fornecida por Nathália Mattos (2011), completando a lista de 16 íons
para toda a amostra.
Para a redução dos espectros foi feita, respectivamente, a correção de velocidade radial,
normalização e empilhamento (para os espectros obtidos com o HARPS). As medidas das
larguras equivalentes das linhas de absorção dos 16 íons estudados neste trabalho (Fe
II, O I, Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Rb I, Zr I, Ba II, La II
I, Fe
e Cr I ) foram
realizadas com a tarefa SPLOT do pacote IRAF (Tody, D. 1986). O cálculo dos parâmetros
físicos, as abundâncias e espectros sintéticos foi realizado através do programa de análise
espectral Turbospectrum, descrito em Alvarez & Plez (1998).
3.1
Larguras Equivalentes
O passo seguinte à redução dos espectros de cada estrela é medir as larguras equivalentes das linhas atômicas. A profundidade de uma linha espectral pode ser associada a uma
largura equivalente (LE ), denida como sendo a largura de um retângulo cuja área seja igual
à área ocupada por esta linha. A medição das
LE
s é feita ajustando-se a linha a um perl
gaussiano invertido, tomando o contínuo como referência. Foi feita então a medida da largura
equivalente da lista de linhas para todas as estrelas da amostra, exceto para os íons de Fe
I e Fe II das estrelas sem planeta, para os quais foram utilizados os resultados do trabalho
de Cristián Cortés. Tais medidas de
LE
foram realizadas individualmente com toda a lista
de linhas, para todas as estrelas, onde a incerteza na medida era estimada de acordo com a
razão sinal/ruído na região da linha. No Anexo A encontra-se disponível todas as medidas
de larguras equivalentes realizadas neste trabalho. A gura 3.1 apresenta uma amostra do
espectro da estrela CoRoT-Exo 7, utilizado para derivar seus parâmetros físico-químicos.
Capítulo 3. Análise Espectroscópica
Figura 3.1:
9
Amostra do espectro nal da estrela CoRoT-Exo 7 no intervalo de 6150 a 6170 Å, uma região
do espectro rica em linhas de Ca, além de outros elementos. Algumas linhas utilizadas para calcular as
abundâncias estão sinalizadas com o nome do elemento associado (em azul) e o comprimento de onda central
da linha, em ângstrons, entre parênteses.
Capítulo 3. Análise Espectroscópica
10
Forças de Oscilador, log gf
A forma geral de uma linha espectral é fruto das características da transição atômica
que a gera e três interações atômicas existentes: a energia de separação dos estágios estacionários, que dene o comprimento de onda central da linha espectral; os tempos de vida
radiativos dos níveis de energia, determinando as larguras das linhas; e as forças de oscilador
que estão relacionadas à probabilidade de transição e inuenciam na profundidade das linhas
espectrais. Portanto, uma medida precisa do log gf é bastante importante para fornecer a
medida correta da abundância de um determinado elemento. A lista de linhas com a correção de log gf destas linhas aqui utilizadas foram disponibilizadas por Canto Martins et al.
(2011) e o método de determinação juntamente com os valores de correção para cada linha
está disponível no trabalho deste autor.
3.2
Os Modelos Atmosféricos MARCS
Para descrever a dependência de certos parâmetros físicos em relação à profundidade
das camadas mais externas de uma estrela, faz-se necessário um modelo físico teórico chamado modelo de atmosfera. Os modelos de atmosferas estelares utilizados na presente análise
são os modelos de nova geração MARCS (Model Atmosphere R. C. S.), baseados numa aproximação plano-paralela e esférica de modelos em Equilíbrio Termodinâmico Local (ETL) e
equilíbrio radiativo. Os modelos MARCS consistem numa tabela contendo vários modelos
de estrelas com temperatura efetiva entre 4000 e 8000 K (com intervalos de 250 K), log
entre −1 e 5
dex
(com intervalos de 0.5
dex
) e metalicidade total entre −5 e +1
dex
g
(com
intervalos variando de 0.25 a 1.0 dex ).
Para tornar possível o cálculo de qualquer valor de Tef f , log g e vmic dentro dos intervalos
acima, os modelos atmosféricos da amostra e do Sol foram calculados a partir de uma rotina
de interpolação gentilmente fornecida pelo Dr. Thomas Masseron (Ohio State University,
EUA). Esta rotina faz uma interpolação linear em cubo utilizando até 8 modelos MARCS no
Capítulo 3. Análise Espectroscópica
11
espaço da temperatura efetiva (Tef f ), metalicidade ([Fe/H]) e gravidade supercial (log g ).
Os parâmetros atmosféricos da amostra do presente trabalho foram determinados utilizando
apenas a aproximação plano-paralela. Para a estrela CoRoT-Exo 2, foi determinado um log g
igual a 5.02, foi feita uma extrapolação de modelos com log g entre 4.50 e 5.00, podendo esta
apresentar incertezas além das calculadas.
3.3
Parâmetros atmosféricos
Nesta seção, será descrita parte da técnica que utiliza dados espectrais para a determinação dos parâmetros atmosféricos e as abundâncias químicas. A grade de parâmetros
adotados para o Sol foram: Tef f = 5777 K (Neckel, 1986), vmic = 1.0 km/s (Rüedi et al.
1997), log g = 4.44 (Allen, 1973). A metalicidade (log (F e) = 7.45) e demais abundâncias
são aquelas disponíveis em Asplund, Grevesse & Sauval (2005).
Os parâmetros atmosféricos das estrelas com planetas foram determinados através de
um método iterativo controlado manualmente, fazendo-se uso dos modelos atmosféricos
MARCS calculados para diferentes valores dos parâmetros iniciais de entrada (Tef f , log g
e vmic ). Os parâmetros atmosféricos das estrelas sem planetas foram obtidos por Cristián
Cortés (2010) utilizando a mesma técnica que este trabalho.
3.3.1 Temperatura efetiva, Tef f
O procedimento para o cálculo da temperatura efetiva é baseado na análise da lista de
91 linhas atômicas de Fe I utilizada neste trabalho, impondo um equilíbrio de excitação χ
entre estas linhas, ou seja, todas as linhas de Fe I devem apresentar a mesma abundância
independentemente dos seus potenciais de excitação. Usa-se esta espécie, por ser a que tem
o maior número de linhas conhecidas num espectro estelar. Ou seja, quando encontrada a
Capítulo 3. Análise Espectroscópica
12
temperatura efetiva correta, uma regressão linear no diagrama log (F e) × χ deve apresentar
um coeciente angular nulo. Na gura 3.2, encontra-se uma ilustração do método. A estimativa do erro desta medida é obtida variando-se a temperatura até que o coeciente angular
desta regressão linear seja igual ao módulo do erro padrão da medida.
Figura 3.2:
Equilíbrio de excitação entre as linhas de Fe I da estrela CoRoT-Exo 7 com os melhores valores
para os parâmetros atmosféricos. A regressão linear (linha sólida vermelha) é referente às linhas de Fe I, onde
a intersecção com o eixo das ordenadas fornece a metalicidade [Fe/H]. Círculos abertos vermelhos se referem
às linhas de Fe I dentro do erro padrão da regressão linear. Círculos fechados azuis referem às linhas de Fe II
dentro do respectivo erro padrão. Os parâmetros obtidos para CoRoT-Exo 7 estão disponíveis na tabela 4.1.
Capítulo 3. Análise Espectroscópica
13
3.3.2 Velocidade de microturbulência, vmic
O procedimento para se determinar a velocidade de microturbulência, vmic , se dá através da imposição de que a abundância fornecida pelas linhas de Fe I seja a mesma para as
linhas de intensidade fraca, média ou intensa, removendo então qualquer tendência na regressão linear do diagrama log (F e) × log(LE/λ). Este processo é ilustrado na gura 3.3.
Trata-se de um parâmetro importante porque a velocidade de microturbulência atrasa
a saturação das linhas moderadamente intensas de um espectro, inuenciando diretamente a
medida da abundância fornecida pela largura equivalente das linhas sob análise. De maneira
análoga à estimativa do erro da temperatura, varia-se o valor da velocidade de microturbulência até que a regressão linear do diagrama log (F e) × log(LE/λ) tenha coeciente angular
igual ao módulo do erro padrão da regressão.
3.3.3 Gravidade supercial, log g
A determinação da gravidade supercial é efetuada impondo-se um equilíbrio de ionização entre as linhas de Fe I (ferro neutro) e as linhas de Fe II (ferro uma vez ionizado).
Este procedimento é possível por que as linhas de Fe II são bem mais sensíveis à mudança
de gravidade supercial do que de temperatura efetiva (Gray, 1992) e também representa a
maior parte dos átomos de ferro na atmosfera de estrelas do tipo solar. Desta forma, um aumento na gravidade supercial causa um aumento na pressão eletrônica do meio sem alterar
as larguras equivalentes, desfavorecendo a população de Fe II.
Sendo assim, a gravidade supercial ca determinada quando as linhas de Fe I e Fe II
fornecem a mesma abundância. Esta vericação pode ser feita nos diagramas log (F e) × χ
e log (F e) × log(LE/λ), ilustrados nas guras 3.2 e 3.3, respectivamente. Para estimar o
erro, varia-se o valor da gravidade supercial até que a diferença entre as abundâncias médias
de Fe I e Fe II seja aproximadamente igual à combinação de seus erros.
Capítulo 3. Análise Espectroscópica
14
Figura 3.3: Equilíbrio entre as linhas fracas, moderadas e intensas de Fe I da estrela CoRoT-Exo 7 com
os melhores valores para os parâmetros atmosféricos. A regressão linear (linha sólida vermelha) é referente
às linhas de Fe I. Círculos abertos vermelhos se referem às linhas de Fe I dentro do erro padrão da regressão
linear. Círculos fechados azuis referem às linhas de Fe II dentro do respectivo erro padrão.
Capítulo 3. Análise Espectroscópica
15
3.3.4 Rotação projetada, v sin i
Neste trabalho de dissertação também é feita uma investigação em busca de uma correlação entre as abundâncias obtidas e a velocidade de rotação projetada das estrelas com
planeta. Para tanto, foram utilizados dados da rotação projetada de estrelas com planetas determinados e gentilmente fornecidos por Sumaia Vieira (2011), para estrelas observadas com
o espectrógrafo HARPS. Desta forma, como o espectro disponível para a estrela CoRoT-Exo
12
foi obtido com o espectrógrafo UVES, esta estrela não tem medida da rotação projetada
na presente análise. Para as estrelas sem planeta, foram utilizados valores publicados na tese
de doutorado de Cristián Cortés (2010).
3.3.5 Metalicidade e demais abundâncias
Determinados os parâmetros atmosféricos, o valor da metalicidade então adotado é a
média simples das abundâncias das linhas de Fe I que estão dentro do intervalo denido pelo
desvio padrão da regressão linear usada para se determinar a temperatura efetiva da estrela.
Para os demais elementos, as abundâncias foram obtidas através da média simples dos valores
obtidos com o melhor ajuste de temperatura, gravidade e velocidade de microturbulência.
O erro da medida da metalicidade e das demais abundâncias foi estimado através do desvio
padrão da média das medidas das LE s das linhas de cada íon.
3.4
Temperatura de Condensação
Segungo Gonzalez (1997), a temperatura de condensação (Tc ) de um elemento é aquela
temperatura em que metade dos átomos de determinado elemento, em um ambiente gasoso,
sai da forma gasosa e se condensa, usualmente se aglutinando em grãos. Esta temperatura de
Capítulo 3. Análise Espectroscópica
16
condensação é calculada com base na abundância do elemento a ser estudado no meio gasoso
em que este se encontra. Desta forma, podemos tomar como base dois tipos de abundâncias
químicas para o Sistema Solar, a fotosférica e a protosolar. Sendo a temperatura de condensação diferente para cada caso, pois os dois cenários têm metalicidades ligeiramente diferentes.
Para este estudo, será usada a temperatura de condensação derivada das abundâncias
químicas fotosféricas, pois são estas que podem servir de referência padrão para a normalização de abundâncias em outras estrelas. Os elementos químicos são aqui classicados de
acordo com sua temperatura de condensação : Os elementos voláteis (Tc < 900K ) e os elementos refratários (Tc > 900K ). A tabela 3.1 apresenta as temperaturas de condensação dos
elementos estudados neste trabalho. Desta forma, podemos identicar na presente lista de
elementos, o O e o Rb como voláteis e os elementos Fe,
Ba, La,
e Cr como refratários.
Si, Na, Mg, Al, Ca, Ti, Co, Ni, Zr,
Capítulo 3. Análise Espectroscópica
17
Tabela 3.1: Temperatura de condensação fotosférica dos elementos.
Elemento
O
Na
Mg
Al
Si
Ca
Ti
Cr
Fe
Co
Ni
Rb
Zr
Ba
La
a
Tc a
(K)
179
953
1327
1641
1302
1505
1573
1291
1328
1347
1348
798
1736
1447
1570
50% da Tempe-
ratura de Condensação segundo Lodders
(2003).
Capítulo 4
Resultados
Neste capítulo são apresentados os parâmetros físico-químicos obtidos para a presente
amostra estelar. Em seguida, é apresentada uma comparação com dados existentes na literatura, além de uma análise do comportamento das abundâncias computadas relativamente
a outras quantidades físicas, como a temperatura de condensação, a temperatura efetiva e a
rotação projetada das estrelas com planetas, em análise paralela com as estrelas sem planetas.
4.1
Parâmetros Físico-Químicos
A tabela 4.1 apresenta para cada estrela, a identicação, a temperatura efetiva Tef f , a
gravidade supercial log g , a velocidade de microturbulência vmic , a metalicidade [Fe/H], a
velocidade de rotação projetada v sin i e o instrumento através do qual foi obtido o espectro.
A tabela 4.2 fornece os valores determinados para as abundâncias relativas [m/H]1 dos demais
14 íons da amostra.
1 Neste
trabalho é adotada a notação: Am = log nm /nH +12, onde nm é a densidade de número do elemento
m; [m/H] = Am − A
m ; e [m/Fe] = [m/H] − [Fe/H].
18
Capítulo 4. Resultados
19
Tabela 4.1: Parâmetros atmosféricos da amostra estelar em estudo.
Nome da
Estrela
CoRoT-Exo 1
CoRoT-Exo 2
CoRoT-Exo 3
CoRoT-Exo 4
CoRoT-Exo 5
CoRoT-Exo 7
CoRoT-Exo 9
CoRoT-Exo 10
CoRoT-Exo 11
CoRoT-Exo 12
CoRoT ID 102614844
CoRoT ID 102709247
CoRoT ID 102692093
CoRoT ID 101476063
UVES 229705
UVES 229759
Tef f
(K)
6200
5808
6650
6112
5995
5300
5626
4930
5502
6145
5445
5570
5870
5780
5840
5637
+49
−77
+142
−79
+194
−90
+52
−69
+120
−65
+26
−28
+62
−58
+71
−125
+110
−112
+50
−35
+25
−50
+38
−38
+50
−40
+60
−55
+80
−25
+38
−37
log g
(dex)
4.34 +0.13
−0.11
5.02 +0.12
−0.13
4.35 +0.46
−0.40
4.31 +0.20
−0.19
4.18 +0.34
−0.35
4.43 +0.31
−0.29
4.59 +0.32
−0.36
4.43 +0.59
−0.78
3.80 +0.39
−0.45
4.41 +0.12
−0.12
4.14 +0.25
−0.19
4.00 +0.14
−0.12
4.41 +0.14
−0.14
4.40 +0.14
−0.13
4.05 +0.24
−0.24
4.53 +0.37
−0.36
vmic
(km/s)
1.08 +0.13
−0.09
1.24 +0.42
−0.51
2.65 +0.94
−0.90
1.10 +0.10
−0.10
0.97 +0.33
−0.30
0.85 +0.05
−0.09
1.08 +0.16
−0.15
0.69 +0.29
−0.29
< 0.64
1.63 +0.21
−0.14
1.00 +0.06
−0.07
0.91 +0.16
−0.05
1.89 +0.20
−0.26
1.44 +0.07
−0.07
1.37 +0.08
−0.11
1.63 +0.10
−0.10
[Fe/H]
(dex)
-0.04 ±0.16
-0.07 ±0.18
0.16 ±0.20
0.11 ±0.14
-0.15 ±0.16
0.06 ±0.06
-0.06 ±0.20
0.03 ±0.10
-0.63 ±0.22
0.13 ±0.12
0.37 ±0.04
0.30 ±0.03
-0.12 ±0.05
0.16 ±0.03
0.03 ±0.04
-0.01 ±0.04
v sin i
(km/s)
4.83 ± 0.1
9.91 ± 0.4
15.1 ± 0.2
6.7 ± 0.2
2.5 ± 0.2
1.5 ± 0.1
< 1.2
< 1.2
< 1.2
···
1.0 ± 1.0
1.0 ± 1.0
8.0 ± 1.0
2.0 ± 1.0
3.8 ± 1.0
5.5 ± 1.0
Instrum.
HARPS
HARPS
HARPS
HARPS
HARPS
HARPS
HARPS
HARPS
HARPS
UVES
UVES
UVES
UVES
UVES
UVES
UVES
-0.14+0.24
−0.17
< 0.22
···
-0.23+0.22
−0.38
-0.16+0.12
−0.16
-0.30+0.25
−0.30
···
···
-0.05+0.11
−0.15
0.04+0.07
−0.08
-0.07+0.07
−0.08
-0.19+0.07
−0.08
0.19+0.05
−0.05
-0.21+0.06
−0.06
-0.20+0.06
−0.06
Cr
-0.18+0.12
−0.12
0.13+0.16
−0.16
-0.03+0.16
−0.22
0.15+0.17
−0.18
-0.23+0.12
−0.12
0.13+0.11
−0.11
-0.04+0.14
−0.14
0.05+0.13
−0.13
-1.06+0.20
−0.21
···
0.35+0.10
−0.10
0.46+0.10
−0.10
-0.25+0.15
−0.16
···
0.15+0.11
−0.12
-0.05+0.10
−0.10
Nome da
Estrela
CoRoT-Exo 1
CoRoT-Exo 2
CoRoT-Exo 3
CoRoT-Exo 4
CoRoT-Exo 5
CoRoT-Exo 7
CoRoT-Exo 9
CoRoT-Exo 10
CoRoT-Exo 11
CoRoT-Exo 12
CoRoT ID 102709247
CoRoT ID 102614844
CoRoT ID 102692093
CoRoT ID 101476063
UVES 229705
UVES 229759
O
···
Nome da
Estrela
CoRoT-Exo 1
CoRoT-Exo 2
CoRoT-Exo 3
CoRoT-Exo 4
CoRoT-Exo 5
CoRoT-Exo 7
CoRoT-Exo 9
CoRoT-Exo 10
CoRoT-Exo 11
CoRoT-Exo 12
CoRoT ID 102709247
CoRoT ID 102614844
CoRoT ID 102692093
CoRoT ID 101476063
UVES 229705
UVES 229759
Co
0.01+0.15
−0.20
-0.01+0.14
−0.23
0.11+0.20
−0.22
-0.10+0.14
−0.18
< -0.03
0.18+0.09
−0.09
-0.03+0.17
−0.26
0.50+0.12
−0.12
-0.28+0.19
−0.27
0.28+0.13
−0.15
0.44+0.09
−0.09
0.73+0.09
−0.09
···
0.23+0.08
−0.08
0.61+0.08
−0.08
0.09+0.11
−0.13
Na
-0.05+0.06
−0.06
0.02+0.07
−0.07
0.16+0.24
−0.83
0.25+0.12
−0.13
-0.19+0.09
−0.10
-0.03+0.05
−0.05
-0.15+0.08
−0.08
0.22+0.09
−0.11
-0.34+0.15
−0.16
0.18+0.06
−0.06
0.28+0.05
−0.05
-0.38+0.06
−0.06
-0.21+0.05
−0.06
0.18+0.04
−0.04
-0.07+0.04
−0.04
-0.25+0.05
−0.05
Ni
-0.22+0.11
−0.19
0.01+0.09
−0.10
0.04+0.19
−0.36
0.06+0.09
−0.09
-0.19+0.10
−0.11
0.03+0.5
−0.05
-0.04+0.11
−0.12
0.14+0.12
−0.13
-0.63+0.15
−0.17
0.09+0.5
−0.05
0.39+0.04
−0.04
0.55+0.06
−0.06
-0.05+0.07
−0.08
0.14+0.04
−0.04
0.00+0.04
−0.04
-0.16+0.5
−0.05
Mg
0.07+0.10
−0.10
0.06+0.10
−0.10
-0.03+0.16
−0.16
0.08+0.12
−0.13
-0.02+0.11
−0.11
0.09+0.09
−0.09
0.00+0.12
−0.13
0.14+0.13
−0.14
-0.15+0.20
−0.27
0.20+0.10
−0.11
0.23+0.09
−0.09
-0.80+0.13
−0.16
-0.13+0.11
−0.12
-0.03+0.09
−0.09
-0.02+0.09
−0.09
-0.36+0.09
−0.09
0.35+0.17
−0.17
0.42+0.16
−0.16
0.30+0.20
−0.21
-0.09+0.15
−0.15
-0.74+0.16
−0.16
0.17+0.16
−0.16
-0.52+0.15
−0.15
Rb
···
···
···
···
···
···
···
···
···
Al
-0.07+0.20
−0.30
0.21+0.08
−0.08
0.02+0.23
−0.48
-0.01+0.14
−0.17
-0.23+0.17
−0.23
0.08+0.06
−0.06
0.09+0.11
−0.12
0.26+0.10
−0.11
-0.52+0.17
−0.23
0.18+0.11
−0.13
0.28+0.07
−0.07
-0.84+0.12
−0.14
-0.08+0.08
−0.09
0.05+0.07
−0.07
0.04+0.06
−0.07
-0.27+0.06
−0.06
Zr
0.50+0.68
−0.21
< 0.15
···
0.63+0.13
−0.16
0.41+0.17
−0.30
0.01+0.06
−0.06
< 0.26
0.05+0.08
−0.08
< 0.14
0.45+0.18
−0.32
0.54+0.06
−0.06
0.49+0.11
−0.14
0.49+0.12
−0.16
···
0.31+0.06
−0.08
0.31+0.06
−0.08
Si
0.01+0.06
−0.06
-0.07+0.09
−0.18
0.09+0.14
−0.17
0.12+0.10
−0.10
-0.22+0.12
−0.20
-0.04+0.05
−0.05
-0.13+0.11
−0.13
0.09+0.11
−0.12
-0.62+0.19
−0.26
0.07+0.06
−0.06
-0.44+0.05
−0.05
0.35+0.10
−0.10
-0.06+0.08
−0.10
0.14+0.05
−0.05
0.07+0.04
−0.04
-0.17+0.04
−0.04
Ba
0.43+0.10
−0.10
0.36+0.08
−0.08
-0.19+0.15
−0.15
0.43+0.10
−0.10
0.13+0.08
−0.08
0.29+0.10
−0.11
0.29+0.17
−0.20
0.12+0.16
−0.18
0.69+0.23
−0.32
0.04+0.07
−0.07
0.29+0.10
−0.09
0.10+0.12
−0.13
0.06+0.07
−0.07
-0.01+0.11
−0.11
-0.06+0.08
−0.07
-0.25+0.18
−0.21
Ca
0.06+0.07
−0.08
0.15+0.09
−0.10
0.13+0.16
−0.27
0.18+0.11
−0.16
-0.10+0.10
−0.11
0.20+0.06
−0.06
0.00+0.11
−0.12
0.24+0.09
−0.11
-0.32+0.17
−0.22
0.17+0.06
−0.06
0.21+0.04
−0.04
0.32+0.05
−0.05
-0.17+0.06
−0.06
0.02+0.06
−0.06
-0.05+0.05
−0.05
-0.31+0.04
−0.04
La
-0.03+0.28
−0.19
0.45+0.16
−0.21
···
-0.30+0.23
−0.38
< 0.04
0.13+0.09
−0.11
< 0.32
0.13+0.09
−0.10
-0.69+0.24
−0.38
0.13+0.14
−0.19
-0.14+0.09
−0.09
0.27+0.13
−0.17
-0.27+0.24
−0.48
0.12+0.20
−0.32
-0.03+0.09
−0.10
0.05+0.14
−0.19
Ti
-0.13+0.13
−0.25
0.23+0.13
−0.14
0.33+0.15
−0.19
0.13+0.13
−0.18
-0.06+0.12
−0.16
0.16+0.07
−0.07
-0.12+0.14
−0.18
0.27+0.10
−0.10
-0.63+0.14
−0.18
0.15+0.09
−0.12
0.26+0.07
−0.07
0.37+0.08
−0.08
-0.19+0.12
−0.15
0.06+0.07
−0.07
0.00+0.07
−0.08
-0.20+0.08
−0.08
Tabela 4.2: Abundâncias químicas computadas no presente trabalho, para a amostra estelar em estudo.
Capítulo 4. Resultados
20
Capítulo 4. Resultados
21
A gura 4.1 exibe o diagrama log Tef f × log g da amostra estelar construído com os
parâmetros estelares obtidos, disponíveis na tabela 4.1. O Sol está incluído para comparação.
Este diagrama mostra que, exceto a estrela
CoRoT-Exo 11
, as estrelas com planetas
da presente amostra estão particularmente localizadas na sequência principal. Na realidade,
com uma metalicidade [Fe/H] ' -0.68, a estrela CoRoT-Exo
11
difere bastante da amostra,
cujo intervalo de [Fe/H] é particularmente solar, variando de -0.15 a 0.16.
As estrelas sem planetas detectados estão localizadas entre a sequência principal e o
início da região das subgigantes. As estrelas CoRoT
ID 102614844
e CoRoT
ID 102709247
,
além de estarem melhor localizadas no início da região das subgigantes, são aquelas com
maior metalicidade [Fe/H] (0.37 e 0.30, respectivamente).
4.2
Curvas de abundâncias
Obtidas as abundâncias (Am ) de cada elemento e comparando com os valores solares,
numa curva de abundâncias, é possível vericar que estas seguem a mesma tendência que o
Sol, uma primeira indicação de que os parâmetros físico-químicos obtidos estão bem determinados. A gura 4.2 apresenta a curva de abundâncias obtida neste trabalho, das estrelas
com e sem planeta, em comparação com as abundâncias solares determinadas em Asplund,
Grevesse & Sauval (2005).
Capítulo 4. Resultados
22
Figura 4.1: Diagrama log Tef f × log g das estrelas deste estudo. Círculos azuis representam as estrelas com
planeta. A estrela CoRoT-Exo 11, citada no texto está destacada com uma caixa azul; círculos vermelhos
representam as estrelas sem planetas. O Sol é indicado pelo símbolo , para comparação . As linhas sólidas
são traçados evolutivos de Girardi et al. (2000).
Diagrama das abundâncias Am em função do número atômico Z das estrelas deste estudo. Círculos azuis representam abundâncias das
estrelas com planeta, círculos vermelhos representam abundâncias das estrelas sem planeta. Abundâncias do Sol estão indicadas com o símbolo . A
linha tracejada representa a curva de abundâncias do Sol para os elementos aqui estudados.
Figura 4.2:
Capítulo 4. Resultados
23
Capítulo 4. Resultados
4.3
24
Comparação com dados da literatura
Para todas as estrelas com planetas, existem trabalhos de diversos autores em que são
determinados alguns parâmetros físico-químicos em comum com este estudo. Esta seção
apresenta uma comparação e discussão entre os resultados deste trabalho e da literatura. A
tabela 4.3 apresenta os parâmetros atmosféricos obtidos em outros trabalhos. Não foram
encontrados estudos que determinam os parâmetros atmosféricos das estrelas sem planetas.
Tabela 4.3: Parâmetros atmosféricos da amostra estelar, obtidos em outros estudos.
Nome da
Estrela
CoRoT-Exo 1
CoRoT-Exo 2
CoRoT-Exo
CoRoT-Exo
CoRoT-Exo
CoRoT-Exo
CoRoT-Exo
CoRoT-Exo
CoRoT-Exo
CoRoT-Exo
3
4
5
7
9
10
11
12
Tef f
(K)
5950
5696
5625
6740
6115
6100
5275
5625
5075
6440
5675
±150
±70
±120
±140
±70
±65
±75
±80
±75
±120
±80
log g
(dex)
4.25 ±0.30
4.42 ±0.12
4.30 ±0.20
4.22 ±0.07
4.30 ±0.12
4.19 ±0.03
4.50 ±0.10
4.54 ±0.09
4.65 ±0.10
4.22 ±0.23
4.52 ±0.08
vmic
(km/s)
1.71 ±0.10
···
···
1.37 ±0.10
0.91 ±0.09
···
···
2.0 ±0.5
···
0.6 ±0.2
[Fe/H]
(dex)
-0.30 ±0.25
0.03 ±0.06
···
0.03 ±0.06
0.12 ±0.05
-0.25 ±0.06
0.05 ±0.04
···
0.26 ±0.07
-0.03 ±0.08
0.16 ±0.10
v sin i
(km/s)
5.2 ± 1.0
8.5 ±1.0
11.85 ±0.45
17.0 ±1.0
5.5 ±1.0
1.0 ±1.0
< 3.5
< 3.5
···
40.0±5.0
1.0 ±1.0
Ref.
a
b
c
d
b
e
f
g
h
i
j
Referências: a - Barge (2008); b - Chavero (2010); c - Bouchy (2008); d - Deleuil (2008); e Rauer (2009); f - Léger (2009); g - Deeg (2010); h - Bonomo (2010); i - Gandol (2010); j Gillon (2010).
Grande parte dos parâmetros atmosféricos obtidos para as estrelas deste estudo estão
de acordo ou próximos do limite da margem de erro das medidas encontradas na literatura.
Analisando as estrelas que apresentam maiores diferenças com a literatura existente, vemos
que em Barge et al. (2008) também foi feito uso dos modelos MARCS com espectros HARPS
para determinar os parâmetros atmosféricos da CoRoT-Exo 1, porém a estimativa de temperatura foi feita através da análise da linha Hα, que cou um pouco abaixo do valor estimado
neste trabalho e resultou em valores menores para a gravidade e metalicidade. A velocidade
de rotação projetada foi determinada de maneira independente dos parâmetros atmosféricos,
estando de acordo com o valor apresentado neste trabalho.
Capítulo 4. Resultados
Para a estrela
25
, foi obtida uma temperatura um pouco mais alta que os
CoRoT-Exo 2
trabalhos analisados (Bouchy et al. (2008); Chavero et al. (2010)), ainda assim, estando
de acordo com o trabalho de Chavero et al. (2010), que usou um método similar, embora
com cerca de metade da quantidade de linhas de Fe I e Fe II deste trabalho. Em Bouchy at
al. (2008) foi feita uma análise espectral em paralelo com análise da linha Hα, que pode ter
subestimado a temperatura desta estrela.
A estrela CoRoT-Exo 11 apresenta clara discrepância com os dados obtidos por Gandol
et al. (2010) em todos os parâmetros atmosféricos, inclusive a rotação projetada. Analisando
também os parâmetros físico-químicos, é possível notar que a estrela resulta ser bastante
sub-abundante para quase toda a totalidade dos elementos. Aliando estas informações à
quantidade reduzida de linhas possíveis de medir para esta estrela, consequência de um espectro nal com baixo SNR, é bastante provável que a grande diferença entre nossos dados
e aqueles da literatura seja consequência da má qualidade do espectro utilizado, o que pode
signicar que os parâmetros determinados para esta estrela, neste trabalho, não a caracterizem de forma satisfatória.
As guras 4.3 e 4.4 apresentam uma comparação dos valores de temperatura efetiva e
metalicidade adotados neste trabalho com os da literatura existente, evidenciando o grande
desvio mencionado para a estrela
, com relação às estrelas com planetas da
CoRoT-Exo 11
amostra.
4.4
Temperatura de Condensação
Seguindo a estratégia de outros estudos (Melendez et al. 2009; Ramírez et al. 2009;
Simon Schuler et al. 2011), investigamos as abundâncias dos elementos refratários (Tc > 900
K) em função de Tc para a nossa amostra. A correlação entre as quantidades é mensurada pela
inclinação de um ajuste de mínimos quadrados linear. Um estudo estendido aos elementos
voláteis foi impossibilitado devido à pequena quantidade de elementos voláteis aqui estudados,
Capítulo 4. Resultados
26
Figura 4.3:
Comparação dos valores de temperatura efetiva obtidos neste trabalho (eixo das ordenadas)
com os valores da literatura (eixo das abcissas). A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada em vermelho.
Figura 4.4:
Comparação dos valores de metalicidade obtidos neste trabalho (eixo das ordenadas) com os
valores da literatura (eixo das abcissas). A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada em vermelho.
Capítulo 4. Resultados
27
somada à diculdade em medir a abundância de oxigênio (O) por conta da baixa intensidade
da linha de absorção aqui utilizada (6300.315 Å) e pelo baixo SNR em alguns espectros e
pelo fato de o comprimento de onda central da única linha (7800.260 Å) usada para medir a
abundância do rubídio (Rb) não ser coberto pelos espectros HARPS.
Por outro lado, Ramírez (2009) mostrou que as tendências dos elementos voláteis (Tc <
900 K) em estrelas solares seguem um padrão similar ao Sol e que estas tendências denem
a evolução química geral da galáxia. Assim, parece ser de maior interesse estudar o comportamento dos elementos refratários.
A notação de abundâncias relativas [m/H] e [m/Fe] usadas neste trabalho segue a de
Schuler (2011). Porém este e os demais autores limitam suas análises a uma ou outra abundância relativa, se referindo à inclinação da curva das abundâncias [m/H] ou [m/Fe] em função
de Tc apenas como m. Neste trabalho, a análise simultânea das duas quantidades exige uma
notação especíca. Portanto, denimos mH como a inclinação de [m/H] em função de Tc .
Analogamente, mF e é denida como a inclinação de [m/Fe] em função de Tc . As quantidades
m
H e mF e para o Sol são identicamente nulos, pelas suas denições.
As guras 4.5 e 4.6 exibem as abundâncias relativas [m/H] dos elementos refratários
em função da temperatura de condensação para as estrelas com e sem planeta, respectivamente. As guras 4.7 e 4.8 exibem as abundâncias relativas [m/Fe] dos elementos refratários
em função da temperaturas de condensação para as estrelas com e sem planetas, respectivamente. Cada quadro individual contém a identicação da estrela em preto e as abundâncias
indicadas com pontos pretos. A linha azul representa a regressão linear, com o valor da
inclinação m desta regressão especicado em azul. A análise destas guras mostra que não
há uma diferença signicativa entre as quantidades mH e mF e para cada estrela, sugerindo
que ambas podem ser utilizadas com igual validade para estudos relativos aos parâmetros
físico-químicos de estrelas solares. Entretanto, a estrela
CoRoT-exo 11
amostra, apresentando um comportamento sub-abundante.
outra vez destoa da
Capítulo 4. Resultados
28
Figura 4.5: Abundâncias relativas [m/H] para os elementos refratários em função de Tc das estrelas com
planetas deste estudo. O parâmetro m indica a inclinação da regressão linear.
Capítulo 4. Resultados
Figura 4.6:
29
Abundâncias relativas [m/H] para os elementos refratários em função de Tc das estrelas sem
planetas deste estudo. O parâmetro m indica a inclinação da regressão linear.
Capítulo 4. Resultados
30
Figura 4.7: Abundâncias relativas ao ferro [m/Fe] para os elementos refratários em função de Tc das estrelas
com planetas deste estudo. O parâmetro m indica a inclinação da regressão linear.
Capítulo 4. Resultados
31
Figura 4.8: Abundâncias relativas ao ferro [m/Fe] para os elementos refratários em função de Tc das estrelas
sem planetas deste estudo. O parâmetro m indica a inclinação da regressão linear.
4.5
Temperatura efetiva e metalicidade
Neste trabalho, fazemos também uma análise como aquela realizada por Gonzalez et
al. (2010). A gura 4.9, apresenta a correlação mF e das abundâncias relativas dos elementos
refratários com a temperatura da estrela, conrmando que tanto as estrelas com planetas
quanto as estrelas sem planetas são mais ricas em elementos refratários que o Sol, em sua
faixa de temperatura efetiva.
As guras 4.10 e 4.11 apresentam os diagramas da inclinação mH e mF e , respectivamente, em função da metalicidade [Fe/H] da amostra de estrelas. É importante ressaltar que
em ambos os grácos aqui citados, a estrela mais à esquerda e isolada trata-se da CoRoT-Exo
11
, marcada com uma caixa azul. Fica claro que se forem adotados os parâmetros atmosfé-
ricos encontrados em (Gandol, 2010), esta estrela irá se localizar na região onde as demais
estrelas da amostra se concentram nas referidas guras, embora não seja possível garantir
Capítulo 4. Resultados
32
Figura 4.9: Inclinação das abundâncias relativas ao ferro, mF e em função da temperatura efetiva Tef f
das estrelas com e sem planetas deste estudo. Círculos azuis representam estrelas com planetas e círculos
vermelhos, as estrelas sem planetas. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com uma caixa azul. O Sol está
representado pelo símbolo , para efeitos comparativos.
Capítulo 4. Resultados
33
que com os novos parâmetros ela tenha valores similares para mH ou mF e .
Figura 4.10: Inclinação das abundâncias relativas ao hidrogênio mH versus [Fe/H], para os elementos
refratários, das estrelas com planetas (círculos azuis) e sem planetas (círculos vermelhos) da presente amostra.
A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com uma caixa azul.
Observando o comportamento das demais estrelas, ca visível que há uma tendência da
abundância dos elementos refratários das estrelas com planetas decrescerem com o aumento
da metalicidade, reetindo uma diminuição da inclinação mH ou mF e . Esta tendência já
havia sido observada por Ramirez et al. (2010), o qual sugeriu que esta relação pode ser uma
assinatura da formação de planetas terrestres e que todas as estrelas ricas em metal ([Fe/H]
Capítulo 4. Resultados
34
> 0.15) devem ter planetas terrestres as orbitando.
Figura 4.11: Inclinação mF e versus [Fe/H], para os elementos refratários, das estrelas com planetas (círculos
azuis) e sem planetas (círculos vermelhos) da presente amostra. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com
uma caixa azul.
Apesar do grande número de estrelas estudadas, a amostra de (Ramirez et al. 2010)
constitui-se apenas de estrelas com planeta. A presente análise, que inclui estrelas sem planeta, sugere que as estrelas sem planetas detectados até o momento podem seguir a mesma
tendência entre os elementos refratários e a metalicidade das estrelas com planeta, pelo menos dentro do intervalo de temperatura estudado.
Capítulo 4. Resultados
4.6
35
Rotação
A rotação de uma estrela é um observável fundamental para o estudo da sua evolução,
especialmente quando estudada em conjunto com seus parâmetros físico-químicos. Desta
forma, confrontamos também o comportamento que as abundâncias dos elementos refratários seguem com relação à temperatura de condensação e a velocidade de rotação projetada
v sin i.
A gura 4.12 apresenta a rotação projetada das estrelas com e sem planeta em função
da metalicidade [Fe/H]. A estrela mais isolada à esquerda trata-se da
. Se
CoRoT-Exo 11
mais uma vez utilizarmos os parâmetros de Gangol (2010) para esta, verica-se uma concentração dos valores de v sin i em torno de [Fe/H] ∼ 0.0, pelo menos para as estrelas com
planeta. Para as estrelas sem planetas detectados parece haver uma leve tendência para uma
diminuição de v sin i com o aumento de [Fe/H]. As guras 4.13 e 4.14 apresentam diagrama
da inclinação mH e mF e com relação a v sin i. Neste caso, seja para estrelas com ou sem
planetas, não foram encontradas diferenças signicativas na distribuição destes parâmetros,
mH ou mF e , com a rotação.
Capítulo 4. Resultados
Figura 4.12:
36
Velocidade de rotação projetada v sin i em função da metalicidade das estrelas da amostra.
Estrelas com planetas são os círculos preenchidos de azul. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com uma
caixa azul. Estrelas sem planetas são os círculos vermelhos.
Capítulo 4. Resultados
37
Figura 4.13: Inclinação mH versus v sin i para os elementos refratários, das estrelas com e sem planetas
da presente amostra. Círculos azuis representam estrelas com planetas e círculos vermelhos, as estrelas sem
planetas. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com uma caixa azul.
Capítulo 4. Resultados
38
Figura 4.14: Inclinação mF e versus v sin i para os elementos refratários, das estrelas com e sem planetas
da presente amostra. Círculos azuis representam estrelas com planetas e círculos vermelhos, as estrelas sem
planetas. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com uma caixa azul.
Capítulo 5
Conclusões e perspectivas
5.1
Conclusões
Neste trabalho de dissertação de mestrado, foi realizada a análise espectroscópica de 16
estrelas solares do plano galático. Destas, 14 foram observadas pelo satélite CoRoT, dentre
as quais, 10 têm planetas em órbita, detectados através do método de trânsito. Para tanto,
foi feita a análise espectroscópica destas estrelas, onde foram utilizados espectros da base de
dados públicos dos espectógrafos de alta resolução UVES-VLT e HARPS-La Silla do ESO.
As abundâncias dos íons
Zr I, Ba II, La II
e
Cr I
O I, Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Rb I,
foram determinadas para toda a amostra de estrelas. Adicio-
nalmente, as abundâncias dos íons
Fe I
e
Fe II
foram determinados para as estrelas com
planetas. Parâmetros físico-químicos fundamentais (Tef f , log g , vmic , [Fe/H]) também foram determinados para as estrelas com planetas, oferecendo assim uma determinação mais
homogênea dos parâmetros físico-químicos destas estrelas, com relação a trabalhos anteriores.
Os parâmetros atmosféricos estão em sua grande maioria de acordo com estudos ante39
Capítulo 5. Conclusões e perspectivas
riores, embora várias evidências mostrem que para a estrela CoRoT-Exo
40
11
tais parâmetros
tenham sido mal determinados, possivelmente devido à baixa qualidade do espectro nal
utilizado na análise.
O comportamento das abundâncias com relação à temperatura de condensação dos elementos, da temperatura efetiva, metalicidade e rotação foi analisado todas as estrelas da
amostra. Constatamos que não existem diferenças signicativas nos resultados se forem adotadas as quantidades mH ou mF e como parâmetro de estudo, onde mH e mF e representam,
respectivamente, a inclinação da regressão linear das abundâncias relativas ao Hidrogênio e
ao Ferro, em função da temperatura de condensação dos elementos refratários. Nossa análise
em relação à temperatura de condensação dos elementos refratários (Tc > 900 K) concorda
com estudos anteriores de outros autores, que concluem que o Sol possui uma deciência na
abundância dos elementos refratários, comparando com estrelas de sua faixa de temperatura
efetiva.
Este trabalho conrma os resultados de Gonzalez et al. (2009) de que estrelas com
planeta apresentam uma correlação entre o parâmetro mF e e a metalicidade [Fe/H]. O autor
acima sugere que estrelas com alta metalicidade ([Fe/H] > 0.15) devem possuir planetas rochosos em órbita. Por outro lado, nossa análise das estrelas sem planetas detectados revela
algumas estrelas com alta metalicidade e valor reduzido ou negativo do parâmetro mF e , uma
indicação de que estas estrelas podem ter planetas rochosos ainda não descobertos.
Capítulo 5. Conclusões e perspectivas
5.2
41
Perspectivas
Novos planetas extra-solares continuam sendo descobertos e estudados por diversas
outras missões dedicadas a esta grandiosa tarefa, como o HARPS (High Accuracy Radial
velocity Planetary Search) e a Missão Kepler, dentre muitos outros1 . Oferecendo uma oportunidade única de se estudar estes sistemas planetários e suas estrelas centrais, bem como
traçar uma imagem mais completa da origem e característica dos sistemas planetários e ajudando a responder se o Sol é uma estrela típica ou não de sua classe e se pode ser usada
como parâmetro de comparação para outras estrelas.
Estender os estudos para as demais estrelas com planetas descobertos na missão CoRoT torna-se um trabalho de grande importância, por oferecer uma oportunidade única de
se determinar de maneira homogênea os parâmetros físico-químicos dessas estrelas, disponibilizando dados mais precisos para estudos da evolução estelar e dos sistemas planetários.
Um estudo que envolva diretamente o período de rotação estelar pode revelar aspectos particulares nas relações das abundâncias versus rotação.
Ampliar o número de estrelas sem planetas detectados também é de grande importância
para encontrar diferenças nas abundâncias estudadas, além de uma amostra de comparação
mais homogênea. Pretendemos também, incluir elementos químicos voláteis em nossa proposta de trabalho, visando uma análise mais completa com relação à temperatura de condensação, além de ampliar a lista de linhas a ser analisada, de modo a aumentar a precisão das
medidas. Pretendemos dar continuidade ao trabalho de criação de ferramentas automáticas
de medida das larguras equivalente das linhas de absorção num espectro, o que irá possibilitar
o estudo de uma quantidade bem maior de estrelas.
1 Veja
uma ampla lista de missões dedicadas ao estudo de exoplanetas e suas estrelas hospedeiras em
http://exoplanet.eu/searches.php
Apêndice A
Medidas de largura equivalente
As medidas realizadas de largura equivalente para os íons Fe I e Fe II, utilizadas para
determinar os parâmetros atmosféricos das estrelas com planetas de nossa amostra são apresentadas nas tabelas A.1 e A.2. Nas tabelas A.3, A.4 e A.5 são listadas as medidas realizadas
de largura equivalente dos demais elementos deste estudo, utilizadas para determinar as
abundâncias das estrelas com e sem planetas deste trabalho.
As colunas das tabelas deste apêndice têm os seguintes signicados: A primeira coluna
(Íon) indica o íon, a segunda coluna (λ (Å)) indica o comprimento de onda central da linha
de absorção em ângstrons e as demais colunas (com a identicação da estrela) indicam a
medida de largura equivalente da linha, em miliângstrons, para esta estrela;
42
Apêndice A. Medidas de largura equivalente
43
Tabela A.1: Medidas das larguras equivalentes das linhas de Fe I e Fe II, em mili-ângstrons,
das estrelas analisadas neste trabalho.
Íon
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
λ (Å)
5036.919
5044.211
5054.643
5228.377
5242.493
5247.051
5373.709
5386.330
5522.444
5543.936
5618.633
5638.262
5701.547
5705.465
5741.848
5775.081
5778.453
5806.725
5811.914
5852.219
5853.148
5855.077
5856.088
5858.778
5916.247
5927.789
5934.657
5956.694
5976.777
5987.066
6003.014
6019.362
6027.051
6054.070
6056.005
6079.009
6105.128
6120.249
6151.618
6157.728
6159.373
6165.358
6180.204
6187.988
6226.736
6229.226
6240.646
6265.136
6270.225
CoRoT-Exo 1
12.6
51.0
21.0
46.4
73.6
43.0
52.0
14.8
29.1
49.4
35.1
63.3
63.2
20.3
23.6
45.1
13.1
42.0
5.5
29.0
3.9
10.7
24.3
13.4
35.1
31.9
53.4
30.7
53.6
61.5
64.8
4.0
50.2
8.0
57.6
32.5
13.0
3.4
32.1
45.0
8.7
31.6
33.3
30.7
20.6
25.0
28.0
65.7
40.2
CoRoT-Exo 2
33.7
91.1
50.2
43.5
88.6
65.1
63.3
44.9
53.5
60.0
63.2
75.4
76.6
33.8
35.0
60.7
33.0
57.0
10.9
47.8
3.0
18.6
35.2
3.4
53.5
38.8
75.8
52.1
69.5
53.5
76.9
CoRoT-Exo 3
69.6
2.1
66.2
51.9
10.8
79.2
44.6
63.5
22.0
47.1
59.3
51.6
29.8
43.5
40.9
97.4
68.6
60.9
14.4
34.9
79.9
50.3
27.6
52.2
37.8
70.4
56.1
50.3
48.9
29.5
58.4
63.5
62.1
56.4
72.7
55.8
52.2
27.8
34.8
39.5
16.2
27.0
17.8
48.6
37.2
CoRoT-Exo 4
21.3
60.4
31.0
52.9
78.8
57.2
52.9
27.6
39.8
57.3
46.2
68.3
74.3
35.4
30.7
46.5
10.8
50.7
7.2
30.8
3.7
11.8
24.0
5.0
41.8
40.7
65.5
39.5
67.5
57.2
74.5
5.0
55.1
4.0
65.7
50.2
7.4
3.1
36.7
55.7
17.3
37.9
45.6
42.8
23.6
32.7
45.4
70.7
64.5
CoRoT-Exo 5
50.7
49.9
21.2
41.0
74.8
39.5
43.8
19.5
27.7
43.0
34.0
59.0
73.3
23.4
15.4
44.0
11.5
30.8
7.0
23.8
3.1
13.9
21.5
4.7
33.7
32.5
54.5
26.0
43.7
46.7
58.6
3.0
48.9
3.1
51.5
29.9
7.6
4.2
31.0
38.3
3.2
31.7
28.0
29.1
16.3
16.1
25.1
65.8
33.3
Apêndice A. Medidas de largura equivalente
Íon
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
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Fe I
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
λ (Å)
6271.277
6297.795
6315.809
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6581.208
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7401.680
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5264.805
5414.070
6084.103
6369.458
6416.923
6456.383
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CoRoT-Exo 1
15.9
53.1
23.9
33.5
8.4
20.0
10.8
52.9
9.6
19.8
16.5
31.2
12.2
17.4
13.1
12.9
5.9
12.4
37.3
17.2
26.8
14.2
16.2
33.1
42.1
24.6
23.9
19.2
90.5
86.9
48.2
28.7
21.5
20.2
45.4
72.5
44
CoRoT-Exo 2
38.8
59.3
22.4
53.6
20.6
54.8
28.3
66.8
14.5
25.5
29.6
15.5
CoRoT-Exo 3
24.9
70.4
44.6
17.1
44.8
23.5
23.0
41.5
21.6
27.6
31.5
22.3
21.6
48.3
24.5
9.0
33.6
18.9
38.9
60.8
27.7
40.7
CoRoT-Exo 4
27.1
56.2
33.2
47.6
11.1
25.7
13.9
47.9
28.4
7.3
25.6
9.1
8.6
6.8
29.3
43.4
7.1
7.1
CoRoT-Exo 5
14.8
53.1
23.2
33.3
10.8
23.3
18.8
40.3
7.4
4.9
19.5
5.2
7.4
7.7
15.4
3.1
30.2
6.2
28.1
22.3
11.8
35.2
9.8
23.2
8.4
10.0
45.6
19.0
8.5
43.7
18.7
25.6
41.3
12.8
11.0
5.7
10.6
27.3
21.7
7.2
25.8
17.9
18.0
33.7
29.2
14.5
13.9
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42.9
29.9
44.6
27.4
24.0
34.8
74.6
75.7
31.2
16.6
16.2
9.0
42.7
63.6
148.2
117.4
52.0
45.1
45.6
33.3
53.9
14.6
87.2
90.2
48.2
34.2
30.2
21.1
50.6
80.5
16.5
38.4
15.9
12.6
75.3
77.6
41.7
23.9
23.5
25.1
32.8
71.2
Apêndice A. Medidas de largura equivalente
45
Tabela A.2: Medidas das larguras equivalentes das linhas de Fe I e Fe II, em mili-ângstrons,
das estrelas analisadas neste trabalho.
Íon
Fe I
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Fe I
Fe I
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Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
λ (Å)
5036.919
5044.211
5054.643
5228.377
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5386.330
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5638.262
5701.547
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5853.148
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5858.778
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CoRoT-Exo 7
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52.7
66.7
98.7
91.1
75.6
43.3
54.2
75.6
59.8
93.8
101.2
48.1
43.9
71.5
38.4
64.6
17.1
53.1
16.8
29.9
43.3
20.5
74.7
53.3
101.7
72.0
85.9
89.6
104.4
9.8
74.2
15.9
88.3
55.0
18.3
13.5
67.1
73.1
20.0
53.6
75.4
67.0
43.1
51.0
66.0
110.0
68.3
CoRoT-Exo 9
28.8
74.6
48.6
54.4
91.6
74.6
61.2
30.6
50.8
64.2
55.5
79.2
76.9
40.6
32.7
59.3
24.2
56.7
8.8
39.4
7.2
27.0
31.5
14.5
45.7
39.5
71.7
54.7
70.3
68.1
84.1
47.1
70.5
53.0
7.7
6.1
53.0
66.2
9.1
52.2
53.9
49.2
42.0
38.2
59.5
91.5
40.3
CoRoT-Exo 10
57.6
152.2
55.8
75.6
100.2
95.1
84.8
58.3
62.3
78.0
62.5
102.0
114.9
41.0
49.9
78.2
48.9
56.5
17.8
69.2
12.3
43.0
52.0
29.9
81.0
56.8
129.3
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133.2
111.0
163.0
12.1
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16.6
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23.7
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100.1
30.3
56.7
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71.7
44.3
88.0
81.9
123.8
67.5
CoRoT-Exo 11
19.8
37.7
25.0
19.8
39.3
33.7
17.8
10.0
13.7
25.7
38.5
44.0
38.7
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29.0
10.8
27.1
9.0
23.7
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11.7
10.1
3.4
18.6
17.4
53.5
18.1
28.0
31.2
31.0
CoRoT-Exo 12
35.6
6.7
39.6
22.7
4.2
6.5
15.3
16.6
64.3
9.0
72.6
43.6
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10.0
23.2
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20.7
29.6
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16.9
55.5
40.6
18.8
33.1
8.4
45.8
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70.8
39.5
66.8
66.8
77.4
43.1
57.2
14.6
42.6
50.8
44.2
27.1
37.5
41.8
71.0
44.5
Apêndice A. Medidas de largura equivalente
Íon
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
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Fe I
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
Fe II
λ (Å)
6271.277
6297.795
6315.809
6380.743
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7401.680
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5264.805
5414.070
6084.103
6369.458
6416.923
6456.383
7224.475
CoRoT-Exo 7
39.2
103.6
51.4
61.7
31.9
68.0
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35.7
38.4
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16.1
10.7
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35.0
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14.5
27.7
38.9
20.7
27.8
58.6
35.1
26.4
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37.2
55.4
62.4
CoRoT-Exo 9
23.0
69.5
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46.0
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62.9
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27.0
10.2
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10.9
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16.8
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11.1
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14.0
14.7
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79.1
79.4
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10.0
28.0
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44.5
40.1
20.5
10.1
28.7
13.8
19.9
15.0
46.7
26.2
16.9
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26.0
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55.3
46
CoRoT-Exo 10
36.0
107.6
50.5
67.7
44.3
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77.3
131.0
57.1
54.2
45.0
30.6
20.4
30.0
57.2
4.6
57.9
29.1
44.9
33.3
24.3
34.1
55.3
32.5
35.9
66.4
45.1
32.5
59.3
45.9
59.5
58.8
CoRoT-Exo 11
7.1
33.1
29.4
19.0
9.6
13.7
17.2
31.1
11.2
10.5
10.2
5.8
CoRoT-Exo 12
19.3
66.0
39.9
50.3
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33.7
15.7
52.0
11.9
10.5
27.2
11.2
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12.7
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19.6
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15.9
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14.1
25.3
8.1
17.5
29.6
10.6
14.3
51.3
23.9
6.8
34.2
29.6
29.0
45.6
9.5
24.1
25.9
45.1
59.5
41.1
42.6
31.0
26.3
52.6
78.4
29.2
Apêndice A. Medidas de largura equivalente
47
Tabela A.3: Medidas das larguras equivalentes das linhas dos demais elementos, em miliângstrons, das estrelas com planetas analisadas neste trabalho.
Íon
OI
Na I
Na I
Na I
Na I
Mg I
Mg I
Mg I
Mg I
Mg I
Al I
Al I
Al I
Al I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
λ (Å)
6300.300
5682.633
5688.205
6154.226
6160.747
5711.088
6318.717
6319.237
6965.409
7387.689
6696.023
6698.673
7835.300
7836.124
5690.425
5701.104
5793.073
5948.541
6125.021
6142.483
6145.016
6155.134
6155.693
6243.815
6244.466
6414.980
5512.980
5581.965
5867.562
6102.723
6156.020
6161.290
6163.755
6166.433
6169.040
6169.563
6439.075
6455.598
6464.673
6471.662
6499.650
6572.779
4820.411
5219.702
5866.451
5922.109
5965.828
5978.541
CoRoT-Exo 1
CoRoT-Exo 2
2.1
110.3
130.3
46.9
55.9
123.7
41.6
CoRoT-Exo 3
3.0
67.7
117.0
14.9
17.6
33.5
29.3
34.1
74.6
26.4
25.1
34.2
75.2
2.2
32.2
35.1
38.1
64.5
80.7
11.2
103.7
7.1
36.0
42.0
51.7
74.2
92.1
136.0
41.8
5.0
80.9
70.4
15.0
25.7
13.3
15.2
6.2
15.6
8.2
71.0
91.4
24.1
29.1
69.7
32.4
18.6
72.7
23.5
6.9
CoRoT-Exo 4
2.3
123.1
127.9
30.1
43.2
94.2
32.2
12.8
CoRoT-Exo 5
3.8
68.6
89.6
18.4
26.7
79.7
21.3
20.6
45.4
35.3
20.6
10.0
21.6
17.8
11.5
16.5
45.5
30.0
41.3
83.7
35.2
31.8
32.3
79.3
2.5
45.1
45.3
39.4
104.8
128.5
27.8
164.0
51.6
22.6
33.8
68.1
35.3
25.5
47.9
58.5
43.4
36.3
47.1
76.0
27.6
25.0
40.0
73.8
39.5
25.9
39.2
80.5
81.0
9.8
164.0
4.5
40.4
71.8
44.2
61.6
71.9
139.8
33.0
51.7
50.5
50.1
32.3
28.1
38.6
66.8
27.4
20.1
19.3
65.4
2.1
31.5
28.6
32.3
64.6
71.7
10.0
106.4
4.9
40.7
46.1
46.4
67.4
82.7
128.8
37.9
3.0
72.3
61.0
22.2
24.0
7.2
26.2
15.1
16.5
11.5
64.0
70.9
87.9
102.5
135.4
237.2
60.3
13.0
117.6
110.3
54.9
51.4
33.0
64.9
29.1
47.1
33.8
80.8
57.7
12.0
18.7
11.0
85.7
15.6
142.0
8.6
45.7
56.9
60.1
85.2
101.5
168.8
56.8
6.1
82.5
79.5
16.5
11.6
20.8
17.7
Apêndice A. Medidas de largura equivalente
Íon
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Cr I
Cr I
Cr I
Cr I
Co I
Co I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Rb I
Zr I
Zr I
Zr I
Ba II
La II
La II
λ (Å)
6064.626
6091.171
6126.216
6258.102
6261.098
6303.756
6312.236
6336.099
6554.223
6556.062
6599.105
6743.122
4936.335
5247.566
5296.691
5300.744
6188.996
6454.990
4913.968
4946.029
5010.934
5155.125
5435.855
5589.357
5593.733
5625.312
5682.198
5846.993
6086.280
6111.066
6163.418
6175.366
6176.807
6177.240
6191.171
6204.600
6223.981
6378.247
6772.313
7800.260
6127.475
6134.585
6143.202
6141.711
5805.773
6390.479
CoRoT-Exo 1
3.0
4.8
8.0
22.0
24.0
4.6
3.2
4.6
24.0
52.2
66.2
28.4
3.4
6.3
33.0
9.1
26.0
23.5
20.7
10.5
17.9
18.8
32.7
6.5
28.1
21.4
18.1
33.3
42.5
3.7
42.9
12.8
6.3
19.0
26.6
1.5
3.7
131.5
5.9
4.4
CoRoT-Exo 2
13.3
12.1
39.8
64.2
56.7
7.1
6.4
24.1
30.2
10.7
39.6
43.8
105.7
112.8
68.9
3.4
16.6
55.4
26.9
48.9
36.0
47.1
26.4
48.7
25.2
53.0
20.8
53.0
27.5
32.4
44.7
65.0
13.6
78.8
21.4
24.5
40.1
49.5
2.0
2.5
2.5
150.4
17.1
4.8
48
CoRoT-Exo 3
23.8
27.0
25.3
20.9
47.0
83.4
23.6
3.0
3.0
56.0
30.8
19.0
25.3
36.3
45.4
51.9
23.9
125.7
CoRoT-Exo 4
CoRoT-Exo 5
5.2
15.5
35.4
35.0
3.7
5.0
3.7
14.9
10.1
32.2
29.2
11.4
13.2
24.3
4.6
3.9
50.8
15.2
40.9
46.5
35.6
21.5
32.5
33.3
35.1
14.2
35.5
25.8
38.4
52.8
62.0
13.2
53.4
14.2
27.2
20.8
47.5
5.9
3.5
3.1
137.0
6.6
4.4
6.7
8.0
8.7
6.8
27.0
52.7
66.0
42.6
3.3
31.5
18.1
29.7
34.9
31.4
19.3
28.2
23.9
33.8
9.8
26.6
16.7
32.4
32.4
42.4
6.6
50.3
14.0
13.7
14.7
32.9
3.0
3.1
3.6
109.7
9.3
2.2
Apêndice A. Medidas de largura equivalente
49
Tabela A.4: Medidas das larguras equivalentes das linhas dos demais elementos, em miliângstrons, das estrelas com planetas analisadas neste trabalho.
Íon
OI
Na I
Na I
Na I
Na I
Mg I
Mg I
Mg I
Mg I
Mg I
Al I
Al I
Al I
Al I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
λ (Å)
6300.300
5682.633
5688.205
6154.226
6160.747
5711.088
6318.717
6319.237
6965.409
7387.689
6696.023
6698.673
7835.300
7836.124
5690.425
5701.104
5793.073
5948.541
6125.021
6142.483
6145.016
6155.134
6155.693
6243.815
6244.466
6414.980
5512.980
5581.965
5867.562
6102.723
6156.020
6161.290
6163.755
6166.433
6169.040
6169.563
6439.075
6455.598
6464.673
6471.662
6499.650
6572.779
4820.411
5219.702
5866.451
5922.109
5965.828
5978.541
CoRoT-Exo 7
3.6
111.5
135.5
56.6
74.4
128.1
56.5
29.5
CoRoT-Exo 9
2.3
96.9
102.8
30.5
55.4
103.4
43.5
20.4
CoRoT-Exo 10
CoRoT-Exo 11
177.0
271.6
90.0
117.9
143.3
77.0
41.3
50.7
106.2
20.1
35.1
101.5
25.4
11.3
55.0
34.3
36.8
34.5
81.1
70.8
10.7
12.6
48.8
40.3
43.7
81.9
35.2
30.1
38.3
81.8
4.0
39.8
43.0
41.5
148.4
118.9
39.3
275.7
20.2
82.0
88.6
98.3
111.3
146.4
298.2
79.0
30.1
130.6
117.1
71.2
67.5
60.5
79.7
46.6
54.1
46.3
35.9
24.6
38.2
75.4
27.2
34.0
39.0
82.5
2.9
39.8
41.9
39.8
90.7
91.7
31.1
142.4
8.7
63.1
53.6
68.5
93.5
113.5
181.0
79.2
24.5
84.4
93.2
43.6
52.2
34.1
27.6
19.3
37.6
17.2
44.3
38.4
48.3
88.5
25.8
24.8
20.4
68.7
20.0
33.4
45.8
45.7
187.1
181.8
49.1
403.6
30.2
87.0
97.5
135.5
196.3
276.8
409.9
100.8
42.9
203.2
144.1
125.1
81.8
94.3
109.7
67.9
67.9
66.5
11.7
9.5
29.6
54.0
117.6
10.2
125.0
11.3
41.7
9.3
17.9
10.1
42.5
23.6
23.8
25.8
88.0
140.8
138.0
36.2
8.7
31.0
48.5
18.1
18.6
18.2
27.3
11.4
12.1
8.5
CoRoT-Exo 12
4.2
110.3
116.6
34.9
46.9
101.6
41.8
22.9
21.2
66.5
32.6
24.7
37.4
54.5
48.6
38.7
45.3
88.4
36.9
37.1
42.0
89.1
4.0
48.8
47.8
45.8
21.3
127.0
10.3
59.7
54.8
67.3
84.9
103.6
154.8
53.9
9.2
87.7
80.1
26.4
35.0
11.3
26.4
15.4
Apêndice A. Medidas de largura equivalente
Íon
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Cr I
Cr I
Cr I
Cr I
Co I
Co I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Rb I
Zr I
Zr I
Zr I
Ba II
La II
La II
λ (Å)
6064.626
6091.171
6126.216
6258.102
6261.098
6303.756
6312.236
6336.099
6554.223
6556.062
6599.105
6743.122
4936.335
5247.566
5296.691
5300.744
6188.996
6454.990
4913.968
4946.029
5010.934
5155.125
5435.855
5589.357
5593.733
5625.312
5682.198
5846.993
6086.280
6111.066
6163.418
6175.366
6176.807
6177.240
6191.171
6204.600
6223.981
6378.247
6772.313
7800.260
6127.475
6134.585
6143.202
6141.710
5805.773
6390.479
CoRoT-Exo 7
26.7
32.9
50.0
77.8
82.3
24.1
23.2
14.8
39.4
48.7
30.8
47.7
62.3
114.9
129.7
87.0
23.1
20.4
60.4
32.3
56.2
59.9
61.4
30.6
50.7
43.4
57.6
37.2
46.9
41.5
45.8
53.8
72.3
23.0
88.4
29.2
33.7
39.4
56.0
CoRoT-Exo 9
3.7
15.0
26.0
58.5
46.9
8.2
6.6
9.7
7.8
7.8
146.4
16.5
4.9
3.7
3.1
2.6
142.9
11.3
3.3
12.6
16.9
15.1
25.7
58.3
87.1
105.0
51.6
5.5
17.6
55.7
38.0
45.4
49.8
41.8
28.9
39.3
33.9
56.7
23.7
38.8
29.3
36.8
42.8
64.4
9.0
68.9
27.8
28.6
45.0
55.1
50
CoRoT-Exo 10
51.2
52.6
66.4
96.2
145.0
53.0
55.3
50.6
67.6
75.3
58.3
78.4
72.7
155.0
159.4
109.0
43.8
36.9
57.8
41.4
55.6
71.4
69.2
31.8
63.7
45.0
50.5
52.4
51.6
42.4
52.2
62.8
78.2
33.2
89.7
42.6
44.0
49.6
99.1
CoRoT-Exo 11
7.2
5.1
13.1
9.3
18.8
24.2
23.0
24.5
137.0
20.4
6.2
2.3
2.4
180.3
5.7
2.0
10.1
11.1
7.1
11.0
37.1
47.0
18.5
5.6
11.0
38.0
9.1
18.2
18.3
19.5
9.5
26.4
9.3
37.4
9.1
12.7
15.0
16.6
14.9
21.4
10.8
65.8
9.8
10.0
16.4
12.4
CoRoT-Exo 12
4.0
16.5
15.8
41.6
35.3
5.6
4.8
2.5
8.2
8.7
7.2
18.1
7.8
10.7
48.1
13.6
40.3
34.0
30.7
46.4
59.1
9.7
64.7
20.5
26.0
32.2
47.8
60.9
3.1
1.9
2.6
121.0
16.0
2.9
Apêndice A. Medidas de largura equivalente
51
Tabela A.5: Medidas das larguras equivalentes das linhas dos demais elementos, em miliângstrons, das estrelas sem planetas analisadas neste trabalho. Número da estrela corresponde ao CoRoT ID.
Íon
OI
Na I
Na I
Na I
Mg I
Mg I
Mg I
Al I
Al I
Al I
Al I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
λ (Å)
6300.315
4321.399
6154.226
6160.747
6318.710
6319.237
7387.685
6696.023
6698.670
7835.295
7836.120
5948.541
6125.021
6142.483
6145.016
6155.134
6243.815
6244.466
6414.980
4512.272
6156.015
6161.290
6166.433
6169.038
6169.563
6455.598
6471.662
6572.779
3741.060
4112.708
4159.637
4281.364
4412.421
4441.267
4453.313
4465.806
4512.733
5922.109
5965.828
5978.541
6064.626
6091.172
6126.218
6258.104
6261.100
6303.756
6312.239
6336.099
6556.064
102709247
8.0
10.3
54.0
83.3
63.6
46.8
92.0
61.6
35.9
66.9
77.3
100.4
44.0
47.0
56.4
110.6
55.5
61.3
67.8
33.6
12.5
84.1
90.1
103.0
121.5
68.4
103.7
53.4
105.4
55.2
29.8
40.1
8.9
6.6
70.3
57.9
102614844
4.0
28.1
27.5
36.7
6.2
9.7
28.1
8.6
6.2
17.1
11.3
43.0
48.1
55.2
64.2
106.7
65.1
73.5
75.2
56.8
25.5
88.6
97.9
121.6
145.3
86.7
119.8
74.6
120.4
102692093
4.1
101476063
8.13
25.6
40.0
32.7
21.9
53.58
67.3
44.17
25.59
30.8
21.4
33.0
44.1
85.7
22.7
35.9
41.5
72.4
39.9
37.7
33.1
26.75
30.02
53.18
66.06
94.51
43.81
38.15
42.63
91.08
46.7
44.55
51.5
33.7
43.1
16.4
7.8
31.0
53.2
37.6
15.7
25.4
41.6
69.8
73.6
16.3
20.0
11.6
34.1
55.3
68.0
53.8
28.6
41.9
52.8
79.1
83.4
25.8
22.3
16.8
46.7
47.3
67.8
90.6
107.5
49.2
85.6
30.3
78.5
7.53
66.23
81.68
90.98
109.1
72.45
101.53
43.75
55.4
13.3
9.8
7.2
27.6
7.2
14.2
16.5
35.0
35.8
3.2
2.3
9.7
26.05
38.95
24.53
12.63
17.3
21.23
54.45
58.13
5.23
6.03
11.55
18.7
UVES 229705
5.2
3.5
31.4
49.1
38.2
30.1
66.1
38.2
20.4
44.0
54.4
87.9
35.2
32.5
41.8
81.9
46.1
41.9
47.9
19.2
7.9
55.8
68.3
84.5
104.6
54.7
91.1
24.7
91.4
31.4
13.7
20.0
3.0
2.2
56.3
31.6
59.8
27.7
24.8
17.7
7.1
12.6
23.1
47.0
44.0
4.2
13.5
UVES 229759
3.5
10.9
26.8
47.5
25.0
19.1
44.7
28.8
15.7
25.8
37.9
70.7
26.2
21.5
31.2
59.0
28.8
33.1
42.0
17.1
10.4
42.4
63.5
83.6
109.9
48.0
83.3
32.2
82.8
42.7
12.6
31.8
64.4
39.7
22.1
26.1
17.4
5.3
12.6
23.7
42.3
42.1
5.6
5.4
3.5
16.3
Apêndice A. Medidas de largura equivalente
Íon
Ti I
Ti I
Cr I
Cr I
Cr I
Co I
Co I
Co I
Co I
Co I
Co I
Co I
Co I
Co I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Ni I
Rb I
Zr I
Zr I
Zr I
Zr I
Ba II
La II
La II
λ (Å)
6599.107
6743.124
3883.645
3992.827
6330.097
4019.285
4020.895
4110.528
4190.707
6000.678
6188.996
6454.990
6455.001
6632.433
3775.571
4027.663
4231.033
4331.642
4470.477
4512.990
6086.280
6111.072
6175.366
6177.243
6204.603
6223.983
6378.252
6635.120
6772.313
7800.259
4241.687
6127.475
6134.585
6143.202
6141.711
5805.773
6390.479
102709247
24.6
35.6
36.5
85.1
49.4
33.1
109.9
110.1
104.5
23.8
20.1
10.1
20.6
173.6
54.7
107.1
102614844
32.6
54.2
47.4
93.5
63.2
51.5
111.6
131.1
18.8
38.1
102692093
3.9
9.7
50.5
57.7
11.9
52
101476063
4.96
16.75
61.9
84.7
14.3
UVES 229705
9.3
15.2
25.7
63.7
25.7
20.7
78.4
88.3
49.8
UVES 229759
17.1
17.4
22.5
73.5
26.1
25.2
75.8
81.5
59.1
15.1
9.8
9.7
137.1
44.0
89.1
60.9
68.0
20.2
42.4
26.8
43.7
7.7
22.2
31.0
33.5
24.7
46.3
57.7
0.9
6.9
202.0
36.1
93.9
57.9
70.3
30.3
194.8
59.9
110.5
3.7
100.5
29.3
69.0
46.3
66.3
42.6
23.6
47.1
11.1
19.4
28.4
22.7
18.3
44.6
47.3
7.0
136.6
77.4
63.7
74.4
34.6
51.6
56.8
60.6
53.7
72.1
78.0
14.4
7.9
6.9
11.1
124.4
2.9
140.8
120.8
2.1
115.4
111.0
3.3
7.2
1.5
3.7
3.6
3.0
94.8
32.2
59.6
52.5
67.4
27.2
38.0
43.9
53.5
41.7
67.0
75.1
1.1
4.5
47.2
42.53
50.6
14.2
29.25
35.08
41.88
25.23
55.55
17.1
3.7
37.7
31.0
35.3
11.2
18.0
22.1
33.7
84.1
36.2
31.2
10.3
Referências Bibliográcas
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