OBSERVAÇÃO DE ESTRELAS BE BRILHANTES

OBSERVAÇÃO DE ESTRELAS BE BRILHANTES
Danilo Della Torres (PIBIC/CNPq/UEPG), Marcelo Emilio (Orientador), email: [email protected].
Universidade Estadual de Ponta Grossa/Departamento de Geociências.
Área do conhecimento: Astronomia. Sub-área: Astrofísica Estelar.
Palavras-chave: fotometria, observação astronômica, estrutura estelar.
Resumo:
O projeto consistiu no estudo de estrelas Be’s. Este estudo tem como objetivo
obter mais informações sobre o fenômeno Be, que ocorre em estrelas do tipo
espectral B e que ainda não é perfeitamente justificado. A metodologia
consistiu na análise do campo 12 da missão Kepler K2 da NASA para a busca
de novas estrelas Be. A coleta de dados do campo 12 foi realizada no
Observatório do Pico dos Dias, em Brasópolis, Minas Gerais. A análise dos
dados evidenciou alguns erros, possivelmente na utilização dos softwares.
Ajustes estão sendo realizados para a correção destes erros e um novo
projeto será executado para determinação final de estrelas Be no campo
observado.
Introdução
O projeto tinha como objetivo inicial realizar observações periódicas de
algumas estrelas Be’s que são mais brilhantes e, então, constatar suas
atividades através de curvas de luz. A oportunidade de participar da
campanha 12 da missão Kepler K2 alterou o programa. Ao invés de observar
estrelas Be’s, o que foi feito foi observar a maior parte do campo da campanha
para que, nele, fossem identificadas novas estrelas do tipo Be.
Uma estrela Be é definida como uma estrela não supergigante do tipo
espectral B cujo espectro tem, ou teve em algum momento, uma ou mais
linhas de emissão de Balmer (RIVINIUS et al., 2013). Além disso, sabe-se que
elas apresentam pulsações não radiais (PNR), sendo que elas podem ocorrer
em um período de dias ou até anos. É teorizado que estas estrelas têm
rotação rápida, com velocidade de rotação próxima à velocidade crítica, e que
ejetam matéria na região do equador, formando um disco circunstelar de gás.
Estas características podem estar presentes em uma estrela do tipo B
por apenas um período de tempo e então desaparecer, fazendo com que a
estrela se comporte normalmente. Devido a este fato, diz-se que uma estrela
apresenta, ou já apresentou, o fenômeno Be. A razão de uma estrela começar
a apresentar estas características ainda é um mistério, pois o fenômeno
ocorre a estrelas da Sequência Principal, que têm o comportamento bem
determinado até seu fim.
A Sequência Principal é uma região do diagrama Hertzsprung-Russell
(HR), exibido na Figura 1. Este diagrama relaciona a luminosidade (magnitude
absoluta) de uma estrela com sua temperatura superficial.
Figura 1 – Diagrama Hertzsprung-Russell.
A figura acima compara a luminosidade de uma estrela, em unidades
solares, com sua temperatura superficial, de acordo com a classificação
espectral de Harvard, onde as estrelas do tipo O são as mais quentes e as de
tipo M são as mais frias. A Sequência Principal é o conjunto de estrelas que
corta a figura diagonalmente, estas são as mais comuns, que estão em sua
fase de converter hidrogênio em hélio (CARMO, 2008).
Materiais e métodos
A coleta de dados foi realizada no Observatório do Pico dos Dias (OPD), em
Brazópolis, Minas Gerais, onde foi utilizado o telescópio Perkin-Elmer, com
1,6m de abertura. A aquisição dos dados consistia em cobrir a maior parte
possível do campo 12 da campanha K2 do satélite Kepler da NASA, fazendo
cinco aquisições fotométricas para cada região do campo, uma para cada filtro
de luz. A escolha do local da observação teve o intuito de participar da
campanha do campo 12 do satélite Kepler, pois o próprio satélite iria observar
este mesmo campo, nos trazendo seus dados.
Após a aquisição e redução dos dados, estes foram processados com
o software Aperture Photometry Tool (APT) para que se obtivesse o valor de
intensidade, em cada filtro de luz, das estrelas pertencentes ao campo. Com
estes valores foi possível realizar um diagrama cor-cor para a análise dos
dados.
Resultados e Discussão
Os dados adquiridos no OPD foram organizados em cinco tabelas diferentes,
uma para cada filtro de luz, sendo que cada estrela estaria em todas elas.
Com estes dados foram construídos diagramas cor-cor do tipo B-V (Figura 2)
e Hα-R.
Figura 2 – Resultados obtidos no OPD.
A Figura 2 mostra um diagrama B-V feito com os dados fotométricos
do OPD e processados no APT. Este diagrama é do tipo de um diagrama
Hertzsprung-Russell (HR), que, como descrito na introdução, compara a
temperatura de um conjunto de estrelas com sua luminosidade intrínseca.
Mas o diagrama da Figura 2 possui alguns problemas ainda a serem
resolvidos:
Cada estrela indicada está a sua distância da Terra, o que faz com que
o eixo das ordenadas deixe de indicar a luminosidade instrínseca de cada
uma, mas sim sua luminosidade aparente;
O APT não está fotometricamente calibrado, isto é, os valores para
cada magnitude de uma estrela podem estar desviados do valor verdadeiro
por uma constante. Isso faz com que o gráfico esteja totalmente abaixo do
eixo das abscissas. Ao se realizar a calibração, o gráfico deverá mudar sua
posição mas não seu formato, portanto isto não interfere significativamente na
identificação das Be’s;
O diagrama não possui o formato de um diagrama HR, como o da
Figura 1, e este é o principal problema. Como as estrelas da Figura 2 estão
todas separadas, devem haver representantes de praticamente todos os tipos
espectrais ali, e isso faria com que o gráfico assumisse o formato desejado,
ao invés de mais concentrado, como se mostrou.
Um dos possíveis causadores deste último problema é o software do
APT, pois a análise que foi por ele realizada pode estar, de alguma forma, fora
dos padrões. Na tentativa de solucionar o problema, foi escolhido um
aglomerado aberto de estrelas, a NGC 6611, para fazer um ajuste
comparativo dos dados. Foram realizadas aquisições do aglomerado no
Observatório Astronômico da UEPG e, em seguida, pretende-se realizar a
mesma análise feita com os dados do OPD nos dados do aglomerado. Como
as estrelas do aglomerado estão mais próximas umas das outras, elas estão
a uma mesma distância da Terra, assim, o primeiro problema não tem lugar
aqui. Se a análise do APT se mostrar correta, ao realizar um diagrama cor-cor
B-V com os dados do aglomerado espera-se obter o formato de um diagrama
HR. Se isto não acontecer, o erro estará contido na análise do APT.
Conclusões
A visita ao OPD possibilitou uma grande coleta de dados. O software do APT
identificou aproximadamente cinco mil estrelas, e uma pequena porcentagem
destas devem ser Be’s. A identificação de quais das estrelas apresentam as
características do fenômeno Be ainda está em curso. Além disso, os ajustes
de dados se viram bastante necessários após ser percebido que os resultados
não se adequavam ao modelo teórico.
A determinação de novas estrelas que apresentam o fenômeno Be
contribuirá para o estudo deste acontecimento e suas causas. Um novo
projeto será executado com análises espectroscópicas.
Agradecimentos
Agradeço ao CNPq e a todos que trabalharam comigo no Observatório
Astronômico durante este ano.
Referências
CARMO, T. A. S. do; Espectroscopia de Estrelas Be nos aglomerados NGC
4755 e NGC 6530. 2008. 87f. Dissertação (Mestrado em Ciências) –
Universidade Estadual de Ponta Grossa, Ponta Grossa, 2008.
OLIVEIRA FILHO, K. de S.; SARAIVA, M. de F. O. Astronomia e
Astrofísica. Departamento de Astronomia – Instituto de Física. Universidade
Federal do Rio Grande do Sul, Porto Alegre, 2014. Disponível em:
<http://astro.if.ufrgs.br/livro.pdf>. Acesso em: 23 ago. 2016.
RIVINIUS, T.; CARCIOFI, A. C.; MARTAYAN, C. Classical Be Stars: Rapidly
Rotating B Stars with Viscous Keplerian Decretion Disks. The Astronomy and
Astrophysics Review. Nov. 2013. Disponível em: <http://goo.gl/GpKnlj>.
Acesso em: 23 ago. 2016.