Universidade Federal do Rio Grande do Norte Centro de

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
Busca por Excesso no Infravermelho Médio em Estrelas
Evoluídas com Fotometria WISE E 2MASS
por
Danielly Freire da Silva
Orientador: Profº Dr. José Renan de Medeiros
Co-Orientador: Profº Dr. Bruno Leonardo Canto Martins
Natal-RN, Brasil
Setembro 2015
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
Busca por Excesso no Infravermelho Médio em Estrelas
Evoluídas com Fotometria WISE E 2MASS
por
Danielly Freire da Silva
Dissertação de Mestrado apresentada ao Programa
de Pós-Graduação em Física de Departamento de
Física Teória e Experimental da Universidade Federal
do Rio Grande do Norte como requisito parcial para a
obtenção do grau de mestre em Física
Orientador: Profº Dr. José Renan de Medeiros
Co-Orientador: Profº Dr. Bruno Leonardo Canto Martins
Natal-RN
Setembro/2015
Aos meus pais, Sr. e Sra. Freire.
Ao meu filho Daniel.
Ouvir Estrelas
"Ora (direis) ouvir estrelas! Certo
Perdeste o censo!"E eu vos direi, no entanto,
Que, para ouvi-las muita vez desperto
E abro as janelas, pálido de espanto...
E conversamos toda noite, enquanto
A Via Láctea, como um pálio aberto,
Cintila. E, ao vir o sol, saudoso e em pranto,
Inda as procuro pelo céu deserto.
Direis agora:"tresloucado amigo!
Que conversas com elas? Que sentido
Tem o que dizes, quando não estão contigo?"
E eu vos direi: "Amai para entendê-las!
Pois só quem ama pode ter ouvido
Capaz de ouvir e de entender estrelas"
Olavo Bilac
AGRADECIMENTOS:
• A Deus, por me dar condições para concluir essa inicial, porém muito importante, etapa que além de profissional também foi pessoal;
• Aos meus pais, Sr. e Sra. Freire, pela solidariedade, pelo empenho, dedicação, amor, apoio e acreditarem no meu sonho antes mesmo de mim, dando
créditos aos desejos de uma criança que ainda não conseguia vislumbrar a
totalidade da frase: eu quero estudar astronomia;
• Ao meu filho, Daniel, por ser uma fonte inesgotável de beijos e abraços, pelos
momentos de brincadeiras e por ser minha principal motivação;
• Ao professor Walmir Siqueira, meu primeiro professor de Física e que, ainda
na escola secundária, me mostrou os passos a serem tomados para eu chegar
até esta etapa;
• Aos professores da UFRPE, Dr. Antônio Carlos Miranda e Dr. Alexandre Medeiros, pela orientação e incentivo para o progresso da minha vida
acadêmica;
• Ao professor Dr. Renan de Medeiros, por me receber tão bem no grupo,
pela orientação não apenas na pesquisa, mas também na vida acadêmica, e
principalmente por não desistir de mim;
• Ao professor Dr. Bruno Canto, pela co-orientação e pela recepção e amizade;
• Aos meus amigos da UFRPE e da UFPE, Aguinaldo, Daniela e Humberto
pela torcida;
• Aos amigos que fiz na UFRN, por estarem ao meu lado nesta jornada;
• Aos amigos da sala: Caio, Chinchón, Dgerson, Luciano, Gislana e Suzierly
pelo companheirismo e cumplicidade;
• Ao companheiro de sala Dgerson, pelo apoio em todas as fases da construção
deste trabalho;
• À gestão da Escola Estadual Monsenhor Álvaro Negromonte, na pessoa da
Sra. Risonete Martins, por apoiar meu pedido de licença junto à Secretária
Estadual de Educação de Pernambuco;
• Ao Governo do Estado de Pernambuco, na pessoa do Sr. Eduardo Henrique Accioly Campos (In Memorian), que me concedeu licença através da
Secretária Estadual de Educação para fazer o curso;
• À CAPES pelo suporte financeiro.
RESUMO
Discos de detritos são comumente detectado orbitando estrelas da sequência
principal, mas pouco se sabe sobre seu destino quando as estrelas evoluem para
os estágios subgigante e gigantes. Jones (2008) encontrou fortes evidências sobre
a presença de excesso de IR médio em estrelas do tipo G e K e classe de luminosidade III, utilizando dados fotométricos dos catálogos Two-Micron All Sky-Survey
(2MASS) e GLIMPSE. Embora a origem desses excessos permanece incerto, é
plausível que eles surgem a partir de discos de detritos em torno destas estrelas.
O presente estudo traz uma pesquisa inédita na busca de excesso de IR médio
em estrelas evoluídas simples e binárias do tipo espectral F, G e K das classes
de luminosidade IV, III, II e Ib. Para este estudo, utilizamos dados fotométricos
do WISE e 2MASS para uma amostra de 3000 estrelas evoluídas, com magnitude
visual até 6,5. Como principais resultados, verificou-se que a frequência de estrelas evoluídas mostrando excesso de IR médio e aumentos de IR das classes de
luminosidade IV e III em relação as classes de luminosidade II e Ib. Além disso,
não existe uma clara diferença entre a presença de excesso de IR em estrelas
individuais e sistemas binários para todas as classes de luminosidade analisados.
PALAVRAS-CHAVE: Infravermelho Médio, Estrelas Evoluídas, Disco circunstelar.
v
ABSTRACT
Debris discs are commonly detected orbiting main-sequence stars, but little is
known regarding their fate as stars evolve along subgiant and giant stages. Jones
(2008) has found strong evidence on the presence of mid-IR excess in G and K
stars of luminosity class III, using photometric data from the Two-Micron All-Sky
Survey (2MASS) and GLIMPSE catalogues. While the origin of these excesses
remains uncertain, it is plausible that they arise from debris discs around these
stars. The present study brings an unprecedent survey in the search for mid-IR
excess among single and binary F, G and K-type evolved stars of luminosity classes
IV, III, II and Ib. For this study, we use WISE and 2MASS photometric data for
a sample of 3000 evolved stars, complete up to visual magnitude of 6.5. As major
results, we found that the frequency of evolved stars showing mid-IR WISE excess
increases from the luminosity classes IV and III to luminosity classes II and Ib. In
addition, there is no clear difference between the presence of IR excess in binary
and single stars for all the analyzed luminosity classes.
KEYWORDS: Mid infrared, evolved stars, circumstellar disk.
vi
ÍNDICE
Agradecimentos
iii
Resumo
v
Abstract
vi
Lista de figuras
xiii
1 Introdução
1
1.1 Um pouco de história . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1
1.2 A Natureza da Luz . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3
1.2.1
Radiação Eletromagnética
. . . . . . . . . . . . . . . . . .
4
1.2.2
O Espectro Eletromagnético . . . . . . . . . . . . . . . . .
7
1.2.3
Infravermelho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
8
1.2.4
O Infravermelho na Astrofísica . . . . . . . . . . . . . . . .
9
1.2.5
Fotometria Infravermelha . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
9
1.3 Motivação do Trabalho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
1.4 Objetivos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
2 Excesso de Radiação Infravermelha
vii
12
2.1 Disco de Detritos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.1.1
Definição . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.1.2
Evolução do Disco de Detritos . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.1.3
Disco de Detritos Como Meio de Detecção de Planetas . . . 14
2.1.4
Cinturão de kuiper . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.1.5
Propriedades Fundamentais de Um Disco de Detritos . . . . 19
2.1.6
Temperatura e Fração de Luminosidade . . . . . . . . . . . 20
2.1.7
Idade, Raio e Massa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
2.2 Excesso de Infravermelho em Estrelas da Sequência Principal . . . 22
2.3 Excesso de Infravermelho em Estrelas Evoluídas . . . . . . . . . . . 23
2.4 Excesso de Infravermelho em Estrelas com Planetas. . . . . . . . . 25
3 Dados Observacionais
27
3.1 A Amostra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
3.2 A Missão IRAS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
3.3 A Missão WISE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
3.4 2MASS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
3.5 Medição do Excesso de Infravermelho . . . . . . . . . . . . . . . . 31
3.6 Diagrama Cor-Cor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
4 Resultados e Discussões
36
4.1 Diagrama K-[22] das Estrelas Ib . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
4.2 Diagrama K-[12] das Estrelas Ib . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
4.3 Diagrama [12]-[22] das Estrelas Ib . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
4.4 Diagrama K-[22] das Estrelas II . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4.5 Diagrama K-[12] das Estrelas II . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
4.6 Diagrama [12]-[22] das Estrelas II . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
4.7 Diagrama K-[22] das Estrelas III . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
4.8 Diagrama K-[12] das Estrelas III . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
viii
4.9 Diagrama [12]-[22] das Estrelas III . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
4.10 Diagrama K-[22] das Estrelas IV . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
4.11 Diagrama K-[12] das Estrelas IV . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
4.12 Diagrama [12]-[22] das Estrelas IV . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
4.13 Levantamento de Todos os Diagramas . . . . . . . . . . . . . . . . 61
5 Conclusões e Perspectivas
63
5.1 Conclusões . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
5.2 Perspectivas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
A Tabelas
67
Referências
84
ix
LISTA DE FIGURAS
1.1 Incidência de um feixe de luz branca em um prisma. . . . . . . . .
4
1.2 A luz refratada pelo segundo prisma não se altera. . . . . . . . . .
5
1.3 Espectro da luz visível. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5
1.4 Ilustração da experiência de Young, onde as fendas S1 e S2
comportam-se como fontes pontuais de luz e produzem um padrão estável de interferência no anteparo, onde é notada a presença
de faixas brilhantes causadas pela interferência construtiva e faixas
de sombras causadas pela interferência destrutivas entre as ondas.
Créditos: Halliday, Resnick - Fundamentals of Physicis.
. . . . . .
6
1.5 Propagação dos campos elétrico e magnético, são perpendiculares
entre si e juntos formam uma onda eletromagnética se movendo na
velocidade da luz. Créditos: USP. . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7
2.1 Concepção artística do disco circunstelar. Créditos: NASA . . . . . 16
2.2 Radiação do Corpo Negro. Créditos:INPE. . . . . . . . . . . . . . 17
3.1 Concepção artistica do satélite WISE orbitando a Terra. . . . . . . 29
3.2 Melhor ajuste para J-H60,1. O critério é K-[22]> 0,26. Fonte:Wu
et al. (2013) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
x
3.3 Melhor ajuste para 0,1<J-H60,3.
O critério é K-[22]> 0,21.
Fonte:Wu et al. (2013) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
3.4 Melhor ajuste para 0,3<J-H60,3.
O critério é K-[22]> 0,22.
Fonte:Wu et al. (2013) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
3.5 Melhor ajuste para J-H>0,5. O critério é K-[22]> 0,22. Fonte:Wu
et al. (2013) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
3.6 Exemplo de diagrama cor-cor usado por Wu et al. (2013) e foi usado
na análise preliminar para a amostra por ocasião da verificação de
excesso de infravermelho. As estrelas da sequência principal são
representadas em azul e as gigantes pelo símbolo de mais vermelho.
A linha pontilhada vermelha é o critério para a seleção das fontes
em excesso de 22 µm. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
4.1 Diagrama cor-cor: J −H X K−[22] para estrelas de classe luminosa
Ib e tipo espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da linha
vertical tracejada são as candidatas a exibir excesso de infravermelho. 38
4.2 Diagrama cor-cor: J −H X K−[12] para estrelas de classe luminosa
Ib e tipo espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da
linha vertical tracejada e acima da linha horizontal tracejada são
as candidatas a exibir excesso de infravermelho. . . . . . . . . . . . 40
4.3 Diagrama cor-cor: J − H X [12] − [22] para estrelas de classe luminosa Ib e tipo espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita
da linha vertical tracejada e acima da linha horizontal tracejada
são as candidatas a exibir excesso de infravermelho. . . . . . . . . . 42
4.4 Diagrama cor-cor: J −H X K−[22] para estrelas de classe luminosa
II e tipo espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da linha
vertical tracejada são as candidatas a exibir excesso de infravermelho. 44
xi
4.5 Diagrama cor-cor: J −H X K−[12] para estrelas de classe luminosa
II e tipo espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da
linha vertical tracejada e acima da linha horizontal tracejada são
as candidatas a exibir excesso de infravermelho. . . . . . . . . . . . 46
4.6 Diagrama cor-cor: J − H X [12] − [22] para estrelas de classe luminosa II e tipo espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita
da linha vertical tracejada e acima da linha horizontal tracejada
são as candidatas a exibir excesso de infravermelho. . . . . . . . . . 48
4.7 Diagrama cor-cor: J − H X K − [22] para estrelas de classe luminosa III e tipo espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita
da linha vertical tracejada são as candidatas a exibir excesso de
infravermelho. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
4.8 Diagrama cor-cor: J −H X K−[12] para estrelas de classe luminosa
III e tipo espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da
linha vertical tracejada e acima da linha horizontal tracejada são
as candidatas a exibir excesso de infravermelho. . . . . . . . . . . . 52
4.9 Diagrama cor-cor: J − H X [12] − [22] para estrelas de classe luminosa III e tipo espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita
da linha vertical tracejada e acima da linha horizontal tracejada
são as candidatas a exibir excesso de infravermelho. . . . . . . . . . 54
4.10 Diagrama cor-cor: J − H X K − [22] para estrelas de classe luminosa IV e tipo espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita
da linha vertical tracejada são as candidatas a exibir excesso de
infravermelho. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
4.11 Diagrama cor-cor: J −H X K−[12] para estrelas de classe luminosa
IV e tipo espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da
linha vertical tracejada e acima da linha horizontal tracejada são
as candidatas a exibir excesso de infravermelho. . . . . . . . . . . . 58
xii
4.12 Diagrama cor-cor: J − H X [12] − [22] para estrelas de classe luminosa IV e tipo espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita
da linha vertical tracejada e acima da linha horizontal tracejada
são as candidatas a exibir excesso de infravermelho. . . . . . . . . . 60
5.1 Comparação visual entre as bandas W2 (lado esquerdo) e W4 (lado
direito) feita na pesquisa de Cruz-Saenz de Miera et al. (2014) com
as estrelas HD 78710, V900 Per, HD 227748 e HD 107899. . . . . . 66
5.2 SEDs de quatro estrelas e cada painel, indica-se a temperatura do
corpo negro e a fração de luminosidade que proporciona o melhor
ajuste. Fonte:Cruz-Saenz de Miera et al. (2014) . . . . . . . . . . . 66
xiii
LISTA DE TABELAS
Lista de Tabelas
xv
A.1 Tabela das estrelas mais à direita do diagrama cor-cor segundo o
critério de seleção K-[22] (sistemas binários IV). . . . . . . . . . . . 68
A.2 Tabela das estrelas mais à direita do diagrama cor-cor segundo o
critério de seleção K-[12] (sistemas binários IV) . . . . . . . . . . . 69
A.3 Tabela das estrelas mais à direita do diagrama cor-cor segundo o
critério de seleção K-[22] (estrelas individuais IV) . . . . . . . . . . 70
A.4 Tabela das estrelas mais à direita do diagrama cor-cor segundo o
critério de seleção K-[12] (estrelas individuais IV) . . . . . . . . . . 71
A.5 Tabela das estrelas mais à direita do diagrama cor-cor segundo o
critério de seleção K-[22] (sistemas binários III) . . . . . . . . . . . 72
A.6 Tabela das estrelas mais à direita do diagrama cor-cor segundo o
critério de seleção K-[12] (sistemas binários III) . . . . . . . . . . . 73
A.7 Tabela das estrelas mais à direita do diagrama cor-cor segundo o
critério de seleção K-[22] (estrelas individuais III) . . . . . . . . . . 74
A.8 Tabela das estrelas mais à direita do diagrama cor-cor segundo o
critério de seleção K-[12] (estrelas individuais III) . . . . . . . . . . 75
xiv
A.9 Tabela das estrelas mais à direita do diagrama cor-cor segundo o
critério de seleção K-[22] (sistemas binários II) . . . . . . . . . . . 76
A.10 Tabela das estrelas mais à direita do diagrama cor-cor segundo o
critério de seleção K-[12] (sistemas binários II) . . . . . . . . . . . 77
A.11 Tabela das estrelas mais à direita do diagrama cor-cor segundo o
critério de seleção K-[22] (estrelas individuais II) . . . . . . . . . . 78
A.12 Tabela das estrelas mais à direita do diagrama cor-cor segundo o
critério de seleção K-[12] (estrelas individuais II) . . . . . . . . . . 79
A.13 Tabela das estrelas mais à direita do diagrama cor-cor segundo o
critério de seleção K-[22] (sistemas binários Ib) . . . . . . . . . . . 80
A.14 Tabela das estrelas mais à direita do diagrama cor-cor segundo o
critério de seleção K-[12] (sistemas binários Ib) . . . . . . . . . . . 81
A.15 Tabela das estrelas mais à direita do diagrama cor-cor segundo o
critério de seleção K-[22] (estrelas individuais Ib) . . . . . . . . . . 82
A.16 Tabela das estrelas mais à direita do diagrama cor-cor segundo o
critério de seleção K-[12] (estrelas individuais Ib) . . . . . . . . . . 83
xv
CAPÍTULO
1
INTRODUÇÃO
"Esquecer é uma necessidade. A
vida é uma lousa, em que o
destino, para escrever um novo
caso, precisa de apagar o caso
escrito."
Machado de Assis
1.1
Um pouco de história
A história da Astronomia envolve um período tão antigo quanto a origem
do homem, sendo considerada a mais antiga das ciências naturais. Descobertas
arqueológicas evidenciam observações astronômicas entre os povos pré-históricos,
sendo os mais antigos registros astronômicos datados de, aproximadamente, 3000
a.C. e são creditados aos chineses, babilônicos, assírios e egípcios. Nos tempos
antigos, os homens pesquisavam uma grande quantidade de dados sobre o universo
apenas baseados na observação.
1
Os astros eram estudados com o objetivo de medir o tempo e prever a melhor
época para plantio e colheita. Muitos séculos antes de Cristo, os chineses sabiam
a duração do ano e utilizavam um calendário de 365 dias e deixaram registros de
anotações precisas de cometas, meteoros e meteoritos desde 700 a.C.. Babilônicos,
assírios e egípcios também sabiam a duração do ano desde épocas pré-cristãs. Em
outras partes do mundo também foram encontradas evidências de conhecimentos
astronômicos antigos, como, por exemplo, Stonehenge, na Inglaterra, datando de
3000 a.C. a 1500 a.C., onde as pedras estão alinhadas com o nascer e por do sol no
início do verão e do inverno. Os maias, na América Central, também conheciam
o calendário e de fenômenos celestes, os polinésios aprenderam a navegar através
da observação do céu.
O ápice da ciência antiga foi na Grécia, de 600 a.C. a 400 a.C., este pico só foi
ultrapassado no século XVI. Os primeiros conceitos de Esfera Celeste surgiram
com os estudos gregos em conhecer a natureza do cosmos e do conhecimento
herdado dos povos antigos, que acreditavam ser uma esfera de material cristalino
incrustada de estrelas onde a Terra ocupava o centro.
Como os gregos não conheciam a rotação da Terra eles imaginavam que a esfera
celeste girava em torno de um eixo passando pela Terra, com isso, observaram que
todas as estrelas giravam em torno de um ponto fixo no céu.
Os astrônomos sabem, há milhares de anos, que o sol muda sua posição ao
longo do céu, movendo-se aproximadamente um grau para o leste por dia. Um
ano era o tempo para o sol completar uma volta na esfera celeste, o caminho
aparente do sol durante o ano definia a eclíptica1 .
A lua e os planetas percorrem o céu em uma região de dezoito graus com
centro na eclípta, Aristósteles como o zodíaco, dividida em doze constelações com
forma de animais. Constelações são grupos aparentes de estrelas. Os chineses, os
egípcios e os antigos gregos já tinham dividido o céu em constelações.
1
Era chamada assim porque os eclipses ocorrem quando a lua está próxima da eclíptica.
2
1.2
A Natureza da Luz
A astronomia é baseada quase exclusivamente na luz captada dos objetos celestes, é a partir da luz por eles emitida, refletida ou absorvida, que as informações
sobre os astros são obtidas. Estrelas emitem luz, enquanto que os astros ao redor refletem esta luz. A lua, satélite natural da Terra, reflete a luz do sol e sua
aparência no céu, através das fases lunar, varia de acordo com sua posição da lua
em relação ao sol. Por ocasião de um eclipse solar a lua também bloqueia a luz
do sol. De maneira similar a presença de poeira no espaço é detectada pela sua
capacidade de absorver a luz dos corpos celestes. O buraco negro é um exemplo
de objeto que não emite luz, no entanto sua presença é detectada através do efeito
causado sobre os corpos que emitem a luz.
A luz emitida pelas estrelas é uma forma de energia, pode ser decomposta em
diferentes cores quando atravessa um prisma e tem capacidade de interagir com
a matéria. Ela é mais adequadamente chamada de luz visível e é uma forma
de radiação eletromagnética possui as propriedades de partículas, chamadas de
fótons, e de ondas.
Detectar radiação eletromagnética com telescópio é a essência da astronomia
observacional. A percepção humana dos objetos na terra e no espaço vem, primeiramente, da luz visível detectada pelos olhos e trata-se de uma pequena fração
de todas as radiações eletromagnéticas emitidas pelos objetos do universo. Como
o resto da radiação é invisível ao olho humano ela precisa ser observada através
de telescópios.
3
1.2.1
Radiação Eletromagnética
Desde Aristóteles2 até o final do século XVII, as pessoas acreditavam que o
branco era uma cor fundamental da luz e que as cores do arco-íris eram criadas
quando a luz atravessa um outro meio. Isaac Newton3 realizou experimentos
no final do século XVII contestando essa teoria, ele fez um feixe de luz do sol
atravessar um prisma de vidro que decompôs a luz nas cores do arco-íris (Figura
1.1).
Figura 1.1: Incidência de um feixe de luz branca em um prisma.
A mudança na direção da luz quando esta se move de um meio para o outro
é a refração, a representação destas cores, completa ou não, é o espectro. Em
seguida Newton selecionou uma única cor e a fez passar por um segundo prisma e
permaneceu com a mesma cor (Figura 1.2). O fato das cores individuais passarem
pelo segundo prisma e não sofrerem alteração conferiu a Newton a conclusão que as
cores de um espectro completo (Figura 1.3), na realidade, são as propriedades da
luz, sendo assim, a luz branca é a mistura destas cores. Para comprovar a última
observação, Newton fez a todas as cores do espectro atravessarem o prisma, dessa
forma a luz branca foi refeita. Logo, as cores do espectro são entidades diferentes.
2
Filósofo grego aluno de Platão e professor de Alexandre, o grande.
Cientista inglês, mais reconhecido como físico e matemático, foi também reconhecido como astrônomo,
alquimista, filósofo e teólogo.
3
4
Figura 1.2: A luz refratada pelo segundo prisma não se altera.
Figura 1.3: Espectro da luz visível.
Por volta da metade do século XVII, Christiaan Huygens4 propôs que a luz teria
um comportamento ondulatório. Newton, em contrapartida realizou experimentos
onde a luz apresentou um comportamento de minúsculas partículas de energia.
As duas teorias estão corretas.
Thomas Young5 , em 1801, mostrou o comportamento ondulatório da luz, incidindo um feixe de luz de cor única sobre duas fendas paralelas, onde ele argumentou que sendo a luz uma onda apresentaria um comportamento semelhante ao de
ondas na superfície da água quando flui pelas fendas, assim era esperada a interação entre as ondas, esta interação poderia ser construtiva ou destrutiva e seria
4
Físico, matemático, astronômo e horologista holandês muito lembrando por seus estudos sobre luz e cores,
percepção do som, estudo da força centrífuga, entendimento das leis de conservação em dinâmica, estudo da
dupla refração no cristal da Islândia e a teoria ondulatória da luz.
5
Físico, médico e egiptólogo britânico. Em 1801 foi nomeado professor de filosofia natural do Royal Intitution.
Conhecido pela experiência da dupla fenda.
5
percebida através das regiões de penumbra ou sombra no anteparo. O resultado
obtido foi exatamente o esperado, provando o comportamento ondulatório da luz
(Figura 1.4).
Figura 1.4: Ilustração da experiência de Young, onde as fendas S1 e S2 comportam-se como fontes pontuais de luz e produzem um padrão estável de interferência no anteparo, onde é notada
a presença de faixas brilhantes causadas pela interferência construtiva e faixas de sombras causadas pela interferência destrutivas entre as ondas. Créditos: Halliday, Resnick - Fundamentals
of Physicis.
Mais conhecimento sobre o caráter ondulatório da luz surgiu após os estudos de
James Clark Maxwell6 , por volta de 1860, quando ele unificou as propriedades básicas da eletricidade e do magnetismo em quatro equações e através dos resultados
ele mostrou o acoplamento entre os efeitos elétricos e magnéticos se movimentando
na forma de ondas com amplitudes iguais (Figura 1.5). Estas ondas receberam o
nome de Radiação Eletromagnética, vários experimentos provaram a sugestão de
Maxwell que algumas destas ondas são observadas em forma de luz.
Newton provou a composição da luz branca, sendo esta composta de todas
as cores do arco-íris. Young, Maxwell e alguns outros cientistas demonstraram
o comportamento ondulatório da luz. As cores diferem entre si porque possuem
6
Físico e matemático britânico mais conhecido por ter dado forma final a teoria moderna do eletromagnetismo
unindo a eletricidade, o magnetismo e a óptica.
6
Figura 1.5: Propagação dos campos elétrico e magnético, são perpendiculares entre si e juntos
formam uma onda eletromagnética se movendo na velocidade da luz. Créditos: USP.
diferentes comprimentos de onda, normalmente designado por λ é a distância
entre duas cristas ou dois vales consecutivos da onda. O comprimento de onda
das cores foi obtido empiricamente e vai de aproximadamente de 400nm para o
comprimento de onda mais curto da luz violeta e até aproximadamente 700nm
para o mais longo da luz vermelha. As outras cores possuem comprimento de
onda dentro deste intervalo.
1.2.2
O Espectro Eletromagnético
A luz visível é um dos vários tipos de radiação eletromagnética e possui uma
estreita variação de comprimento de onda, de 400nm a 700nm, porém as equações
de Maxwell não fez restrição quanto ao comprimento de onda, isto, de certa forma,
sugeria a existência de algo além do espectro visível.
William Herschel7 , por volta de 1800, conduziu uma experiência onde a diferença de temperatura entre as cores do espectro visível era medida. Os resultados
obtidos mostraram um aumento na temperatura do azul para o vermelho. No entanto, além da extremidade foi registrado uma temperatura mais alta, indicando
7
Astronômo e compositor alemão naturalizado inglês.
7
a existência da continuação do espectro na região do infravermelho.
Alguns objetos emitem luz no espectro visível devido a sua temperatura elevada, objetos com temperatura um pouco mais baixa emitem apenas ondas infravermelhas.
Concluindo que a luz visível ocupa apenas uma pequena faixa dos comprimentos de onda possíveis, onde todos os comprimento de onda recebem o nome de
espectro eletromagnético, também mostrado na figura 1.3.
Muitas propriedades básicas da radiação eletromagnética são compartilhadas
pelos seus vários tipos. Todas são fótons, logo, viajam com a mesma velocidade
e podem se comportar com ondas ou como partículas, diferem entre si por seu
comprimento de onda, consequentemente diferem também na energia, por esse
motivo interagem de maneira diferente com a matéria.
1.2.3
Infravermelho
Não existem limites precisos de separação entre as diferentes regiões da radiação eletromagnética. A região do infravermelho geralmente é considerada a zona
compreendida entre os comprimentos de onda 0,5µm a 1000µm, o limite inferior
é dado pelo limite da visão normal do ser humano e o superior, menos preciso,
situa-se no início da região de micro-ondas, o número de comprimentos de onda
por unidade de distância é o inverso do comprimento de onda (1/λ) e para o caso
da radiação eletromagnética é proporcional à frequência e à energia do fóton, no
SI o número de onda é dado em m−1 . A região do infravermelho se subdivide em
três partes:
• Infravermelho próximo (0,5µm a 1,5µm);
• Infravermelho médio ou fundamental (1,5µm a 10µm);
• Infravermelho distante ou longo (10µm a 1000µm).
8
1.2.4
O Infravermelho na Astrofísica
O infravermelho é uma região do espectro eletromagnético e ultimamente apresentou grande desenvolvimento na astronomia. A emissão térmica nesta região é
pouco estudada devido às baixas sensibilidades dos detectores e à forte contaminação do ruído térmico.
O advento de grandes telescópios aprimorados para o infravermelho levou a
necessidade da criação de uma metodologia para a escolha dos objetos a serem
observados pelos telescópios. O 2MASS (T wo M icron All Sky Survey) e o IRAS
(Inf rared Astronomical Satellite), por exemplo, realizam varreduras do céu na
região infravermelha do espectro.
As ondas infravermelhas tem comprimento de onda maior que a luz visível
e, devido a esta característica, conseguem passar através de regiões densas de
gás e poeira no espaço com menos dispersão e absorção. Desta forma a energia
infravermelha pode revelar objetos que não podem ser visto em espectro de luz
visível através dos resultados obtidos por telescópios ópticos.
1.2.5
Fotometria Infravermelha
A fotometria é uma técnica na qual se mede, em um detector, o número de
fótons oriundos de uma fonte astrofísica com o objetivo de medir a magnitude
de uma fonte. As bandas espectrais usadas no infravermelho são construídas de
modo a aproveitar as janelas atmosféricas8 , uma vez que grande parte da radiação
desta região do espectro sofre poucos efeitos de absorção.
8
A atmosfera da Terra permite a passagem de diferentes tipos de radiação em quantidades variadas. Luz
visível, ondas de rádio, infravermelho de comprimento de onda curto e ultravioleta de comprimento de onda
longo atingem todo o tempo a superfície da Terra, os outros tipos são absorvidos ou espalhados pelos gases do
ar em diferentes altitudes.
9
As medidas fotométricas podem ser realizadas através de imagens obtidas com
detectores infravermelhos. Deve-se eliminar os efeitos de ruídos térmicos, não
linearidade e contaminação do fundo de céu e radiação térmica do ambiente.
1.3
Motivação do Trabalho
Basicamente a motivação do estudo da astronomia como um todo é o melhor
entendimento do universo, tanto dos acontecimentos passados, quanto dos acontecimentos futuros. Existe a necessidade de entender como os discos de detritos
são formados e como este processo interfere nos planetas orbitando a estrela.
Existem uma forte ligação entre as estrelas jovens e o disco de detritos, porém
não se sabe muito sobre a sua incidência em estrelas evoluídas.
Dentro deste contexto encontra-se a motivação deste trabalho: Realizar uma
análise fotométrica de estrelas evoluídas, subgigantes e gigantes, de tipo espectral
F,G e K e classe de luminosidade IV, III, II e Ib de dados obtidos do catálogo
WISE e através desta análise observar se na emissão de radiação infravermelha
existe um excesso.
1.4
Objetivos
Com inspiração em Jones (2008) que investigou a incidência de excesso de
infravermelho médio, provavelmente devido a presença de disco de detritos, em
estrelas de classe luminosa III do tipo espectral G e K e em Jura (2004) que
baseou-se no fato de uma estrela quando sai da sequência principal e evolui para
uma gigante vermelha os objetos do Cinturão de Kuiper (KBOs9 ) alcançam uma
9
Kuiper Belt Objects.
10
temperatura de aproximadamente 170 K e podem apresentar um excesso de infravermelho detectável, dependendo da massa dos KBOs. e assim com base nos
dados da emissão em infravermelho buscou detectar KBOs semelhantes ao sistema
solar em torno de estrelas no ramo da primeira ascensão.
Importantes trabalhos sobre o excesso de infravermelho ajudaram de forma
significativa para a ciência, porém o grupo de estrelas que são estudadas quanto
a radiação infravermelha ainda tem que se expandir.
Este trabalho irá realizar uma análise fotométrica repetindo o procedimento
feito por Wu et al. (2013) para as estrelas da amostra e utilizando seus parâmetros
nos critérios de seleção.
Esta expansão será feita através da análise de grupo estelar que ainda não
esteve sob este tipo de perspectiva.
Após a análise da amostra é esperado que algumas estrelas apresentem presença
de disco circunstelar denunciados pelo excesso de infravermelho, inferindo também
que um estudo mais aprofundado deve ser feito para investigar qual a origem do
excesso, podendo esta ser devido a presença de disco de detritos, a contaminação
por background, entre outras.
11
CAPÍTULO
2
EXCESSO DE RADIAÇÃO INFRAVERMELHA
"Cada estação da vida é uma
edição, que corrige a anterior, e
que será corrigida também, até
a edição definitiva, que o editor
dá de graça aos vermes."
Machado de Assis
Excesso de infravermelho trata-se de um excesso medido no fluxo observado
em relação ao esperado vindo exclusivamente da fotosfera estelar, é produzido por
partículas de poeira orbitando a estrela. Esta poeira é destruída, por exemplo,
por pressão de radiação e fotoevaporação num período bem menor que o tempo
de vida da estrela. No entanto, pode ser reabastecida através de colisões entre
planetesimais1 .
2.1
1
Disco de Detritos
Corpos rochosos e/ou de gelo resultante da aglutinação de planetas com o tamanho variando cerca de 0,1
a 100Km. Supostamente formado no início do sistema planetário.
12
2.1.1
Definição
O disco circunstelar é uma nuvem achatada localizada ao redor de uma estrela,
formado por poeira, gás e fragmentos de corpos que colidiram na orbita estrelar.
Geralmente é encontrado ao redor de estrelas mais jovens, este material é conservado e transformado e futuramente dará origem a planetas. Pode ser encontrado,
também, em torno de estrelas mais maduras, mostrando que o material desse
disco resistiu ao processo evolutivo.
2.1.2
Evolução do Disco de Detritos
O disco de detritos do sistema solar possui inúmeros objetos cujos tamanhos
variam de poucos micrômetros até cerca de 2000 Km e se estende desde o Cinturão
de Asteroides2 até o Cinturão de Kuiper 3 .
Acredita-se que o disco de detritos do Sistema Solar teve sua massa reduzida com o passar do tempo. Podem ter acontecido eventos, como colisões entre
protoplanetas ou asteroides, durante a história do Sistema Solar, que alteraram
significativamente a população de detritos. Algumas evidências foram citadas,
as orbitas dos planetas por tsiganis et al 2005, a distribuição do tamanho e da
estrutura dinâmica dos cinturões de detritos, os registros de crateras, composição geoquímica dos discos e planetas e sedimentos encontrados no fundo do mar
da Terra. Mesmo com algumas evidências a evolução do disco é muito discutida
principalmente na sua fase inicial porque o sistema planetário pode submeter-se
aos últimos estágios de acresção antes de atingir a sua configuração final.
O IRAS detectou o primeiro disco de detrito extrassolar a partir da emissão
térmica da poeira aquecida pela estrela Vega (Aumann et al. (1984)). Assim, ficou
2
3
conjunto de asteroides orbitando aproximadamente entre as órbitas de Marte e Júpiter, de 2 a 3,5UA.
de 30 a 48 UA .
13
claro que várias estrelas também tinham um disco de poeira em sua proximidade,
incluindo β Pictoris, cujas imagens da luz espalhada mostrou que a poeira teria a
forma semelhante a um disco. A poeira situada em torno de estrelas como Vega
e β Pictoris deve ser reabastecida continuamente devido à presença de planetesimais maiores. Nas últimas décadas houve um crescimento do número de discos
conhecidos causado pela capacidade de observação em todos os comprimentos de
onda. Analogamente, como a dinâmica do cinturão de Kuiper demonstra a história do Sistema Solar, os discos podem ser usados para o conhecimento do passado
de seus sistemas podendo mostrar alterações na sua forma por décadas.
Desta forma o aumento do número de discos conhecidos permite reconstruir
a sequência evolutiva durante os 10 M anos da fase de disco protoplanetário,
quando ocorre a maioria dos processos de formação planetária. Isto possibilitou
a datação estelar e permitiu que a dependência da variação da massa em função
do tempo seja caracterizada e mostrou que disco de detritos brilhantes persistiam
por vários Giga-anos. Consequentemente, vários modelos foram criados com o
intuito de estudar a evolução de discos de detritos, desta forma as observações de
uma perspectiva de restos de disco protoplanetários e também sobre o processo
de formação de planetas.
Em 2003, o Spitzer4 foi lançado e por ser sensível a níveis mais baixos de
massa e poeira aumentou de maneira significativa o número de discos de detritos conhecidos. O Spitzer obteve resultados que proporcionaram uma avaliação
quantitativa de modelos diferentes e um contexto onde a presença e evolução de
um disco pode criar um sistema planetário capaz de abrigar a vida (Wyatt (2008)).
2.1.3
4
Disco de Detritos Como Meio de Detecção de Planetas
Inicialmente chamado de SIRT F , abreviatura de Space Infrared Telescope Facility e foi lança do ao espaço
por um foguete Delta II da Estação da Força Aérea de Cabo Canaveral, Flórida, em 25 de agosto de 2003.
14
Os planetas, em geral, não são acessíveis à observação direta, no entanto,
alguns são grandes o suficiente para causar alguma interferência na estrela e essa
alteração pode ser observado da Terra. Uma das técnicas importantes para a
busca de exoplanetas5 é a fotometria estelar.
Quando uma estrela possui um planeta e o movimento deste planeta o coloca
entre a Terra e a estrela causa uma diminuição na quantidade de luz recebida na
Terra, essa diminuição sendo vista repetidas vezes permite identificar como sendo
o trânsito de um planeta.
O disco circunstelar é de grande importância na busca de exoplanetas, uma
vez que o disco absorve a luz emitida pela estrela e reemite em forma de radiação
infravermelha, condensações irregulares nesses discos pode indicar a existência de
exoplanetas orbitando a estrela.
Após o nascimento de uma estrela ela deixa um disco de gás e poeira, estes,
por atração gravitacional, vão se aglomerar em objetos maiores, por exemplo,
planetas, asteroides e cometas. Por volta de 10 milhões de anos a poeira terá sido
devorada pela estrela, ou usada na formação de planetas, asteroides e cometas
ou terá sido ejetada para fora do sistema pelo vento estelar ou pela pressão de
radiação.
No entanto, em algumas estrelas com mais de 10 milhões de anos foram descobertos discos de poeira, porém, pela idade da estrela esta poeira não deveria
existir. Corpos pequenos, como cometas e asteroides , quando passam perto de
planetas massivos são atraídos gravitacionalmente por estes planetas, e dependendo da intensidade estes corpos, podem ter suas trajetórias alteradas e acabar
por se chocarem com os planetas. Este choque pode ser destrutivo quebrando o
corpo menor em pedaços, e estes por sua vez também irão colidir entre si, com o
passar do tempo, sucessivamente até se tornarem poeira, que formarão um disco
ao redor da estrela. Este é o disco de detritos.
5
Planeta pertencente a outro sistema planetário diferente do sistema solar.
15
Figura 2.1: Concepção artística do disco circunstelar. Créditos: NASA
Logo, se existe um disco de detritos em volta de uma estrela e este foi formado
por colisões entre planetas e asteroides ou cometas, provavelmente haverá planetas
orbitando esta estrelas, supondo que os planetas não existam em torno destas
estrelas não haveria as colisões e consequentemente o disco circunstelar não seria
formado.
Uma maneira de procurar disco de detritos é através da medição da luz infravermelha emitida pela estrela. A poeira absorve essa radiação e desta forma
aquece, semelhante ao corpo negro, e emite sua luz no infravermelho. A emissão
da poeira soma-se a emissão da estrela, consequentemente é registrado um excesso
de radiação infravermelha, o que não aconteceria se apenas a emissão da estrela
estivesse sendo registrada. Assim o excesso indica a possibilidade da existência
de poeira.
Astrônomos já descobriram excesso de infravermelho provavelmente devido à
presença de discos e muitos destes sistemas podem ser planetários.
Uma estrela sem disco teria o comportamento semelhante ao corpo negro.
16
Figura 2.2: Radiação do Corpo Negro. Créditos:INPE.
Quando existe um disco a emissão de infravermelho apresenta um excesso e o
comportamento difere da emissão de um corpo negro6 como na figura 2.2.
Ainda assim é necessário saber se os planetas são realmente responsáveis pela
existência da poeira detectada. As imagens de um sistema possuidor de um disco
de detritos conhecido, em algumas situações, podem revelar muito além do obtido
pela medição da quantidade de luz infravermelha produzida pela estrela. Em
2005, o telescópio espacial Hubble, através de Paul Kalas e sua equipe, registrou
o disco de detritos de Fomalhaut
7
e as imagens mostraram um anel excêntrico
e desalinhado indicando uma possível presença de um grande planeta orbitando
dentro de um disco de poeira. É conveniente lembrar que a presença de planetas
não é o único fator responsável pela formação do disco.
Muitas estrelas estão em estudos e estas mostram uma vasta variedade de
estruturas de discos e provavelmente possuem planetas por trás da poeira. Não
apenas o estudo do disco, como também o estudo de todo o sistema, pode fornecer
informações se um sistema planetário semelhante ao sistema solar pode se formar
6
7
Corpo ideal que absorve toda a radiação incidente sobre ele.
Estrela cerca de 16 vezes mais brilhante e 4 bilhões de anos mais jovem que o sol.
17
em outro lugar do universo, uma vez que a interação dos planetas com o Cinturão
de kuiper e o de asteroides entre Marte e Júpiter também foram responsáveis pela
atual disposição do sistema solar.
2.1.4
Cinturão de kuiper
O astrofísico norte americano Frederick Charles Leonard (1896-1960) e um
pouco mais adiante o astrônomo, economista e engenheiro Kenneth Essex Edgeworth (1880-1972), em 1943, foram os primeiros a sugerirem que Plutão era o
mais brilhante, porém não o único objeto gelado orbitando em um disco situado
além de Netuno, mas que haveria milhares deles. Gerard Peter Kuiper8 , em 1951,
sugeriu que este disco seria a fonte de cometas com período orbital curto, cerca
de menos de 200 anos. Nos anos seguintes as buscas por objetos no Cinturão de
Kuiper foram frustradas, porém, em 1980, Julio Fernandez
9
apresentou evidên-
cias matemáticas onde apenas uma estrutura como o Cinturão de Kuiper poderia
ser justificativa para a existência de um grande número de cometas com curto
período e orbitas próximas ao plano do sistema solar. Só dez anos mais tarde as
observações diretas de corpos além da órbita de Plutão forneceram evidências às
constatações anteriores.
O primeiro objeto do Cinturão de Kuiper só foi observado em telescópio em
1992 no Havaí, desde essa data, mais de 1000 objetos com diâmetros variando
de 50 a 2000 km foram detectados. Segundo as estimativas, baseadas no número
de objetos e na área do céu observada nas buscas, supõe-se que existam 100000
objetos com mais de 100 km de diâmetro. Com esta configuração Plutão passou a integrar um grupo de objetos, semelhante ao Cinturão de Asteroides entre
as órbitas de Marte e Júpiter, localizado na parte externa do Sistema Solar se
8
9
Astrônomo holandês.
Astrônomo uruguaio nascido em 1946.
18
estendendo desde Netuno até aproximadamente 50 UA10 .
É conveniente lembrar que o Sistema Solar não se encerra no Cinturão de Kuiper. Antes da proposta da existência desse Cinturão, astrônomos já previam a
presença de outra estrutura sob a forma de uma nuvem esférica de objetos, supostamente fonte dos cometas. Jan Hendrick Oort
11
propôs a existência da nuvem
para solucionar algo supostamente contraditório, se depois de várias passagens dos
cometas pelo Sistema Solar interno eles seriam destruídos e se todos os cometas
observados existissem no Sistema desde o início de sua formação, então todos os
cometas já estariam destruídos. Então, Oort, após observar os cometas de longo
período, sugeriu que a maior parte deles deve estar passando pelo Sistema Solar
interno pela primeira vez, caso contrário, as órbitas seria alteradas devido as perturbações causadas pela gravidade dos planetas gigantes. Ele também verificou
que os cometas de longos períodos aparentam vir de aproximadamente 50000 UA.
Ultimamente os cálculos indicam a localização desde lugar dos cometas de
longo período vai de 50000 a 100000 UA. Os objetos do Cinturão de Kuiper e da
nuvem de Oort são chamados objetos Trans-Netunianos12 .
2.1.5
Propriedades Fundamentais de Um Disco de Detritos
A grande parte das informações dos discos de detritos é obtida a partir da
distribuição espectral de energia (SED13 ) onde está a emissão da poeira aquecida
pela estrela. Comumente a informação é dada na forma de fluxos fotométricos em
um ou mais comprimentos de onda. Como o acesso a essas informações é limitado
para a maioria das estrelas é interessante que sejam interpretadas através de um
modelo com o menor possível número de parâmetros livres. Com uma determinada
10
Unidades Astronômicas, equivalente a distância entre o Sol e a Terra.
Astrônomo (1900-1992)
12
Objetos orbitando o Sol a uma distância média maior que a órbita de Netuno.
13
Spectral Energy Distribution.
11
19
aproximação, os discos de detritos conhecidos podem ser descritos como um corpo
negro a uma determinada temperatura, por isso é possível fazer uma simplificação
usando um modelo com dois parâmetros livres, a temperatura da poeira e a fração
de luminosidade.
2.1.6
Temperatura e Fração de Luminosidade
Estes são os dois parâmetros observáveis, a fração de luminosidade é definida
pela razão entre a luminosidade infravermelha vinda da poeira e a luminosidade
total da estrela.
f = Lir /L∗
(2.1)
Estes dois parâmetros podem ser estimados partindo do comprimento de onda
e do fluxo máximo no espectro de emissão do disco e da estrela.
T = 5100/λdisco,max
(2.2)
f = (Fdisco,mx /F∗,mx )(λ∗,mx /λdisco,mx )
(2.3)
Onde o λ é dado em micrômetros e a T em Kelvins.
Os discos têm temperaturas variando entre 10K até algumas centenas de K, e
sua fração de luminosidade f e deve ser menor que 10−2 (Lagrange et al. (2000))
contrastando com os discos planetários, possuidores de frações de luminosidade
mais altas.
2.1.7
Idade, Raio e Massa
20
A evolução do disco está ligada a forma como os dois parâmetros fundamentais
f e T variam com a evolução da estrela. A evolução é avaliada através da observação da variação distribuição de luminosidade e temperatura da poeira com a
idade.
Para dar mais relevância aos modelos de evolução dos discos na interpretação
dos parâmetros observáveis deve-se assumir que a poeira está distribuída uniformemente em um toróide de raio r, largura dr e um ângulo de abertura vertical
de 2I. Como os discos de detritos possuem uma baixa fração de luminosidade,
isso implica que estes são opticamente finos a radiação. O deslocamento óptico
geométrico perpendicular ao plano do disco é f (2r/dr), e o deslocamento óptico
da estrela até a borda do disco é f /I. Isto implica que a temperatura da poeira
depende apenas de sua distância até a estrela. Para fins de estudo, assume-se que
a poeira se comporta como um corpo negro. De modo que:
r = (278, 3/t)2 L0,5
∗
(2.4)
Onde L∗ é dada em luminosidade solar, T em kelvins e r em unidades astronômicas. Assim a fração de luminosidade define a área total da seção transversal da
poeira no disco:
σtot = 4r2 f
(2.5)
Com σtot em U A2 . Essa relação pode ser convertida numa estimativa para a
massa da poeira, sendo o seu diâmetro D e com uma densidade ρ (Mtot = 0, 67ρ
D σtot ), a massa da poeira é obtida a partir do fluxo do disco (Beckwith et al.
(2000)).
Mdisco = 4, 25 × 1010 Fvdisco d2 kv−1 [Bv (λ, T )]−1
(2.6)
Onde Mdisco é dada em massas terrestre, Fvdisco em janskies, d em parsecs de
21
Kv em U A2 M⊕−1
A ocorrência do disco de detritos é atribuída a poeira circunstellar, além dele,
também deve haver um cinturão de objetos maiores coincidentes com a poeira e
um mecanismo para transformá-los em poeira. Para muitos estudos sobre os discos
de detritos não é necessário saber como se formou o cinturão de planetesimais.
Contudo, acredita-se que a formação de planetas seja um processo dinâmico e
está em atividade durante os primeiros giga anos da estrela, nos últimos anos é
realizada a formação de planetas. Também existe a sugestão que alguns discos de
detritos são restos do disco protoplanetário.
2.2
Excesso de Infravermelho em Estrelas da Sequência
Principal
Com o excesso de infravermelho descoberto na estrela Vega (Aumann et al.
(1984)) observações em infravermelho confirmaram que a ocorrência de disco de
detritos em estrelas da sequência principal é um evento comum. Porém, estes
corpos mostraram uma grande distribuição na temperatura da poeira (Tpoeira )
é comum encontrar disco frios (Tpoeira < 120K), no entanto algumas estrelas
apresentaram discos quentes, e cerca de 16% das estrelas de tipo espectral F, G e
K situadas na sequência principal possuem discos de detritos(Kennedy & Wyatt
(2012)).
A distribuição de energia (SEDs) no infravermelho de muitas estrelas possuidoras dos discos de detritos mostram picos de emissão em 70-100µm, supondo a
presença de poeira relativamente fria ( Tpoeira ∼ 50K ).
Spangler et al. (2001) através do Inf rared Space Observatrio(ISO), observaram aproximadamente 150 estrelas da pré-sequência dos tipos espectrais F e
G com idade menor que 1 giga anos e obtiveram em cerca de 22% das estrelas
22
evidências de excesso de IR. Koerner et al. (2010),também fazendo uso do spitzer,
buscaram por disco de detritos em 634 estrelas do tipo solar e obtiveram 4,6% em
24 µm e 4,8% em 70 µm. Bryden et al. (2009), ainda usando o spitzer, procuraram por excesso de IR em 127 estrelas do tipos espectrais F, G e K obtiveram 7
estrelas com excesso em 70 µm e 1 com excesso em 24 µm.
Meyer et al. (2008), com o spitzer, avaliaram uma amostra de 309 estrelas do
tipo solar com massas entre 0,7 e 2,2 massas solares e idades entre 3 M e 13 G
anos e identificaram excesso em 30 estrelas em 24 µm. A partir destas pesquisas
obteve-se a variação de 8,5% a 19% com idades menor que 300 M anos e menos
de 4% para estrelas mais velhas. Estes resultados sugerem que muitos desses
sistemas, assim como o sol, podem formar planetas semelhantes à Terra.
Carpenter et al. (2009), utilizando uma amostra de 314 estrelas do tipo solar e
com idade entre 3 M anos até 3 G anos, investigaram as propriedades e evolução
de poeira circunstelar desta amostra, através do spitzer, e obtiveram 46 fontes com
excesso na emissão infravermelha, em 24 µm, e 21 fontes com excesso em 70 µm.
A temperatura características dos discos varia de 60K até 180K, com indicação
de presença mais fria devido ao forte excesso observado em 70 µm. Carpenter et
al., 2009 não encontrou relação entre a temperatura da poeira e a idade estelar.
2.3
Excesso de Infravermelho em Estrelas Evoluídas
É possível a incidência de poeira circunstelar em estrelas evoluídas. Judge et
al., 1987 sugeriu que a poeira seria decorrente do processo de evolução do sistema
quando deixa a sequência principal e entra no ramo as gigantes. Jura, 1990 alegou
que se a poeira em torno das estrelas é remanescente da sequência principal, a
análise destes sistemas pode ajudar na compreensão da evolução, a longo prazo,
da poeira em torno de outras estrelas do tipo solar.
23
Já em 1999, Jura reconheceu que a presença de excesso de infravermelho em
estrelas gigantes, ainda não evoluídas para o ramo assintótico das gigantes, devase a presença de disco de detritos ao redor destas estrelas. Algumas pesquisas
se desenvolveram baseadas nas propriedades dos discos durante a fase de sequencia principal. Zuckerman e Becklin, 1987, já deixaram claro que alguns discos
sobrevivem até a fase de pós-sequência principal.
As pesquisas acerca dos discos pode ser significativos para estrelas evoluídas
que ainda terão de ascender ao ramo assintótico das gigantes porque é pouco
provável que a emissão de infravermelho seja contaminada por emissão de poeira
vinda da própria estrela.
Zuckerman et al., 1995, relacionaram o Bright Star Catalog (hoffleit e Warren,
1991) e o Michigan Spectral Catalog (Houk, Cowley e Smith-moor, 1975-1988)
com o catálogo IRAS, com o intuito de determinar se alguma estrelas da classe
luminosa III tem poeira circunstelar emitindo radiação em infravermelho longo.
Estes autores asseguram que a poeira pode ser produzida pela perda de massa,
semelhante ao que é observado durante a sua fase de evolução.
Muitos estudos têm sido feitos sobre a incidência de excesso de infravermelho
nas gigantes, geralmente na emissão de infravermelho médio (comprimentos de
onda da ordem de 10 m). Plets e Vynckier,1999, obtiveram um resultado importante baseado na análise detalhada dos dados do IRAS Faint Source Catalog
(Moshir et al.,1992) mostraram que a incidência de excesso em 60 µm estrelas
gigantes do tipo espectral G e K é 14% com um erro de 5%.
A incidência de excesso em infravermelho médio nas estrelas gigantes G e K
não é bem determinada. Jura et al., 2006 observou a estrela HD 233517 a partir
de dados espectroscópicos em infravermelho médio usando o spitzer, e concluíram
que provavelmente estaria tratando de um sistema binário com características
peculiares.
Plets et al., 1997, analisaram uma amostra contendo estrelas de classe lumi24
nosa III do tipo espectral G e K e encontraram excesso de infravermelho para
comprimentos de onda maiores que 25 µm e acreditaram que estes excesso está
associada aos discos de poeira no entorno das estrelas,os quais forma esfriando durante a fase na sequência principal, mas poderiam aquecer após a evolução para o
ramo das gigantes. Sendo a taxa de detecção de excesso para as estrelas gigantes
do tipo G e K aparentemente menor que a detecção para estrelas da sequência
principal.
2.4
Excesso de Infravermelho em Estrelas com Planetas.
O spitzer, o IRAS e o ISO serviram de base para as observações de Werner
et al. (2004) e muitas estrelas próximas circundadas por discos de poeira foram
encontradas, que foram produzidos, provavelmente, por colisões entre os asteroides
e também sublimação dos cometas.
O spitzer detectou aproximadamente 350 discos de detritos (Beichman et al.
(2006);Carpenter et al. (2009);Chen et al. (2005);Su et al. (2006);Trilling et al.
(2008);Plavchan et al. (2009)). Dentre estes por volta de 70 possuem poeira quente
(Tpoeira > 200K).
O Spitzer descobriu os primeiros sistemas com exoplanetas que continham disco
circunstelar (Beichman et al., 2005; Bryden et al., 2009). De um modo geral a
presença de um disco é um indicativo da formação de sistemas planetários, porém
esta relação ainda é incerta.
Algumas estrelas do tipo espectral A com planetas cujas imagens foram geradas
por meio de instrumento óptico e também possuem discos de detritos (Fomalhaut,
HR 8799, Pic,Kalas et al. 2008, Marois et al. 2008, Lagrange et al. 2009), isso
sugere um possível ligação entre estes dois eventos. Desta forma é interessante
verificar a incidência de excesso de infravermelho em estrelas contendo planetas
25
para a verificação da relação entre planetas e discos de detritos.
Morales et al. (2012) desenvolveram um trabalho significativo na busca por
poeira em torno de estrelas contendo planetas, onde um estudo foi feito numa
amostra de 350 sistemas planetários retirados do catálogo Exoplanet Encyclopaedia14 com fotometria medida pelo WISE. Obtiveram nove estrelas exibindo
excesso de infravermelho médio (12 e 22 µm) isto sugere que este excesso é um
indicativo de poeira com temperatura compatíveis de zonas habitáveis.
14
Catálogo com 1948 planetas.
26
CAPÍTULO
3
DADOS OBSERVACIONAIS
"Palavra puxa palavra, uma
ideia traz outra, e assim se faz
um livro, um governo, ou uma
revolução."
Machado de Assis
3.1
A Amostra
A presente amostra, conta com um total de 2223 estrelas, sendo 166 da classe
de luminosidade IV, com 102 individuais e 64 sistemas binários, 1591 da classe de
luminosidade III, com 1133 individuais e 458 sistemas binários, 295 da classe de
luminosidade II, com 185 individuais e 110 sistemas binários e por fim 171 da classe
de luminosidade IB, com 72 individuais e 99 sistemas binários, foi retirada dos
catálogos De Medeiros & Mayor (1999), De Medeiros et al. (2002) e De Medeiros
et al. (2014).
O critério para classificar o sistema quanto a ser binário ou individual foi obtido
a partir do valor de P (χ2 ) que é a probabilidade da velocidade de rotação Vsini
27
de uma estrela ser constante. Nos caso dos sistemas binários é esperado que esta
probabilidade tenha um valor baixo, indicando que o valor da velocidade muda,
isso ocorre quanto uma das estrelas do sistema passa na linha do observador. No
caso das estrelas individuais a velocidade de rotação não sofre muitas alterações,
logo a probabilidade desta velocidade ser constante é maior. Desta forma, os
sistemas com P (χ2 ) maior que 0,100 ( P (χ2 ) > 0,100) são individuais e os sistemas
com P (χ2 ) menor ou igual a 0,100 ( P (χ2 ) 6 0,100) são binários.
As estrelas da amostra possuem um bom sinal ruído, que é a relação entre o
sinal da estrela estudada e o sinal do ruído de background. Quanto maior o sinal
ruído menor é a pertubação da medida da estrela em questão
3.2
A Missão IRAS
IRAS (Inf raRed Astronomical Satellite) foi um observatório espacial desenvolvido pela NASA em conjunto com a Holanda e o Reino Unido, por um foguete
lançado em janeiro de 1983, esteve em funcionamento por dez meses e deixou
de funcionar em novembro do mesmo ano. Lançado com o objetivo de fazer um
estudo completo do céu na faixa de comprimento de onda em infravermelho entre
8 e 120 micrômetros. O IRAS levava a bordo um telescópio contendo sessenta e
dois detectores que juntos podiam observar em quatro bandas de comprimento de
onda centrados em 12, 25, 60 e 100 mm.
O resultado da missão foi um conjunto de catálogos, um fornece fontes pontuais
de infravermelho, outro fontes extensas menor que 8’, um outro espectros de
baixa resolução e, finalmente, um atlas com imagens de superfícies brilhantes de
todo o céu no infravermelho. Estes catálogos fornecem características de 250000
fontes pontuais, 20000 fontes extensas abaixo de um limite na densidade do fluxo,
0,5Jy para as bandas de 12, 25 e 60 micrômetros e 1,5Jy para a banda de 100
28
micrômetros. A resolução angular do instrumento varia de 0,5’ a 12 micrômetros
a 2’ a 10 micrômetros. O posicionamento da fonte detectada pelo IRAS depende
de seu tamanho, brilho e distribuição espectral de energia, normalmente melhor
que 20”.
O satélite IRAS fez uma inspeção no céu revelando a existência de muitas
galáxias ultraluminosas no infravermelho longo.
3.3
A Missão WISE
Figura 3.1: Concepção artistica do satélite WISE orbitando a Terra.
O telescópio espacial da NASA1 , Wide Infrared Survey Explorer (WISE), receptor de ondas infravermelhas esteve em atividade desde dezembro de 2009 até
fevereiro de 2011. De dezembro de 2009 até outubro de 2010 esteve mapeando
o céu com fotografias de comprimento de onda de 3.4, 4.6, 12 e 22 µm, (denotados por W1, W2, W3 e W4 respectivamente.) utilizando uma lente de 40 cm de
diâmetro e com uma resolução angular de 6,1", 6,4", 6,5"e 12,0". O seu refrigeramento de hidrogênio acabou em outubro de 2010 e a missão continuou, desta
1
National Aeronautics and Space Administration.
29
vez com o nome de NEOWISE, por mais 4 meses quando foi conduzido a realizar
uma pequena pesquisa sobre corpos menores próximos da órbita da Terra.
O resultado da missão WISE foi divulgado em 14 de março de 2012, fornecendo
fotos, catálogo e dados gerais para o público. Dentre as contribuições da missão
WISE pode-se destacar a descoberta de um novo tipo de estrela chamada anã Y2 e
o terceiro sistema planetário mais próximo da Terra, o sistema WISE 1049-53193 .
3.4
2MASS
O projeto Two Micron All Sky Survey (2MASS) foi lançado para fechar a lacuna
entre a capacidade técnica atual e o conhecimento no infravermelho próximo e
fornecer um contexto para a interpretação dos resultados obtido em comprimentos
de onda, 2MASS fornece respostas diretas as perguntas sobre a estrutura em larga
escala da Via Láctea e do universo local.
Assim o 2MASS, tem digitalizado uniformemente todo o céu em três bandas
do infravermelho para detectar e caracterizar as fontes pontuais brilhantes, com
a relação sinal-ruído superior a 10, usando um pixel com um tamanho de 2,0".
Isto possibilitou uma melhoria de 80000 vezes na sensibilidade em relação aos
levantamentos anteriores.
2MASS utiliza dois telescópios altamente automatizados de 1,3 m, um em Mt.
Hopkins, AZ, e um no CTIO, Chile. Cada telescópio foi equipado com uma câmara
de três canais, cada canal composto por um conjunto de detectores HgCdTe, capaz
de observar o céu simultaneamente em J(1,25 mícrons), H (1,65 micron), e Ks
(2,17 microns).
2
Anãs Y são os corpos mais frios da família das estrelas anãs castanhas e não emitem luz, por este motivo não
são detectados por telescópios comuns, mas ainda emitem calor podendo ser detectado por telescópios como o
WISE. São os corpos mais frios que se conhece, muitas vezes com temperatura menor que a de um ser humano.
3
É o terceiro sistema estelar mais próximo da Terra, a 6,6 anos-luz.
30
Dentre os benefícios científicos tem-se uma visão sem precedentes da Via Láctea
quase livre dos efeitos de obscurecimento da poeira interestelar, que irá revelar
a verdadeira distribuição de massa luminosa, e, assim, as maiores estruturas, ao
longo de todo o comprimento da Galáxia.
O 2MASS está atualmente produzindo um atlas digital do céu.
3.5
Medição do Excesso de Infravermelho
O processo de identificação das estrelas que são candidatas a um excesso de
infravermelho em 12 e 22 µm é feito por meio de uma correlação entre os índices
de cor do 2MASS e do WISE, K − [22], K − [12], [12] − [22] e do 2MASS J-H, que
foram calculados a partir de magnitudes no infravermelho J, K e H do 2MASS e
W1 e W2 do WISE.
Para qualquer comprimento de onda do espectro eletromagnético a relação
entre o fluxo e a magnitude aparente é:
m = −2, 5logF + const
(3.1)
Desta forma para o comprimento de onda no infravermelho 22µm fica:
[22] = −2, 5logF22 + const.
(3.2)
E para o comprimento de onda no infravermelho 12 µm tem-se:
[12] = −2, 5logF12 + const.
(3.3)
Onde:
•[22]e[12]→ magnitudes aparentes nos comprimentos de ondas 22µm e 12µm;
•F22 e F12 → fluxos nos comprimentos de ondas 22µm e 12µm.
31
Assim quanto maior for o fluxo emitido pela estrela menor será o valor da
magnitude correspondente.
Quando uma estrela não exibe excesso de emissão no infravermelho os fluxos
F22 e F12 e suas magnitudes [22] e [12] são considerados normais, portanto os
índices de cor associados a eles K-[22] e K-[12] também são considerados normais.
Para o caso de uma estrela apresentar fluxo maior que o esperado, a magnitude
apresentará um valor menor que o esperado e haverá um excesso nos índices de cor
K-[22] e K-[12]. Assim, através desses índices pode-se saber se existe um excesso
no infravermelho.
Esta pesquisa utiliza o critério estabelecido em Wu et al. (2013), que dividiram
a sua amostra de estrelas em quatro intervalos J-H60,1; 0,1<J-H60,3; 0,3<JH60,5 e J-H>0,5 e concluíram que o histograma da cor K-[22] pode ser descrito
por uma distribuição gausssiana centrada em K-[22] = 0,015 com σ= 0,062 para
J-H60,1; K-[22] = 0,045 com σ= 0,041 para 0,1 < J-H60,3, K-[22] = 0,062 com
σ = 0,039 para 0,3 < J-H60,5 e K-[22] = 0,086 com σ = 0,034 para J-H > 0,5.
Figura 3.2: Melhor ajuste para J-H60,1. O critério é K-[22]> 0,26. Fonte:Wu et al. (2013)
Com base nestes dados, Wu et al. (2013), consideram estrelas candidatas a
exibirem excesso de emissão infravermelha em 22 µm, aquelas com os valores de
K-[22]>0,015 + 4σ=0,26; para J-H <0,1; K-[22]> 0,045 + 4σ =0,21; para 0,1<JH60,3; K-[22]>0,062+4σ=0,22 para 0,3<J-H60,5 e K-[22]>0,086+4σ=0,22 para
32
Figura 3.3: Melhor ajuste para 0,1<J-H60,3. O critério é K-[22]> 0,21. Fonte:Wu et al. (2013)
Figura 3.4: Melhor ajuste para 0,3<J-H60,3. O critério é K-[22]> 0,22. Fonte:Wu et al. (2013)
Figura 3.5: Melhor ajuste para J-H>0,5. O critério é K-[22]> 0,22. Fonte:Wu et al. (2013)
J-K>0,5.
Para comprimento de onda 12µm, Wu et al.,2013, estabeleceram que as estrelas
33
com o valor de K-[22] menor que 0,0 teriam uma tendência a exibir excesso de
radiação infravermelha.
3.6
Diagrama Cor-Cor
Para a Astrofísica este diagrama é uma ferramenta para comparar as magnitudes aparentes de estrelas em diferentes comprimentos de onda. É comum a
observação de bandas estreitas próximas a certos comprimentos de onda, estes
objetos irão apresentar diferentes brilhos nas diferentes bandas. As bandas diferem entre si pelo brilho e são denominadas índices de cor. São comumente usados
em infravermelho no estudo das regiões de formação estelar, como as estrelas se
formam em uma nuvem de poeira, à medida que vão contraindo, vão formando
um disco circunstelar que recebe calor e começa a irradiar semelhante a um corpo
negro. Como consequência deste processo um excesso de emissão infravermelha é
observado.
Mesmo com a ausência de poeira circunstelar, as regiões de formação estelar exibem alta luminosidade infravermelha em comparação àquelas estrelas da
sequência principal. É interessante lembrar que este fenômeno difere do avermelhamento da luz estelar que é decorrente da dispersão da poeira no meio interestelar.
Para os diagramas cor-cor a cor definida por duas bandas de comprimento
de onda é expressa no eixo horizontal e a cor, dada pela diferença no brilho, é
expressa no eixo vertical do diagrama.
34
Figura 3.6: Exemplo de diagrama cor-cor usado por Wu et al. (2013) e foi usado na análise
preliminar para a amostra por ocasião da verificação de excesso de infravermelho. As estrelas
da sequência principal são representadas em azul e as gigantes pelo símbolo de mais vermelho.
A linha pontilhada vermelha é o critério para a seleção das fontes em excesso de 22 µm.
35
CAPÍTULO
4
RESULTADOS E DISCUSSÕES
"A vida sem luta é um mar
morto no centro do organismo
universal."
Machado de Assis
Após os procedimentos descritos no capítulo anterior foram gerados os diagramas cor-cor dos quais pode-se tirar os devidos resultados.
36
4.1
Diagrama K-[22] das Estrelas Ib
No diagrama das estrelas Ib, figura 4.1, relacionando os índices de cor J-H
e K-22, são plotadas 171 estrelas do tipo espectral F,G e K, onde observa-se a
existência de uma distribuição na região da linha tracejada, que é o critério para
a separação das candidatas a exibirem excesso de infravermelho. O índice de cor
J-H varia de -0,095 até 1,014 e o índice K-[22] varia de -0,486 até 9,14.
A quantidade de estrelas à direita da linha tracejada, região onde se localizam
as candidatas ao excesso de radiação no infravermelho, é significativa. Com destaque para a estrela HD 161796, estrela individual com o índice K-[22] no valor
de 9,14, é a estrela com a maior probabilidade de exibir excesso.
As estrelas HD 108015, HD 173819, HD 144812, HD 12014, HD 114855, HD
120432 e HD 159633 também apresentam uma probabilidade significativa para o
excesso, pelo fato de estarem mais à direita do diagrama cor-cor. Como é de se
esperar,porque houve um procedimento detalhado para a definição do critério de
seleção, a maioria das estrelas está localizada na região que não as classifica como
candidatas.
37
Figura 4.1: Diagrama cor-cor: J − H X K − [22] para estrelas de classe luminosa Ib e tipo
espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da linha vertical tracejada são as candidatas
a exibir excesso de infravermelho.
38
4.2
Diagrama K-[12] das Estrelas Ib
No diagrama das estrelas Ib, figura 4.2, relacionando os índices de cor J-H e
K-12, são plotadas 171 estrelas do tipo espectral F,G e K. Claramente se percebe
que a maior parte das estrelas se encontra do lado direito do diagrama, caso que
não ocorre no diagrama da figura 4.1. O índice de cor J-H varia de -0,095 até
1,014 e o índice K-[12] varia de -0,545 até 5,535.
A estrela HD 108015 esta localizada no extremo direito do diagrama possui
K-[12] no valor de 5,535. Tem ainda mais 6 estrelas em posição de destaque no
diagrama, são elas HD 161796, HD 144812, HD 173819, HD 194093 e HD 12014,
são todas estas sistemas binários.
Em torno do valor K-[12] igual a zero não existe predominância quanto ao
sistema ser binário ou individual, entretanto não se observa estrelas individuais a
partir de K-[12] igual a 0,8. A partir desse valor tem-se apenas sistemas binários
com índices de cor K-[12] relativamente expressivos.
É válido ressaltar que não foi feito um procedimento detalhado, assim como
para todos os diagramas de K-[12] mostrados neste trabalho, baseado em histogramas para determinar o valor limite de K-[12], o qual serviria de critério de
classificação para as candidatas ao excesso.
39
Figura 4.2: Diagrama cor-cor: J − H X K − [12] para estrelas de classe luminosa Ib e tipo
espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da linha vertical tracejada e acima da linha
horizontal tracejada são as candidatas a exibir excesso de infravermelho.
40
4.3
Diagrama [12]-[22] das Estrelas Ib
No diagrama das estrelas Ib, figura 4.3, relacionando os índices de cor J-H
e [12]-[22], são plotadas 171 estrelas do tipo espectral F,G e K. Claramente se
percebe que a maior parte das estrelas se encontra na região que as classificam
como candidatas ao excesso, O índice de cor J-H varia de -0,095 até 1,014 e o
índice [12]-[22] varia de -0,509 até 4,418.
A quantidade de estrelas à direita da linha tracejada, região onde se localizam
as candidatas ao excesso de radiação no infravermelho, é significativa. Com destaque para o sistema binário HD 161796 que se encontra mais à direita do digrama
com o índice de cor [12]-[22] de 4,418. As estrelas HD 108015, HD 173819, HD
144812, HD 114855, HD 120432 e HD 165446 apresentam probabilidade de exibir
excesso de infravermelho.
É válido ressaltar que não foi feito um procedimento detalhado, para todos
os diagramas [12]-[22] deste trabalho, e baseado em histogramas para determinar o valor limite de [12]-[22], o qual serviria de critério de classificação para as
candidatas ao excesso.
41
Figura 4.3: Diagrama cor-cor: J − H X [12] − [22] para estrelas de classe luminosa Ib e tipo
espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da linha vertical tracejada e acima da linha
horizontal tracejada são as candidatas a exibir excesso de infravermelho.
42
4.4
Diagrama K-[22] das Estrelas II
Os diagramas K-[22] merecem uma atenção maior porque o processo de definição do critério que selecionaria as candidatas ao excesso de infravermelho. Assim
seus resultados são os mais confiáveis.
No diagrama das estrelas II, figura 4.4, relacionando os índices de cor J-H e K[22] são plotadas 295 estrelas do tipo espectral F, G e K, um percentual pequeno,
mas significativo, de estrelas localizadas do lado direito da linha tracejada, classificando como candidatas a exibir excesso. Percebe-se também a predominância
de estrelas individuais na região mais à direita do diagrama.
O índice de cor J-H varia de 0,111 até 1,023 e o índice K-[22] varia de -0,425
até 1,102.
A estrela individual HD 332672 com valor de 1,102 para o índice k-[22], está
mais a direta do diagrama, portanto tem maior probabilidade de exibir excesso
de infravermelho. As estrelas BD+60 152, HD 5418, HD 223332, HD 218454, HD
283578, HD 13474 e HD 26081 são as que apresentaram maior índices de cor. Ou
seja, são as mais prováveis de exibirem o excesso.
43
Figura 4.4: Diagrama cor-cor: J − H X K − [22] para estrelas de classe luminosa II e tipo
espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da linha vertical tracejada são as candidatas
a exibir excesso de infravermelho.
44
4.5
Diagrama K-[12] das Estrelas II
No diagrama das estrelas II, figura 4.5, relacionando os índices de cor J-H
e K-[12] são plotadas 295 estrelas do tipo espectral F, G e K, um percentual
significativo de estrelas localizadas do lado direito da linha tracejada, classificando
como candidatas a exibir excesso. Percebe-se que não existe predominância de
estrelas quanto a serem individuais ou sistemas binários na região mais à direita
do diagrama.
O índice de cor J-H varia de 0,111 até 1,023 e o índice K-[12] varia de -0,489
até 0,46.
A estrela individual HD 144608 com valor de 0,46 para o índice k-[12], está
mais a direta do diagrama, portanto tem maior probabilidade de exibir excesso
de infravermelho. As estrelas HD 5418, BD+60 152, HD 223332, HD 186791, HD
47442 e HD 21754 são as que apresentaram maior índices de cor. Ou seja, são as
mais prováveis de exibirem o excesso.
45
Figura 4.5: Diagrama cor-cor: J − H X K − [12] para estrelas de classe luminosa II e tipo
espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da linha vertical tracejada e acima da linha
horizontal tracejada são as candidatas a exibir excesso de infravermelho.
46
4.6
Diagrama [12]-[22] das Estrelas II
No diagrama das estrelas II, figura 4.6, relacionando os índices de cor J-H
e [12]-[22] são plotadas 295 estrelas do tipo espectral F, G e K, um percentual
grande de estrelas localizadas do lado direito da linha tracejada, classificando
como candidatas a exibir excesso. Percebe-se que não existe predominância de
estrelas quanto a serem individuais ou sistemas binários na região à direita da linha
tracejada, mas que as individuais se localizam no extremo direito do diagrama.
O índice de cor J-H varia de 0,111 até 1,023 e o índice [12]-[22] varia de -0,424
até 0,986.
A estrela individual HD 332672 com valor de 0,986 para o índice [12]-[22], está
mais a direta do diagrama, portanto tem maior probabilidade de exibir excesso
de infravermelho. As estrelas HD 188114, HD 52703, HD 167818 e HD 47667
são as que apresentaram maior índices de cor. Ou seja, são as mais prováveis de
exibirem o excesso.
47
Figura 4.6: Diagrama cor-cor: J − H X [12] − [22] para estrelas de classe luminosa II e tipo
espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da linha vertical tracejada e acima da linha
horizontal tracejada são as candidatas a exibir excesso de infravermelho.
48
4.7
Diagrama K-[22] das Estrelas III
Os diagramas K-[22] merecem uma atenção maior porque o processo de definição do critério que selecionaria as candidatas ao excesso de infravermelho. Assim
seus resultados são os mais confiáveis.
No diagrama das estrelas II, figura 4.7, relacionando os índices de cor J-H e
K-[22] são plotadas 1591 estrelas do tipo espectral F, G e K, um percentual pequeno, mas significativo, de estrelas localizadas do lado direito da linha tracejada,
classificando como candidatas a exibir excesso. Percebe-se que não existe predominância de estrelas quanto a serem individuais ou sistemas binários na região
mais à direita do diagrama.
O índice de cor J-H varia de -0,209 até 4,513 e o índice K-[22] varia de -3,99
até 4,513.
A estrela individual HD 195506 com valor de 4,513 para o índice k-[22], está
mais a direta do diagrama, portanto tem maior probabilidade de exibir excesso
de infravermelho. As estrelas HD 202287, HD 34167, HD 73599, HD 72993, HD
37462 e HD 214462 são as que apresentaram maior índices de cor. Ou seja, são
as mais prováveis de exibirem o excesso.
49
Figura 4.7: Diagrama cor-cor: J − H X K − [22] para estrelas de classe luminosa III e tipo
espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da linha vertical tracejada são as candidatas
a exibir excesso de infravermelho.
50
4.8
Diagrama K-[12] das Estrelas III
No diagrama das estrelas III, figura 4.8, relacionando os índices de cor J-H
e K-[12] são plotadas 1591 estrelas do tipo espectral F, G e K, um percentual
significativo de estrelas localizadas do lado direito da linha tracejada, classificando
como candidatas a exibir excesso. Percebe-se que não existe predominância de
estrelas quanto a serem individuais ou sistemas binários na região mais à direita
do diagrama.
O índice de cor J-H varia de -0,209 até 4,513 e o índice K-[12] varia de -6,661
até 3,731.
A estrela individual HD 164668 com valor de 3,731 para o índice k-[12], está
mais a direta do diagrama, portanto tem maior probabilidade de exibir excesso
de infravermelho. As estrelas HD 178555, HD 161369, HD 172171 e HD 70523
são as que apresentaram maior índices de cor. Ou seja, existe a probabilidade de
exibirem o excesso.
51
Figura 4.8: Diagrama cor-cor: J − H X K − [12] para estrelas de classe luminosa III e tipo
espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da linha vertical tracejada e acima da linha
horizontal tracejada são as candidatas a exibir excesso de infravermelho.
52
4.9
Diagrama [12]-[22] das Estrelas III
No diagrama das estrelas III, figura 4.9, relacionando os índices de cor J-H
e [12]-[22] são plotadas 1591 estrelas do tipo espectral F, G e K, um percentual
grande de estrelas localizadas do lado direito da linha tracejada, classificando
como candidatas a exibir excesso. Percebe-se que não existe predominância de
estrelas quanto a serem individuais ou sistemas binários na região à direita da linha
tracejada, mas que as individuais se localizam no extremo direito do diagrama.
O índice de cor J-H varia de -0,209 até 4,513 e o índice [12]-[22] varia de -6,406
até 3,950.
A estrela individual HD 200266 com valor de 3,950 para o índice [12]-[22],
está mais a direta do diagrama, portanto tem probabilidade de exibir excesso de
infravermelho. As estrelas HD 146834, HD 194069, HD 175679, HD 172171, HD
148856 e HD 196134 são as que apresentaram maior índices de cor. Ou seja, é
provável que exibam o excesso.
53
Figura 4.9: Diagrama cor-cor: J − H X [12] − [22] para estrelas de classe luminosa III e tipo
espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da linha vertical tracejada e acima da linha
horizontal tracejada são as candidatas a exibir excesso de infravermelho.
54
4.10
Diagrama K-[22] das Estrelas IV
Os diagramas K-[22] merecem uma atenção maior porque o processo de definição do critério que selecionaria as candidatas ao excesso de infravermelho. Assim
seus resultados são os mais confiáveis.
No diagrama das estrelas IV, figura 4.10, relacionando os índices de cor J-H
e K-[22] são plotadas 166 estrelas do tipo espectral F, G e K, um percentual pequeno, mas significativo, de estrelas localizadas do lado direito da linha tracejada,
classificando como candidatas a exibir excesso. Percebe-se também a predominância de estrelas individuais na região mais à direita do diagrama.
O índice de cor J-H varia de -0,222 até 0,802 e o índice K-[22] varia de -0,336
até 0,588.
A estrela individual HD 139460 com valor de 0,588 para o índice k-[22], está
mais a direta do diagrama, portanto tem probabilidade de exibir excesso de infravermelho. As estrelas HD 118216, HD 137052, HD 106111, HD 139460, HD
147142 e HD 165438 são as que apresentaram maior índices de cor. Ou seja, são
prováveis de exibirem o excesso.
55
Figura 4.10: Diagrama cor-cor: J − H X K − [22] para estrelas de classe luminosa IV e tipo
espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da linha vertical tracejada são as candidatas
a exibir excesso de infravermelho.
56
4.11
Diagrama K-[12] das Estrelas IV
No diagrama das estrelas IV, figura 4.11, relacionando os índices de cor JH e K-[12] são plotadas 166 estrelas do tipo espectral F, G e K, um percentual
significativo de estrelas localizadas do lado direito da linha tracejada, classificando
como candidatas a exibir excesso. Percebe-se que não existe predominância de
estrelas quanto a serem individuais ou sistemas binários na região mais à direita
do diagrama.
O índice de cor J-H varia de -0,222 até 0,802 e o índice K-[12] varia de -0,433
até 0,985.
A estrela individual HD 139460 com valor de 0,985 para o índice k-[12], está
mais a direta do diagrama, portanto tem probabilidade de exibir excesso de infravermelho. As estrelas HD 147142, HD 165438, HD 20618, HD 118216 e HD
137052 são as que apresentaram maior índices de cor. Ou seja, são prováveis de
exibirem o excesso.
57
Figura 4.11: Diagrama cor-cor: J − H X K − [12] para estrelas de classe luminosa IV e tipo
espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da linha vertical tracejada e acima da linha
horizontal tracejada são as candidatas a exibir excesso de infravermelho.
58
4.12
Diagrama [12]-[22] das Estrelas IV
No diagrama das estrelas IV, figura 4.12, relacionando os índices de cor J-H
e [12]-[22] são plotadas 166 estrelas do tipo espectral F, G e K, um percentual
grande de estrelas localizadas do lado direito da linha tracejada, classificando
como candidatas a exibir excesso.
Percebe-se que não existe predominância de estrelas quanto a serem individuais
ou sistemas binários na região à direita da linha tracejada, mas que as individuais
se localizam no extremo direito do diagrama.
O índice de cor J-H varia de -0,222 até 0,802 e o índice [12]-[22] varia de -0,397
até 0,577m.
A estrela individual HD 29613 com valor de 0,577 para o índice [12]-[22], está
mais a direta do diagrama, portanto tem probabilidade de exibir excesso de infravermelho. As estrelas HD 18262, HD 5190, HD 223421, HD 158170 e HD 29169
são as que apresentaram maior índices de cor. Ou seja, são prováveis de exibirem
o excesso.
59
Figura 4.12: Diagrama cor-cor: J − H X [12] − [22] para estrelas de classe luminosa IV e tipo
espectral F, G e K. As estrelas localizadas à direita da linha vertical tracejada e acima da linha
horizontal tracejada são as candidatas a exibir excesso de infravermelho.
60
4.13
Levantamento de Todos os Diagramas
Em todas as classes luminosas um número significativo das estrelas estão localizadas na região do diagrama que as classifica como candidatas a exibirem excesso
de infravermelho, é interessante notar o termo utilizado, elas são candidatas a
exibirem o excesso;
Para toda a amostra percebe-se a falta de uma tendência, ou seja uma predominância, entre sistemas binários ou individuais, mostrando que os dois tipos
apresentam um comportamento semelhante no diagrama.
Alguns estudos já havia previsto este tipo de comportamento (Rodriguez et al.
(2015), Rodriguez & Zuckerman (2012)) sugerindo que a classificação quanto ao
sistema ser binário ou individual, não é fator de decisão para classificar uma
estrela como candidata a exibir excesso de radiação infravermelha. No entanto,
algumas pesquisas (Trilling et al. (2007)) defendem a ideia que os sistemas binários
apresentam uma maior probabilidade da incidência de um disco em torno da
estrela acarretando um excesso no infravermelho.
Então, como existe uma diferença significativa no percentual da amostra de
candidatas ao excesso entre os diagramas K-[22], que apresenta um menor percentual de candidatas ao excesso, e o K-[12], apresentado o maior percentual.
Os intervalos do índice de cor K-[22] variam significativamente entre as classes
luminosas.
Os intervalos do índice de cor J-H apresenta uma variação mínima.
Wu et al. (2013) obtiveram valores maiores, em relação ao presente trabalho,
dos índices de cor, isto porque as estrelas da sequência principal possuem maior
incidência de discos de detritos, em relação as estrelas da amostra que são estrelas
61
evoluídas.
Existe uma predominância de estrelas individuais para o diagramas K-[22].
62
CAPÍTULO
5
CONCLUSÕES E PERSPECTIVAS
"Creia em si, mas não duvide
sempre dos outros."
Machado de Assis
5.1
Conclusões
Foi feita, de forma pioneira, uma busca por excesso de IR médio de estrelas evoluídas em uma amostra completa em magnitude visual dos catálogos De
Medeiros Mayor (1999), De Medeiros et al. (2002) e De Medeiros et al. (2014).
Nosso trabalho mostrou uma tendência clara de excesso de IR nas classes de
luminosidade III e Ib.
A natureza desse excesso de IR médio em supergigantes de classe de luminosidade Ib e gigantes clássicas de classe de luminosidade III em princípio não deve
ser a mesma.
As supergigantes têm perda de massa intensa e o excesso pode estar relacionado
a isso, para as gigantes clássicas, apesar do excesso de IR poder estar associado a
perda de massa, a sobrevivência do disco de detritos também deve ser explorada.
63
A nossa análise mostrou que a presença, ou não, de excesso de IR independe
da estrela ser individual ou ser componente de um sistema binário.
Quanto maior o valor do índice de cor K-[22] maior a probabilidade da estrela
exibir excesso de IR.
As estrelas da sequência principal apresentam um maior excesso de incidência
no infravermelho, indicando assim, que possuem mais incidência de discos de
detritos em relação às estrelas evoluídas (Jura 1990), isso se deve à ação temporal
que pode dispersar o disco durante a evolução estelar.
64
5.2
Perspectivas
Algumas questões permanecem em aberto no estudo do excesso de radiação de
infravermelha.
Algo externo à estrela pode causar excesso de radiação infravermelha, contaminação por efeitos de background de galáxias. Então, faz-se necessário, após
a separação das estrelas candidatas ao excesso, uma pesquisa mais aprofundada
onde se possa investigar a origem do possível excesso na radiação.
Comparar a emissão de IR de estrelas evoluídas com planetas comprovados e
a emissão de IR das estrelas da amostra. Este procedimento pode mostrar se a
presença de planetas em torno de estrelas evoluídas influencia o excesso de IR da
mesma forma observada nas estrelas da sequência principal
Refazer o procedimento desenvolvido por Wu et al. (2013), o histograma e o
ajuste gaussiano para a separação dos intervalos de J-H, para as todas as estrelas
da amostra.
Calcular a temperatura da poeira e fazer a densidade espectral de energia
(SED) comparando com o corpo negro, semelhante a figura 5.2 onde Cruz-Saenz
de Miera et al. (2014) mostram SEDs de quatro estrelas que exibem excesso e
foram extraidas do SIMBAD.
Realizar observações em comprimentos de onda mais longo para ser possível a
determinação da origem do excesso de radiação infravermelha.
Um tratamento visual através do IRSA1 , onde é possível a observação comparativa entre as 4 bandas do WISE ( W1, W2, W3 e W4). Esse procedimento
ajudará na detecção da origem do excesso de radiação. E assim pode-se analisar se existe contaminação por background, semelhante a figura 5.1, gerada por
Cruz-Saenz de Miera et al. (2014) onde é feita a comparação entre as bandas W2
1
Inf rared Sience Archive, trata-se de um componente infravermelho dos centros de arquivos da NASA.
65
e W4.
Figura 5.1: Comparação visual entre as bandas W2 (lado esquerdo) e W4 (lado direito) feita
na pesquisa de Cruz-Saenz de Miera et al. (2014) com as estrelas HD 78710, V900 Per, HD
227748 e HD 107899.
Figura 5.2: SEDs de quatro estrelas e cada painel, indica-se a temperatura do corpo negro e
a fração de luminosidade que proporciona o melhor ajuste. Fonte:Cruz-Saenz de Miera et al.
(2014)
66
APÊNDICE
A
TABELAS
• Tabelas relacionando a identificação HD da estrela com e os índices de cor
J-H, K-[22], H-[12] e [12]-[22].
67
HD
J–H
K – [22]
K – [12]
[12] – [22]
HD118216
0,196
0,318
0,235
0,11
HD137052
0,346
0,29
0,249
0,049
HD106111
0,508
0,279
0,147
0
HD142980
0,564
0,261
0,178
0,052
HD223421
0,181
0,25
0,019
0,147
HD130819
0,209
0,21
0,169
0,056
HD122563
0,756
0,202
0,136
0,066
HD78209
0,109
0,183
0,143
0,068
HD158170
0,188
0,173
0,011
0,041
HD224617
0,207
0,171
0,075
0,054
HD199766
0,28
0,158
0,183
0,032
HD39937
0,591
0,144
0,087
0,162
HD151769
0,255
0,142
0,088
0,061
HD10909
0,527
0,137
0,069
-0,025
HD42278
0,198
0,127
0,006
0,096
HD32503
0,742
0,12
0,05
0,034
HD20277
0,482
0,113
0,067
0,046
HD156846
0,203
0,109
0,042
0,029
HD19826
0,613
0,106
0,048
0,076
HD6680
0,141
0,105
-0,005
0,067
HD94386
0,642
0,101
0,084
0,051
HD6269
0,635
0,1
0,057
0,015
HD188887
0,64
0,098
-0,02
0,01
HD22701
0,059
0,093
0,041
0,068
HD29169
0,143
0,091
-0,056
0,058
HD15524
0,442
0,085
0,005
0,07
HD71071
0,438
0,083
0,014
0,069
HD72954
0,58
0,076
0,028
0,017
HD57749
0,148
0,067
0,004
0,103
HD127486
0,141
0,056
-0,003
0,04
HD150453
-0,032
0,053
-0,005
-0,048
Tabela A.1: Tabela das estrelas mais à direita do diagrama
cor-cor segundo o critério de seleção K-[22] (sistemas binários
IV).
68
HD
J-H
K - [22]
K - [12]
[12] - [22]
HD137052
0,346
0,29
0,249
0,041
HD118216
0,196
0,318
0,235
0,083
HD199766
0,28
0,158
0,183
-0,025
HD142980
0,564
0,261
0,178
0,083
HD130819
0,209
0,21
0,169
0,041
HD106111
0,508
0,279
0,147
0,132
HD78209
0,109
0,183
0,143
0,04
HD122563
0,756
0,202
0,136
0,066
HD151769
0,255
0,142
0,088
0,054
HD39937
0,591
0,144
0,087
0,057
HD142091
0,46
0,039
0,087
-0,048
HD94386
0,642
0,101
0,084
0,017
HD224617
0,207
0,171
0,075
0,096
HD10909
0,527
0,137
0,069
0,068
HD20277
0,482
0,113
0,067
0,046
HD6269
0,635
0,1
0,057
0,043
HD32503
0,742
0,12
0,05
0,07
HD19826
0,613
0,106
0,048
0,058
HD156846
0,203
0,109
0,042
0,067
HD22701
0,059
0,093
0,041
0,052
HD72954
0,58
0,076
0,028
0,048
HD223421
0,181
0,25
0,019
0,231
HD71071
0,438
0,083
0,014
0,069
HD158170
0,188
0,173
0,011
0,162
HD217107
0,184
0,017
0,007
0,01
HD42278
0,198
0,127
0,006
0,121
HD15524
0,442
0,085
0,005
0,08
HD57749
0,148
0,067
0,004
0,063
HD127486
0,141
0,056
-0,003
0,059
HD6680
0,141
0,105
-0,005
0,11
HD150453
-0,032
0,053
-0,005
0,058
Tabela A.2: Tabela das estrelas mais à direita do diagrama
cor-cor segundo o critério de seleção K-[12] (sistemas binários
IV)
69
HD
J-H
K - [22]
K - [12]
[12] - [22]
HD139460
0,193
0,588
0,985
-0,397
HD147142
0,768
0,373
0,291
0,082
HD165438
0,588
0,334
0,29
0,044
HD645
0,653
0,329
0,266
0,063
HD20618
0,396
0,323
0,289
0,034
HD104055
0,731
0,299
0,258
0,041
HD107295
0,592
0,284
0,231
0,053
HD5268
0,717
0,282
0,236
0,046
HD73017
0,623
0,25
0,206
0,044
HD165978
0,678
0,236
0,199
0,037
HD53329
0,492
0,218
0,202
0,016
HD60532
0,385
0,216
0,185
0,031
HD205872
0,613
0,202
0,174
0,028
HD10142
0,658
0,18
0,108
0,072
HD30608
0,614
0,163
0,113
0,05
HD108054
0,653
0,161
0,146
0,015
HD154556
0,661
0,156
0,099
0,057
HD5190
0,232
0,155
0
0,155
HD25893
0,447
0,149
0,083
0,066
HD109799
0,128
0,149
0,018
0,131
HD152781
0,325
0,146
0,135
0,011
HD156098
0,217
0,144
0,012
0,132
HD29613
0,715
0,144
-0,433
0,577
HD18262
0,16
0,142
-0,058
0,2
HD12583
0,556
0,135
0,1
0,035
HD214599
0,68
0,13
0,06
0,07
HD121146
0,598
0,13
0,076
0,054
HD196524
0,106
0,127
0,062
0,065
HD143790
0,334
0,123
0,004
0,119
HD201196
0,547
0,123
0,052
0,071
HD67228
0,291
0,116
0,067
0,049
Tabela A.3: Tabela das estrelas mais à direita do diagrama
cor-cor segundo o critério de seleção K-[22] (estrelas individuais IV)
70
HD
J-H
K - [22]
K - [12]
[12] - [22]
HD139460
0,193
0,588
0,985
-0,397
HD147142
0,768
0,373
0,291
0,082
HD165438
0,588
0,334
0,29
0,044
HD20618
0,396
0,323
0,289
0,034
HD645
0,653
0,329
0,266
0,063
HD104055
0,731
0,299
0,258
0,041
HD5268
0,717
0,282
0,236
0,046
HD107295
0,592
0,284
0,231
0,053
HD73017
0,623
0,25
0,206
0,044
HD53329
0,492
0,218
0,202
0,016
HD165978
0,678
0,236
0,199
0,037
HD60532
0,385
0,216
0,185
0,031
HD205872
0,613
0,202
0,174
0,028
HD108054
0,653
0,161
0,146
0,015
HD73593
0,539
-0,029
0,141
-0,17
HD152781
0,325
0,146
0,135
0,011
HD162076
0,431
0,068
0,128
-0,06
HD152153
0,627
0,114
0,116
-0,002
HD30608
0,614
0,163
0,113
0,05
HD10142
0,658
0,18
0,108
0,072
HD12583
0,556
0,135
0,1
0,035
HD154556
0,661
0,156
0,099
0,057
HD25893
0,447
0,149
0,083
0,066
HD121146
0,598
0,13
0,076
0,054
HD87783
0,545
0,052
0,074
-0,022
HD67228
0,291
0,116
0,067
0,049
HD171994
0,564
0,115
0,067
0,048
HD196524
0,106
0,127
0,062
0,065
HD214599
0,68
0,13
0,06
0,07
HD78154
0,203
0,065
0,059
0,006
HD201196
0,547
0,123
0,052
0,071
Tabela A.4: Tabela das estrelas mais à direita do diagrama
cor-cor segundo o critério de seleção K-[12] (estrelas individuais IV)
71
HD
J-H
K - [22]
K - [12]
[12] - [22]
HD178555
0,713
3,585
3,585
0
HD146834
0,64
1,18
0,246
0,934
HD3690
0,522
0,801
0,776
0,025
HD194069
0,576
0,638
0,174
0,464
HD175679
0,284
0,474
0,016
0,458
HD37824
0,721
0,47
0,404
0,066
HD39286
0,701
0,44
0,337
0,103
HD224893
0,336
0,411
0,079
0,332
HD212320
0,704
0,389
0,172
0,217
HD4656
0,833
0,372
0,354
0,018
HD32357
0,648
0,369
0,244
0,125
HD2436
0,811
0,365
0,262
0,103
HD26605
0,58
0,361
0,313
0,048
HD87
0,491
0,354
0,301
0,053
HD46349
0,751
0,348
0,303
0,045
HD6903
0,376
0,345
0,27
0,075
HD200253
0,59
0,341
0,264
0,077
HD38099
0,93
0,341
0,214
0,127
HD1239
0,525
0,34
0,264
0,076
HD42486
0,759
0,336
0,289
0,047
HD222093
0,649
0,33
0,332
-0,002
HD153687
0,68
0,324
0,045
0,279
HD36780
0,822
0,324
0,293
0,031
HD68077
0,619
0,318
0,272
0,046
HD19926
0,684
0,315
0,296
0,019
HD207088
0,725
0,314
0,28
0,034
HD200924
0,891
0,311
0,27
0,041
HD7672
0,675
0,308
0,178
0,13
HD220465
0,757
0,306
0,303
0,003
HD118219
0,541
0,304
0,272
0,032
HD2942
0,475
0,301
0,26
0,041
Tabela A.5: Tabela das estrelas mais à direita do diagrama
cor-cor segundo o critério de seleção K-[22] (sistemas binários
III)
72
HD
J-H
K - [22]
K - [12]
[12] - [22]
HD178555
0,713
3,585
3,585
0
HD3690
0,522
0,801
0,776
0,025
HD30020
0,455
0,278
0,513
-0,235
HD37824
0,721
0,47
0,404
0,066
HD161096
0,717
0,262
0,391
-0,129
HD120539
0,716
0,218
0,374
-0,156
HD176678
0,489
0,203
0,362
-0,159
HD129078
0,703
0,084
0,358
-0,274
HD63295
0,461
0,287
0,356
-0,069
HD55865
0,291
0,266
0,355
-0,089
HD4656
0,833
0,372
0,354
0,018
HD217459
0,774
0,298
0,346
-0,048
HD99998
0,77
0,23
0,338
-0,108
HD39286
0,701
0,44
0,337
0,103
HD152636
0,881
0,199
0,335
-0,136
HD222093
0,649
0,33
0,332
-0,002
HD133165
0,538
0,223
0,326
-0,103
HD148604
0,609
0,203
0,321
-0,118
HD26605
0,58
0,361
0,313
0,048
HD26722
0,445
0,2
0,308
-0,108
HD9774
0,427
0,098
0,305
-0,207
HD46349
0,751
0,348
0,303
0,045
HD220465
0,757
0,306
0,303
0,003
HD87
0,491
0,354
0,301
0,053
HD28305
0,434
0,095
0,299
-0,204
HD19926
0,684
0,315
0,296
0,019
HD36780
0,822
0,324
0,293
0,031
HD78541
0,833
0,25
0,292
-0,042
HD194193
0,889
0,091
0,29
-0,199
HD42486
0,759
0,336
0,289
0,047
HD169156
0,495
0,059
0,288
-0,229
Tabela A.6: Tabela das estrelas mais à direita do diagrama
cor-cor segundo o critério de seleção K-[12] (sistemas binários
III)
73
HD
J-H
K - [22]
K - [12]
[12] - [22]
HD195506
4,513
4,513
0,085
0,087
HD202287
1,049
1,049
-0,155
0,139
HD34167
1,029
1,029
0,251
0,067
HD73599
1,002
1,002
-0,294
0,055
HD72993
0,953
0,953
0,144
0,189
HD37462
0,929
0,929
-0,24
-0,218
HD214462
0,924
0,924
-0,257
0,015
HD69267
0,924
0,924
0,418
-0,274
HD139599
0,924
0,924
0,236
0
HD218559
0,924
0,924
0,304
-0,032
HD120933
0,919
0,919
-0,033
0,151
HD18423
0,906
0,906
0,165
0,041
HD124454
0,902
0,902
0,172
-0,048
HD164358
0,902
0,902
0,194
0,093
HD64876
0,901
0,901
0,312
0,029
HD33667
0,897
0,897
0,154
0,094
HD221051
0,893
0,893
0,176
0,076
HD162337
0,892
0,892
-0,018
0,07
HD172171
0,892
0,892
1,554
0,66
HD133049
0,887
0,887
0,037
0,086
HD54179
0,886
0,886
0,203
-0,009
HD161369
0,885
0,885
2,496
-2,324
HD128902
0,883
0,883
0,251
0,104
HD40665
0,882
0,882
-0,103
0,021
HD18265
0,876
0,876
0,219
0,09
HD90798
0,874
0,874
0,125
0,051
HD194612
0,871
0,871
0,196
-0,088
HD204873
0,869
0,869
0,084
0,025
HD28413
0,864
0,864
0,096
0,193
HD188161
0,862
0,862
-0,06
0,022
HD30202
0,861
0,861
0,371
-0,039
Tabela A.7: Tabela das estrelas mais à direita do diagrama
cor-cor segundo o critério de seleção K-[22] (estrelas individuais III)
74
HD
J-H
K - [22]
K - [12]
[12] - [22]
HD164668
0,324
0,324
3,731
0,003
HD161369
0,885
0,885
2,496
-2,324
HD172171
0,892
0,892
1,554
0,66
HD70523
0,67
0,67
0,707
-0,38
HD47358
0,671
0,671
0,453
0,047
HD33042
0,735
0,735
0,438
-0,193
HD62285
0,845
0,845
0,428
-0,146
HD99055
0,563
0,563
0,42
-0,106
HD69267
0,924
0,924
0,418
-0,274
HD50310
0,614
0,614
0,412
-0,324
HD94084
0,734
0,734
0,399
0,056
HD28732
0,669
0,669
0,394
-0,076
HD118839
0,756
0,756
0,387
0,073
HD52960
0,666
0,666
0,386
-0,236
HD31421
0,556
0,556
0,383
-0,261
HD13818
0,628
0,628
0,381
0,041
HD152334
0,733
0,733
0,38
-0,358
HD224362
0,66
0,66
0,374
0,011
HD29399
0,673
0,673
0,372
0,026
HD30202
0,861
0,861
0,371
-0,039
HD161892
0,622
0,622
0,366
-0,086
HD130952
0,596
0,596
0,361
-0,067
HD223311
0,836
0,836
0,358
-0,065
HD210905
0,641
0,641
0,345
0,064
HD8651
0,673
0,673
0,337
-0,073
HD160822
0,726
0,726
0,337
0,029
HD34810
0,548
0,548
0,335
0,425
HD73840
0,685
0,685
0,333
-0,013
HD21430
0,636
0,636
0,332
0,041
HD81136
0,616
0,616
0,328
0,061
HD215030
0,611
0,611
0,326
0,025
Tabela A.8: Tabela das estrelas mais à direita do diagrama
cor-cor segundo o critério de seleção K-[12] (estrelas individuais III)
75
HD
J-H
K - [22]
K - [12]
[12] - [22]
HD283578
0,603
0,415
0,351
0,064
HD13474
0,604
0,387
0,302
0,085
HD26081
0,647
0,354
0,331
0,023
HD52703
0,478
0,339
0,123
0,216
HD42351
0,635
0,328
0,223
0,105
HD165462
0,638
0,32
0,311
0,009
HD216489
0,531
0,298
0,385
-0,087
HD47758
0,768
0,291
0,201
0,09
HD13725
0,874
0,272
0,207
0,065
HD81502
0,816
0,266
0,167
0,099
HD43282
0,491
0,254
0,126
0,128
HD32068
0,796
0,25
0,334
-0,084
HD32406
0,588
0,241
0,198
0,043
HD223173
0,611
0,24
0,381
-0,141
HD40733
0,631
0,236
0,196
0,04
HD67523
0,087
0,236
0,361
-0,125
HD276743
0,6
0,234
0,091
0,143
HD4502
0,616
0,215
0,184
0,031
HD214567
0,563
0,21
0,192
0,018
HD69142
0,676
0,209
0,149
0,06
HD49689
0,719
0,208
0,178
0,03
HD130766
0,849
0,205
0,136
0,069
HD21754
0,616
0,201
0,39
-0,189
HD237180
0,787
0,201
0,094
0,107
HD196321
0,767
0,198
0,103
0,095
HD25140
0,513
0,197
0,118
0,079
HD193092
0,853
0,194
0,068
0,126
HD14346
0,57
0,186
0,116
0,07
HD227472
0,737
0,182
0,041
0,141
HD180660
0,575
0,178
0,069
0,109
0,5
0,177
0,146
0,031
HD1227
Tabela A.9: Tabela das estrelas mais à direita do diagrama
cor-cor segundo o critério de seleção K-[22] (sistemas binários
II)
76
HD
J-H
K - [22]
K - [12]
[12] - [22]
HD186791
0,82
0,019
0,443
-0,424
HD47442
0,6
0,06
0,401
-0,341
HD21754
0,616
0,201
0,39
-0,189
HD216489
0,531
0,298
0,385
-0,087
HD223173
0,611
0,24
0,381
-0,141
HD67523
0,087
0,236
0,361
-0,125
HD283578
0,603
0,415
0,351
0,064
HD32068
0,796
0,25
0,334
-0,084
HD26081
0,647
0,354
0,331
0,023
HD45416
0,68
0,144
0,318
-0,174
HD165462
0,638
0,32
0,311
0,009
HD13474
0,604
0,387
0,302
0,085
HD42351
0,635
0,328
0,223
0,105
HD13725
0,874
0,272
0,207
0,065
HD47758
0,768
0,291
0,201
0,09
HD32406
0,588
0,241
0,198
0,043
HD40733
0,631
0,236
0,196
0,04
HD214567
0,563
0,21
0,192
0,018
HD4502
0,616
0,215
0,184
0,031
HD49689
0,719
0,208
0,178
0,03
HD159181
0,555
0,154
0,174
-0,02
HD81502
0,816
0,266
0,167
0,099
HD172991
0,615
0,098
0,159
-0,061
HD69142
0,676
0,209
0,149
0,06
HD44762
0,42
0,085
0,148
-0,063
HD1227
0,5
0,177
0,146
0,031
HD156283
0,836
0,086
0,137
-0,051
HD130766
0,849
0,205
0,136
0,069
HD10332
0,657
0,17
0,134
0,036
HD142049
0,036
0,163
0,131
0,032
HD43282
0,491
0,254
0,126
0,128
Tabela A.10: Tabela das estrelas mais à direita do diagrama
cor-cor segundo o critério de seleção K-[12] (sistemas binários
II)
77
HD
J-H
K - [22]
K - [12]
[12] - [22]
HD332672
0,162
1,102
0,116
0,986
BD+60 152
1,023
0,543
0,413
0,13
HD5418
0,831
0,53
0,438
0,092
HD223332
0,927
0,46
0,377
0,083
HD218454
0,904
0,429
0,341
0,088
HD64320
0,774
0,398
0,343
0,055
HD189301
0,761
0,385
0,337
0,048
HD157819
0,715
0,38
0,367
0,013
HD87238
0,715
0,378
0,309
0,069
HD190430
0,594
0,376
0,077
0,299
HD224870
0,658
0,36
0,305
0,055
HD417
0,595
0,348
0,323
0,025
HD645
0,653
0,329
0,266
0,063
HD22135
0,923
0,317
0,124
0,193
HD221661
0,704
0,312
0,248
0,064
HD77250
0,81
0,309
0,25
0,059
HD8791
0,889
0,304
0,203
0,101
HD187193
0,507
0,292
0,267
0,025
HD80126
0,624
0,281
0,221
0,06
HD124099
0,671
0,281
0,245
0,036
HD79698
0,502
0,269
0,192
0,077
HD58535
0,645
0,267
0,244
0,023
HD1367
0,626
0,266
0,229
0,037
HD189475
0,687
0,264
0,224
0,04
HD52938
0,813
0,249
0,145
0,104
HD92682
0,753
0,247
0,287
-0,04
HD186927
0,571
0,245
0,184
0,061
HD284857
0,612
0,24
0,15
0,09
HD168357
0,727
0,237
0,266
-0,029
HD39400
0,604
0,225
-0,037
0,262
HD170053
0,78
0,224
0,156
0,068
Tabela A.11: Tabela das estrelas mais à direita do diagrama
cor-cor segundo o critério de seleção K-[22] (estrelas individuais II)
78
HD
J-H
K - [22]
K - [12]
[12] - [22]
HD144608
0,356
0,088
0,46
-0,372
HD5418
0,831
0,53
0,438
0,092
BD+60 152
1,023
0,543
0,413
0,13
HD223332
0,927
0,46
0,377
0,083
HD157819
0,715
0,38
0,367
0,013
HD64320
0,774
0,398
0,343
0,055
HD218454
0,904
0,429
0,341
0,088
HD189301
0,761
0,385
0,337
0,048
HD417
0,595
0,348
0,323
0,025
HD87238
0,715
0,378
0,309
0,069
HD224870
0,658
0,36
0,305
0,055
HD92682
0,753
0,247
0,287
-0,04
HD187193
0,507
0,292
0,267
0,025
HD168357
0,727
0,237
0,266
-0,029
HD645
0,653
0,329
0,266
0,063
HD77250
0,81
0,309
0,25
0,059
HD221661
0,704
0,312
0,248
0,064
HD124099
0,671
0,281
0,245
0,036
HD58535
0,645
0,267
0,244
0,023
HD34579
0,482
0,209
0,238
-0,029
HD1367
0,626
0,266
0,229
0,037
HD189475
0,687
0,264
0,224
0,04
HD80126
0,624
0,281
0,221
0,06
HD190147
0,546
0,169
0,213
-0,044
HD211388
0,7
0,135
0,208
-0,073
HD8791
0,889
0,304
0,203
0,101
HD79698
0,502
0,269
0,192
0,077
HD186927
0,571
0,245
0,184
0,061
HD66812
0,651
0,193
0,17
0,023
HD76494
0,496
0,221
0,17
0,051
HD96544
0,748
0,218
0,169
0,049
Tabela A.12: Tabela das estrelas mais à direita do diagrama
cor-cor segundo o critério de seleção K-[12] (estrelas individuais II)
79
HD
J-H
K - [22]
K - [12]
[12] - [22]
HD161796
0,116
9,14
4,722
4,418
HD108015
0,561
6,692
5,535
1,157
HD173819
0,45
1,916
1,034
0,882
HD144812
0,426
1,876
1,169
0,707
HD12014
1,033
1,163
0,711
0,452
HD177300
0,6
0,615
0,449
0,166
HD219978
0,965
0,591
0,442
0,149
HD170975
0,769
0,528
0,287
0,241
HD197572
0,486
0,471
0,373
0,098
HD172594
0,379
0,369
0,312
0,057
HD59067
0,651
0,361
0,135
0,226
HD161388
0,469
0,36
0,075
0,285
HD91056
0,851
0,355
0,327
0,028
HD52877
0,764
0,35
0,466
-0,116
HD162714
0,598
0,34
0,332
0,008
HD9250
0,741
0,328
0,24
0,088
HD194093
0,517
0,318
0,827
-0,509
HD56577
0,72
0,296
0,414
-0,118
HD11544
0,689
0,285
0,199
0,086
HD49396
0,444
0,28
0,214
0,066
HD106111
0,508
0,279
0,147
0,132
HD56855
0,781
0,27
0,27
0
HD147066
0,253
0,27
0,114
0,156
HD117399
0,277
0,268
0,116
0,152
HD174947
0,597
0,266
0,232
0,034
HD193469
0,853
0,266
0,205
0,061
HD16901
0,395
0,264
0,222
0,042
HD169660
0,784
0,262
0,185
0,077
HD188727
0,312
0,259
0,247
0,012
HD146323
0,364
0,257
0,203
0,054
HD42454
0,428
0,254
0,172
0,082
Tabela A.13: Tabela das estrelas mais à direita do diagrama
cor-cor segundo o critério de seleção K-[22] (sistemas binários
Ib)
80
HD
J-H
K - [22]
K - [12]
[12] - [22]
HD108015
0,561
6,692
5,535
1,157
HD161796
0,116
9,14
4,722
4,418
HD144812
0,426
1,876
1,169
0,707
HD173819
0,45
1,916
1,034
0,882
HD194093
0,517
0,318
0,827
-0,509
HD12014
1,033
1,163
0,711
0,452
HD52877
0,764
0,35
0,466
-0,116
HD177300
0,6
0,615
0,449
0,166
HD219978
0,965
0,591
0,442
0,149
HD56577
0,72
0,296
0,414
-0,118
HD197572
0,486
0,471
0,373
0,098
HD162714
0,598
0,34
0,332
0,008
HD91056
0,851
0,355
0,327
0,028
HD172594
0,379
0,369
0,312
0,057
HD170975
0,769
0,528
0,287
0,241
HD176155
0,289
0,158
0,281
-0,123
HD56855
0,781
0,27
0,27
0
HD67594
0,304
0,123
0,27
-0,147
HD188727
0,312
0,259
0,247
0,012
HD9250
0,741
0,328
0,24
0,088
HD174947
0,597
0,266
0,232
0,034
HD216946
0,834
0,217
0,223
-0,006
HD16901
0,395
0,264
0,222
0,042
HD49396
0,444
0,28
0,214
0,066
HD148218
0,675
0,239
0,208
0,031
HD193469
0,853
0,266
0,205
0,061
HD146323
0,364
0,257
0,203
0,054
HD11544
0,689
0,285
0,199
0,086
HD169660
0,784
0,262
0,185
0,077
HD20894
0,553
0,239
0,182
0,057
HD47731
0,558
0,243
0,178
0,065
Tabela A.14: Tabela das estrelas mais à direita do diagrama
cor-cor segundo o critério de seleção K-[12] (sistemas binários
Ib)
81
HD
J-H
K - [22]
K - [12]
[12] - [22]
HD114855
0,341
3,826
0,532
3,294
HD120432
0,391
2,397
0,097
2,3
HD159633
0,611
1,071
0,657
0,414
HD73884
1,014
0,889
0,43
0,459
HD165446
0,258
0,601
-0,005
0,606
HD101684
0,306
0,439
0,163
0,276
HD90452
0,441
0,435
0,235
0,2
HD202314
0,603
0,427
0,367
0,06
HD153639
0,718
0,425
0,279
0,146
HD204022
0,574
0,421
0,365
0,056
HD105138
0,72
0,392
0,341
0,051
HD24775
0,906
0,38
0,34
0,04
HD88069
0,337
0,373
0,082
0,291
HD139915
0,472
0,371
0,265
0,106
HD118520
0,762
0,349
0,285
0,064
HD4362
0,475
0,346
0,283
0,063
HD214714
0,582
0,343
0,304
0,039
HD218600
0,319
0,322
0,197
0,125
HD193370
0,266
0,32
0,345
-0,025
HD224165
0,526
0,313
0,293
0,02
HD188650
0,515
0,312
0,22
0,092
HD31910
0,378
0,308
0,253
0,055
HD59890
0,468
0,252
0,183
0,069
HD106981
0,419
0,228
0,15
0,078
HD95393
0,713
0,214
0,143
0,071
HD111790
0,584
0,213
0,163
0,05
HD103225
0,472
0,209
0,139
0,07
HD101314
0,272
0,208
0,077
0,131
HD76006
0,34
0,205
0,103
0,102
HD131246
0,638
0,205
0,188
0,017
HD77912
0,382
0,202
0,126
0,076
Tabela A.15: Tabela das estrelas mais à direita do diagrama
cor-cor segundo o critério de seleção K-[22] (estrelas individuais Ib)
82
HD
J-H
K - [22]
K - [12]
[12] - [22]
HD159633
0,611
1,071
0,657
0,414
HD114855
0,341
3,826
0,532
3,294
HD73884
1,014
0,889
0,43
0,459
HD202314
0,603
0,427
0,367
0,06
HD204022
0,574
0,421
0,365
0,056
HD193370
0,266
0,32
0,345
-0,025
HD105138
0,72
0,392
0,341
0,051
HD24775
0,906
0,38
0,34
0,04
HD214714
0,582
0,343
0,304
0,039
HD224165
0,526
0,313
0,293
0,02
HD118520
0,762
0,349
0,285
0,064
HD4362
0,475
0,346
0,283
0,063
HD153639
0,718
0,425
0,279
0,146
HD139915
0,472
0,371
0,265
0,106
HD31910
0,378
0,308
0,253
0,055
HD90452
0,441
0,435
0,235
0,2
HD223047
0,556
0,12
0,221
-0,101
HD188650
0,515
0,312
0,22
0,092
HD218600
0,319
0,322
0,197
0,125
HD131246
0,638
0,205
0,188
0,017
HD59890
0,468
0,252
0,183
0,069
HD63700
0,479
0,165
0,169
-0,004
HD84533
0,635
0,194
0,169
0,025
HD192876
0,455
0,133
0,164
-0,031
HD101684
0,306
0,439
0,163
0,276
HD111790
0,584
0,213
0,163
0,05
HD106981
0,419
0,228
0,15
0,078
HD95393
0,713
0,214
0,143
0,071
HD38713
0,409
0,17
0,141
0,029
HD103225
0,472
0,209
0,139
0,07
HD101766
0,63
0,199
0,137
0,062
Tabela A.16: Tabela das estrelas mais à direita do diagrama
cor-cor segundo o critério de seleção K-[12] (estrelas individuais Ib)
83
REFERÊNCIAS
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