confirmação da natureza de candidatas herbig ae/be · ... distribuição espacial e possível...
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ConfirmaodanaturezadecandidatasHerbigAe/Be:
comparaocomafasepsramoassintticodasgigantes
RodrigoGeorgttiVieira
Orientadora:Profa.Dra.JaneC.GregorioHetem
Dissertao apresentada ao Instituto de Astronomia, Geofsica eCinciasAtmosfricasdaUniversidadedeSoPaulocomo requisitoparcialparaaobtenodottulodeMestreemCincias.rea:Astronomia
SoPaulo
2007
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Vieira,RodrigoGeorgttiEstrelasdoPDScandidatasapsAGB/RodrigoGeorgttiVieiraSoPaulo2007151p.
Dissertao(Mestrado)InstitutodeAstronomia,GeofsicaeCinciasAtmosfricas,2007.
Orientador(a):Profa.Dra.JaneC.GregorioHetem
1.EstrelaspsAGB.2.Estrelasdeprseqnciaprincipal.3.EnvoltrioscircunstelaresI.Ttulo.
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Agradecimentos
Euagradeo
aoWiltonpeloscafseconselhosemumapocadifcil
aoAdoportermemostradooprazerdeolharparaocu
aosmeuspais,porsempreteremmeapoiadonocaminhoqueeuescolhi
Jane,portodaatenoeportudoqueelameensinou(nosAstronomia)
aosmeusamigos,velhosenovos,dequemeugostotantoequetantomeajudaram
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Resumo
Estetrabalhotemoobjetivodeestudaranaturezadeumaamostrade27objetosobservadosnoPico
dosDiasSurvey(PDS),umabuscaporestrelasjovens.Ocritriodeseleoempregadonestabusca,baseado
nascoresIRAS,levouobservaonosdeobjetosjovens,mastambmaestrelasemestgiosevolutivos
maisavanados,almdeoutrosobjetosinteressantes.Oexcessodeemissonoinfravermelhodistanterevela
umacaractersticadapoeiracontidanomaterialenvoltriodoobjetoquecomumtantoaestrelasembebidas
denaturezajovemquantoaobjetosquejdeixaramaseqnciaprincipalesofremumprocessoseverode
perdademassa.
Desta forma, pretendeseexplorar aomximoospossveis indicadoresdoestgioevolutivodestes
objetospresentesnaliteratura,taiscomoasfotometriasnafaixadoptico;infravermelhoprximo,mdioe
distante; distribuioespacial epossvel associaocomcomplexosdeformaoestelarecaractersticas
espectraisdisponveis.
Outropassoimportantenadireodenossoobjetivoamodelizaodoenvoltriocircunstelarde
poeiradestesobjetos,aexemplodeGauba&Parthasarathy(2004).Estemodelosergeradopelocdigo
DUSTY(Ivezicetal.1999),quereproduzadistribuioespectraldeenergia(SED)emergentedoobjetoa
partir dos clculos do transporte radiativo no ambiente deste envoltrio. Os parmetros de ajuste deste
modelosoascaractersticasfsicasdoenvelope,taiscomoprofundidadeptica,perfilradialdedensidade,e
temperaturanasuperfcieinternadoenvoltrio.
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Abstract
Thisworkaimstostudythenatureofasampleof27objectsobservedatthePicodosDiasSurvey
(PDS),asearchforyoungstars.Theselectioncriteriaadoptedonthissearch,basedonIRAScolours,hasled
usnotonlytothedetectionofyoungobjects,butalsoofstarsinmoreevolvedstagesofevolution,besides
anotherinterestingobjects.Theexcessonthefarinfraredemissionrevealsafeatureofthedustpresentinthe
stellarenvelopewichiscommontobothyoungstarsandobjectswhichhavealreadyleftthemainsequence
andaresufferingaseveremasslossprocess.
Inthismanner,weintendtoexploreallthepossibleindicatorsoftheevolutivestageoftheseobjects
presentontheliterature,suchasphotometricdataintheoptical,photometryinthenear,mediumandfar
infrared,spacialdistributionwithpossibleassociationtostarformingcomplexesandtheavailablespectral
information.
Anotherimportantsteptowardsouraimisthemodelingofthedustycircumstellarenvironmentof
theseobjects.WewillconfrontthemodelsgeneratedbytheDUSTYcode(Ivezicetal.1999)withthoseby
the two component code developed by GregorioHetem&Hetem (2002). Both of them reproduce the
observed spectral energy distribution (SED) by computing the radiative transport in the modeled
circumstellarstructure.Thefittingparametersofthesemodelswilldeterminethephysicalquantitieswich
characterizetheenvelope,suchasopticaldepth,radialdensityprofileandtemperatureontheinnerboundary
layeroftheenvelope.
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Sumrio
ListadeFigurasi
ListadeTabelasvi
ListadeAcrnimosix
1Introduo1
1.1AsestrelasdotipoHerbigAe/Be4
1.1.1ClassificaodeacordocomadistribuiodeenergiadasHerbigAe/Be8
1.1.2Propostadecenrioevolutivo14
1.1.3ConsideraesfinaissobreasHerbigAe/Be17
1.2AsestrelasnafasepsAGB18
1.2.1Oramoassintticodasgigantes21
1.2.2Afasedenebulosaplanetriajovem25
1.2.3ClassificaodaspsAGBdeacordocomadistribuiodeenergia28
1.2.4EstudodocenrioevolutivodaspsAGBnodiagramadecoresIRAS31
1.3Identificaoatravsdascoresnoinfravermelho33
2OPicodosDiasSurvey39
2.1Objetivos40
2.2Metodologia41
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2.3ResultadosobtidospeloPDS41
2.4Adeteccodeestrelasjovensdemassaintermediria42
2.5Henize3147543
2.6Classificaosegundoadistribuioespectraldeenergia44
2.7Critriosdeseleodaamostra47
3Associaocomnuvensmoleculares49
4Anlisedosdadosobservacionais63
4.1Espectroscopiaefotometriapticas63
4.2Espectroscopiainfravermelha66
4.3Fotometriainfravermelha68
4.4CorreodeExtino70
4.5Classificaosegundoasdistribuiesespectraisdeenergia74
4.6Diagramasdecores82
4.6.1Coresnoptico82
4.6.2Coresnoinfravermelhoprximo85
4.6.3Coresnoinfravermelhomdioedistante87
5ModelosdeEnvoltrios89
5.1Ocdigodetransfernciaradiativa90
5.2Modelodediscomaisenvoltrio94
6Concluses105
7Perspectivas109
RefernciasBibliogrficas111
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Apndices
ApndiceA:ImagensIRASem100m119
ApndiceB:EspectrosobtidospeloPDS131
ApndiceC:Algoritmosgenticos149
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ListadeFiguras
1.1:PosiodaamostradeHillenbrandetal.(1992)nodiagramadecormagnitudeabsoluta.
Alinhacheiarepresentaaidadezerodeseqnciaprincipal(ZAMS)calculadaporMorton&
Adams(1968)eporBalona&Feast(1975).p.8
1.2: SEDs tpicas dos grupos definidos por Hillenbrand et al. (1992). Os pontos cheios
representamasobservaesterrestres,enquantoosvaziosrepresentamosfluxosIRAS.A
linhacheiarepresentaaSEDdeumaestrelapadroapropriadaparacadatipoespectral.A
linhapontilhadapresentenosexemplosdeSEDdoGrupoIrepresentamomelhorajustedo
modelodediscoproposto(leidepotncia).p.10
1.3: Excesso (V 12 m) em funo da temperatura efetiva da amostra estudada por
Hillenbrandetal.(1992).AsestrelasBeclssicasforamextradasdacompilaodeCot&
Waters(1987).p.12
1.4:DistribuiodaamostradeMalfaitetal.(1998)nodiagramadecoresnoIRprximoeIR
mdio. A linha tracejada representa a proposta de cenrio evolutivo apresentada naquele
trabalho.Osnmerosreferemseaobjetosespecficosdaamostra.p.15
1.5:CenrioevolutivopropostoporMalfaitetal.(1998)baseadonoperfildasSEDs.p.16
1.6:Trajetriaevolutivadeumaestrelade2M demetalicidadesolar(linhavermelha).A
linhaazulrepresentaaevoluodeumaestrelacomasmesmascaractersitcasquesofreum
pulsotrmicofinalbastantetardio(evoluodotipo bornagain), deslocadade0,2nesta
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escaladetemperaturaede0,5nestaescaladeluminosidade.Osvaloresexpressosaoladode
cadafaserepresentamologaritmodotempodesuaduraoaproximada(emanos). Esta
figuraadaptadadoartigoderevisodeHerwig(2005).p.19
1.7: Espectros ISO SWS e LWS combinados da amostra de Sylvester et al. (1999) e
deslocadosnaordenadadeacordocomsuaprofundidadepticaem10 m.Esperaseque
estasecorrelacionecomataxadeperdademassa,mostrandoportantoadependnciado
perfilexibidopelosilicatocomofunodesta.p.23
1.8:Evoluodataxadeperdademassaedadistribuiodeenergia,respectivamente,para
umaestrelaAGBapsopulsotrmicofinal (Steffenet al. 1998). SoexibidasasSEDs
relativasaosinstantesdetempoespecificadosnacurvaevolutivadaperdademassacomo
tempo.Aslinhastracejadasrepresentamosespectrosintrsecosdaestrelacentral,paracada
umadastemperaturasefetivasespecificadasnalegendadafigura.p.25
1.9:SEDdeIC2448,umajovemPN.Alinhapontilhadarepresentaomodelodaemisso
contnualigadolivreelivrelivre;atracejadacorrespondeaemissolivrelivreextrapolada
dasmedidasemrdio;acurvadescontnuadaesquerdarepresentaaemissofotosfricaea
pontotracejadadadireitaconstituiaemissodoenvoltrioremanescentedafaseAGB.Os
vriospontosrepresentamobservaesfeitasdosoloetomadaspelosatliteIRAS(Zhang&
Kwok1991).p.26
1.10:ObjetospertencentesscategoriasdePPNpropostasporvanderVeenetal.(1989):(a)
ClasseI: IRAS19386+0155; (b) ClasseII: IRAS19067+0811, (c)ClasseIII: IRAS17047
5660.AdaptadodaFigura4devanderVeenetal.(1989).p.29
1.11:SEDdafonteIRAS19386+0155,umapsAGB,representantedaClasseIpropostapor
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van der Veen et al. (1989). As curvas tericas foram calculadas adotandose o modelo
proposto por GregorioHetem&Hetem (2002), visando umestudo comparativo comas
estrelasdenossaamostra.p.30
1.12: Diagrama das cores IRAS [12][25] x [25][60]. A curva tracejada representa a
seqnciaevolutivadosestrelasricasemoxignio,queocorredaesquerdaparaadireitado
diagrama. A linha cheia mostra as cores associadas a um corpo negro, para vrias
temperaturas.Asregiesenumeradasrepresentamolocustpicodecategoriasespecficasde
objetos,especificadasnotexto.p.32
1.13: Diagrama de cores no IR prximo da amostra de GarcaLario et al. (1997), sem
correode extino. A linha cheia na regio I indica a posiocorrespondente MSe
estrelasgigantes.AreaemdestaquecontidanaregioVreferentenebulabox,definida
por Whitelock (1985). O vetor representa o deslocamento que uma extino de 10
magnitudescausarianaposiodeumobjeto.p.35
1.14:DiagramadascoresIRASdaamostradeGarcaLarioetal.(1997).Sobrepostasestoas
regiestpicasdecadaclassedeobjeto,propostaspordiversosautores(descritasnotexto).A
linhacheiarepresentaacurvacalculadaporBedijn(1987)associadaaumaevoluocom
taxadeperdademassacrescente.p.38
2.1: SEDs dos objetos R Cr A, HD144432 e Pictoris, tpicas dos Grupos 1, 2 e 3,
respectivamente.EstaseparaoemgruposdefinidaporSartorietal.(2003).Ascurvas
tericasforamcalculadasapartirdeummodelodeduplacomponentecircunstelar,descrito
noCaptulo5.p.46
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3.1:Distribuiogalcticadasestrelasdaamostraedaposiocentraldasnuvensescuras
maisprximasaestasestrelas.p.52
3.2: Mapa de extino produzido por Dobashi et al. (2005). Em (a) exibido o mapa
completoeem(b)temosrepresentadaemdetalhearegiocentraldaGalxia,ondehuma
maiorconcentraodenossosobjetos.Sosobrepostosaosmapascontornosem0,5mage3
mag,bemcomoasposiesdosobjetosdaamostra.p.5556
3.3:Comportamentodaextino(grficosuperior)edamdiadofluxoIRASem100 m
(grficoinferior),naregioprximadecadaobjeto,comrespeitoestimativadedistncia
borda da nuvem (em escala logartmica valores negativos omitidos). Este fluxo est
expressoemseusvaloreslogartmicos,afimdeestabelecermosumabasedecomparaocom
amedidadeAv(dadaemmagnitudes).Asbarrasdeerroreferemseaodesviopadrodos
valoresemumareadedeumgrauquadradoaoredordasposiesanalisadas(videtexto).
p.59
4.1:EspectrosISOSWSeLWScompostos,referentesscandidatasPDS141,465,518e581.
p.67
4.2:ComparaoentreasextinesobtidasdotabalhodeDobashietal.(2005)eaquelas
estimadasapartirdoexcessodecor.Asbarrasdeerrorepresentamodesviopadronaregio
de1grauquadradoaoredordecadaobjetonomapadeextinodeDobashietal.Alinha
pontilhadaindicaolocusdecoincidnciaentreosdoismtodos.p.74
4.3:Divisoemclassesdosobjetosdenossaamostrasegundoadistribuiodeenergia.
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p.7679
4.4:Distribuiodossubgrupospropostosnodiagramadecores(JK)x(K[12]).p.80
4.5:Distribuiodosobjetosdenossaamostranodiagramadecores(BV)x(UB).Ospontos
azuisrepresentamascorescorrigidascomoseoobjetofossedeclasseVdeluminosidadee
ospontosvermelhossoascorescomcorreocompatvelcomaclasseIab.Temostambm
representadasascurvasreferentessdistribuiestpicasdeestrelascomloggde2,3e4,
obtidasdastabelasdeBesseletal.(1998).p.83
4.6:DiagramadascoresHKxJH(nocorrigidasdaextino),noIRprximo.Asregies
representadas so as propostas pelo trabalho de GarcaLario et al. (1997), descritas no
Captulo1.p.86
4.7:DistribuiodosobjetosdenossaamostranodiagramadecoresIRAS.Asregiesem
destaquereferemseslocalizaestpicasdevariveisOH/IR(OH/IR),estrelasTTeHAB
(YSO),regiesdeHIIcompactas(HII)encleosativosdegalxias(AGN).Acurvaempreto
representaatrajetriaevolutivadasestrelasOH/IR,queseguidadeumacrescentetaxade
perdademassa(videSeo1.3).p.87
5.1:AjustedaSEDdePDS518geradapelocdigoDUSTYdetransfernciaradiativa.Alm
daemissoestelar,propeseaexistnciadeduascomponentescircunstelares.p.93
5.2:RepresentaoesquemticadomodelodecomponentesdeGH02,comaespecificao
deseusparmetrosgeomtricos.p.97
5.3:AjustesdasSEDsdaamostraobtidosatravsdomodelodeGH02.p.98101
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5.4:Comportamentodaemissodecu(normalizada)obtidaapartirdasimagensIRASem
100meafraodofluxodoenvelopecomrelaoaofluxototalFe,obtidoatravsdoajuste
domodelodeGH02. Alinhapontilhadarepresentao locus ondeasgrandezasestudadas
seriamperfeitamentecorrelacionadas.p.102
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ListadeTabelas
2.1:ObjetosdoPDSselecionadoscomocandidatosapsAGB.p.47
3.1:Posiesgalcticasdosobjetosdenossaamostraedasnuvensmaisprximasextradas
dos catlogos de Lynds (1962) e deFeitzinger &Stwe(1984). As trs ltimas colunas
referemserespectivamentereadanuvem(dadaemgrausquadrados),distnciaobjeto
centrodanuvemedistnciaobjetobordadanuvem(dadasemgraus).p.51
3.2:AprimeiracolunarefereseaoidentificadorPDSdecadaobjetodaamostra;asegunda
colunaadistnciafotomtricacalculadaporVieiraetal.(2003),dadaemparsecs;aterceira
eaquartacolunareferemse,respectivamente,sdistncias(empc)eaosnomesdasSFR
possivelmente associadas a cada objeto, compilados tambmpor Vieira et al. (2003). A
quintacolunaexibeaextinonaposiodecadaobjeto,sendoasextacolunaodesvio
padroassociadoaestevalor;astimacolunarepresentaamdiadofluxoporrea(MJy/sr)
emumquadradode1ox1o,navizinhanamaisprximadecadaobjetodaamostracontido
nas imagens IRAS em 100 m, sendo os respectivos desvios padres desta mdia
representadosnaltimacoluna.p.57
4.1:DadosdoPDSextradosdotrabalhodeVieiraetal.(2003).Aprimeiracolunareferese
identificaodoPDS,dasegundasextacolunasoapresentadasasfotometriasUBV(RI)C
observadas, a stima coluna referese ao tipo espectral (Sp. Type) estimado, a oitava a
temperaturaefetiva(Tef)correspondentesegundootrabalhodeKenyon&Hartmann(1995)e
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altimacolunaindicaapresenadaslinhasproibidas(F.L.)de[OI]ede[SII].p.65
4.2:Dadosfotomtricosdisponveisnaliteratura.J,HeKreferemsesfotometrias2MASS,
a quinta e a sextacoluna indicamos fluxos MSXencontradospara as estrelasdenossa
amostraeasquatroltimascolunasrepresentamosfluxosmedidospelosatliteIRAS.Os
valoresdefluxosodadosemJy.p.70
4.3:Dadosreferentescorreodeextino,compatveiscomasclassesdeluminosidadeV
(MS)eIab(supergigante). Ovaloresdeloggforamextradosdas tabelasdeStraisys&
Kuriliene(1981)eascoresintrnsecas(VI)0foramobtidasdastabelasdeBesseletal.(1998).
AsextinesAvcalculadasapartir destesdadossoexpressasparaambasasclassesde
luminosidade.p.73
5.1:ParmetrosestelaresobtidosatravsdoajustedasSEDs,comomodelodeGH02.Vejao
textoparaumadescriomaisdetalhadadosparmetrosestimadospelomodelo.p.96
6.1:Objetosdaamostraquesedestacaramemcadaumadasanlisesdesenvolvidas.Aqueles
marcados em Av e F100 m correspondem aos menores valores observados para estas
grandezas.OsdestacadosnacolunaGH02semostraramcompatveiscomumaestrutura
circunstelardeumanicacomponente,segundoosresultadosobtidosapartirdoajustedeste
modelo.Aslinhasquepossuemumacormaisforteressaltamosobjetosquesedestacaram
emmaisdeumdosestudosrealizados.p.106
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ListadeAcrnimos
2MASS:TwoMicronAllSkySurvey
AGB:ramoassintticodasgigantes
AGN:ncleodegalxiaativo
BB:corponegro
CIO:CatlogodeObservaesInfravermelhas
CSM:meiocircunstelar
DSS:DigitalSkySurvey
DUPLEX:DUstProminentLongitudinallyEXtended
EAGB:earlyAGB
GH02:GregorioHetem&Hetem(2002)
gof:goodnessoffit
GSC:GuideStarCatalog
HAB:HerbigAe/Be
HR:HertzprungRussel
IR:infravermelho
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IRAF:ImageReductionandAnalysisFacility
IRAS:InfraredAstronomicalSatellite
ISM:meiointerestelar
ISO:InfraredSpaceObservatory
LRS:espectro(IRAS)debaixaresoluo
LWS:LongWaveSpectrometer
MS:seqnciaprincipal
MSX:MidcourseSpaceExperiment
NOAO:NationalOpticalAstronomyObservatories
OPD:ObservatriodoPicodosDias
PAH:hidrocarbonetopolicclicoaromtico
PDS:PicodosDiasSurvey
PMS:prseqnciaprincipal
PPN:protonebulosaplanetria
PPN1:IRAS19386+0155
PSC:catlogodefontespuntuais
Sc:contribuiocircunstelar
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SED:distribuioespectraldeenergia
SFR:regiodeformaoestelar
SOLE:StarObviousLowlevelElongated
SWS:ShortWaveSpectrometer
TPAGB:thermalpulseAGB
TT:TTauri
UV:ultravioleta
VH88:vanderVeen&Habing(1988)
YSO:objetoestelarjovem
ZAMS:seqnciaprincipaldeidadezero
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Captulo1
Introduo
Aconfirmaodanaturezadeumdadoobjetopodeserumproblemabastantedelicado
emcertoscasos.Oscritriosdeclassificaopropostospelosdiversosautoresbaseiamse
nosdadosobservacionaisdisponveis,osquaiseventualmentesoescassosouincompletos.
Almdisso,certascaractersticasobservadassocomunsaoutrasclassesdeobjetosqueno
adeinteresse.Nestecaso,fazsenecessrioumexamemaisaprofundadodosobjetossob
estudo,jquenemsempreoresultadodeumanicatcnicadeobservaosuficiente.
EsteocasodaconfusorecorrenteentreasestrelasHerbigAe/Be(HAB),queso
objetosdemassaintermediriadaprseqnciaprincipal(PMS),easpsAGB,queso
estrelasqueseencontramnafaseapsoramoassintticodasgigantes(AGB).Emboraestas
duasclassesdeobjetosseencontrememestgiosevolutivoscompletamentedistintos,elas
compartilhamalgumascaractersticascomuns.Emambasencontraseumexcessodeemisso
na regio do infravermelho (IR) do espectro estelar, originado do material circunstelar
associadoacadaumdestesobjetos.Naturalmente,ahistriaeaestruturadestematerialso
distintasparacadaumadestasclasses.Noentanto,emambososcasosogseapoeiradestes
envoltriossoresponsveispeloprocessodereemissotrmicadaradiaoproduzidapela
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fontecentral,oquecausaaemissoextranoIR.
OsfluxosIRAS(InfraRedAstronomicalSatellite),medidosnasbandasdoIRmdioe
distante, constituem uma importante ferramenta para traar a presena deste excesso de
emisso.Devidoaestapropriedade,elessousualmenteutilizadoscomobasedoscritrios
deseleodeamostrastantodeHABs(e.g.Huetal.1991,Walker&Wolstencroft1988,
Oudmaijeretal.1992eBogaert1994)comotambmdepsAGBs(e.g.Kwoketal.1987,
Volk&Kwok1989,vanderVeenetal.1989,Manchadoetal.1989,Huetal.1993,Garca
Larioetal.1997evandeSteeneetal.2000).CombasenascoresIRAS(em12,25e60 m)
tpicasdeestrelasjovensdebaixamassa,comoasTTauri(TT),GregorioHetem,Lpinee
Sanzovo (1988) estabeleceram um critrio de seleo de candidatas a TT ainda no
identificadas.UmlongotrabalhoobservacionalfoirealizadonoObservatrioPicodosDias
(OPD),paraseobterespectrosnaregio650675nmdeformaaverificaranaturezade
cercade900fontesIRASdistribudasportodocuaustral.NoPicodosDiasSurvey(PDS)
foram descobertas cerca de 200 estrelas jovens que no haviam sido catalogadas
anteriormente,eoutrosinteressantesobjetosserendpitos(GregorioHetemetal.1992PDS
I,Torresetal.1995PDSII,Torres1999).
AlmderevelarmuitasnovasTT,oPDStambmdetectouumacentenadecandidatasa
HAB.TaiscandidatasforamassimclassificadasnoPDSporestaremassociadasaregiesde
formaoestelar,apresentaremalinhadeHememisso,possuremexcessoinfravermelho
semelhanteaodasTT,eseusdadosfotomtricosindicaremquesoestrelasquentes.Vieiraet
al.(2003)publicaramalistade108candidatasdoPDSqueapresentamcaractersticasde
estrelas HAB.Outroresultadosurpreendente foi a descoberta deobjetosquenosode
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naturezajovem.Entreeles,cercade20estrelasgigantesvermelhasricasemltio(Gregorio
Hetemetal.1993,Castilhoetal.2000)eumquasar(Torresetal.1997).Essasdeteces
mostramqueaseleodecandidatasapartirdascoresnoinfravermelhodistantepoderevelar
condiesfsicasdiferentesparaumamesmacaractersticadeemissodepoeira.Esseo
casodeHen31475,umadascandidatasHABdoPDS,identificadacomoprotonebulosa
planetria(Rodriguesetal.2003).Cercade1/3dascandidatasaHABdetectadaspeloPDS
apresentamindciosquepodemenquadrlasnomesmocasodeHen31475.Estefatonos
motivouaestudarestaamostraemparticular, buscandocompararsuaspropriedadescom
aquelas que caracterizam os objetos nas duas fases evolutivas nas quais eventualmente
poderiamseencontrar.
As prximas sees deste captulo pretendem estabeler as caractersticas terico
observacionaisassociadassclassesdeobjetosdeinteresse.NoCaptulo2serdadauma
breve introduo aos objetivos e resultados do PDS, sendo posteriormente descritos os
critriosadotadosparaaseleodenossaamostra.NoCaptulo3estudaremosaassociao
dos objetos da amostra com regies de formao estelar, como um possvel indcio de
juventude.Oquartocaptulotratardoestudodaamostracombasenosdadosobservacionais
disponveisnasvriasfaixasdecomprimentodeonda,atravsdaanlisedesuasdistribuies
espectraisdeenergia(SEDs)edediagramascorcor.Atenoespecialserdadacorreo
de extino aplicada s fotometrias na regio do visvel. O Captulo 5 descrever a
modelagemdosenvoltrioscircunstelarescalculadapelocdigoDUSTY(Ivezic&Elitzur
1997)detransfernciaradiativaeasuacomparaocomummodelocomposto(envoltrio+
disco)adotadoporGregorioHetem&Hetem(2002).Noscaptulos6e7desenvolveremosas
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discussesdosresultadoseasconclusesgerais,respectivamente.
Visando traar umparalelo entre as duas categorias de objetos de interesse para o
presentetrabalho,descrevemosaseguirosresultadosencontradosnaliteraturarelacionados
com o mesmo tipo de anlise que desenvolvemos em nosso estudo. Nesse contexto,
apresentamosdeformasumria,tantoparaasHABcomoparaaspsAGB:(i)definioda
categoria; (ii) identificaoatravs de diagramas de cores; (iii) classificaobaseada no
formatodaSED;e(iv)propostasdecenriosevolutivos.
1.1AsestrelasdotipoHerbigAe/Be
Osprocessosatravsdoquaisestrelaseplanetasseformamapartirdomeiointerestelar
umdosassuntosmaisintrigantesdaAstrofsicaatual.Ocrescentedesenvolvimentodas
tcnicasobservacionais,bemcomoorefinamentodosmodelostericos,vmenriquecendo
esteativodebateduranteasltimastrsdcadas.Adescobertadeexoplanetasatravsde
medidas cada vez mais acuradas vm levantando a questo da origem de tais sistemas
planetrios.
AdetecodeumexcessonoIRdistantenadistribuioespectraldeenergiadaestrela
Vega(Aumannetal.1984)edemuitasoutrasestrelasnormais,feitapelosatliteIRAS,
sugereapresenadepoeiraresidualaoredordestesobjetosdaseqnciaprincipal(MS).A
descoberta de umdisco gasoso em torno de Pictoris (Smith &Terrile 1984), o mais
conhecidomembrodaclassedeobjetostipoVega,foiaprovadadistribuiodiscoidaldeste
material residual, ao menos para algumas destas estrelas. Argumentase que estrelas
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semelhantesaVegasejampossivelmentelocaisondeestocorrendoaformaodesistemas
planetriossimilaresaonossosistemasolar(Waelkensetal.1994).
Desta forma, crescente o interesse na estrutura e a composio dos envoltrios
circunstelaresdeobjetosestelaresjovens(YSOs),sendoestesosmaisprovveisprecursores
dediscosprotoplanetrios.Emparticular,osindciosapontamqueestrelasdotipoVegasoo
resultadodaevoluodeestrelasdotipoHAB.
OprimeiroestudosistemticodestaclassedeobjetosfoifeitaporHerbigem1960,que
sugeriuqueelacorresponderiaaumgrupodeestrelasnaPMSdemassaintermediria,nasua
fase radiativa de contrao em direo seqncia principal. Logo estes objetos foram
reconhecidoscomoosanlogosdasestrelasdotipoTT,squeemumintervalodemassas
entre2e8M.OsprimeiroscritriosobservacionaispropostosparaaseleodasHABso:
tipo espectral A ou mais recente, presena de linhas de emisso, localizaoem regio
obscurecidaepresenadeumanebulosadereflexobrilhantenasuavizinhanaimediata.
Oprimeirocritrionecessrioparaaseleodointervalodemassas.Osegundoe
terceirovisamassegurarqueasestrelassejamdefatojovens.Oltimoeliminaapossibilidade
daobservaodeestrelassomenteprojetadasnadireodenuvensescuras.Estescritrios
levaramHerbigaumalistade26objetoscandidatosaestrelasdemassaintermedirianafase
PMS.AnaturezajovemdemuitosdestesobjetosfoiconfirmadamaistardeporStrometal.
(1972),queposicionarampartedalistapropostaporHerbignodiagramaHertzprungRussell
(HR)paraestimarasidadesquevariamentre0,1e1Myremassasquevode1,5a15M.
No entanto, Finkenzeller & Mundt (1984) argumentam que os critrios de seleo
propostosporHerbigsorestritivosdemaisemalgunscasos,levandorejeiodeobjetos
5
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quesomuitoprovavelmentedenaturezajovem.Malfaitetal.(1998)sugeremqueosdois
ltimos critrios propostos por Herbig sejam substitudos por um critrio envolvendo a
ocorrnciadeexcessonoIR,tendoemvistaqueestarepresentaumaevidnciadapresenade
material circunstelar. Eles propemquese houver este excesso, devehaver nebulosidade
associada, a qual poderia ser detectadaatravs de imageamentocommais alta resoluo
espacial.Umconjuntodecritrioscoerentecomestalinhaderaciocnioopropostopor
Waters&Waelkens(1998):(i)tipoespectralAouBcomlinhasdeemisso,(ii)presenade
excesso na regio do IR devido a poeira circunstelar quente e/ou fria e (iii) classe de
luminosidadedeIIIaV.
OcatlogoIRAS,bemcomooutrosmapeamentosbaseadosemobservaestomadasa
partirdosolo,tmsidoutilizadosparaselecionarvriaslistasdeobjetosdetipoespectralB,
AouFqueapresentamexcessodeemissonoIRcaractersticodeumenvoltriodepoeirae
portantosobonscandidatosaestrelasdotipoHAB.Muitosdestesobjetosnoentantonose
encontramnecessariamente em regies associadas a nebulosidade, mas simemposies
isoladas.Almdisso, comumqueatravsdestescritriosdeseleoasamostrassejam
contaminadas por objetos mais evoludos tais como as psAGB, caso sua classe de
luminosidadenosejaconhecidaoubemdeterminada.
UmdosprincipaiscritriosdeseleodecandidatasaHABapresenadaslinhasde
Balmer do hidrognio. Tambmso comuns linhas de CaII, OI, [OI], [NII], bemcomo
algumaslinhasmetlicasememisso.Finkenzeler&Mundt(1984)realizaramaprimeira
investigaosistemticadosperfisdalinhadeHdestegrupo,mostrandoqueamaioriadeles
se apresenta emduplopico, geradopela superposiodeumpicoememisso(s vezes
6
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deslocado)maisumacomponentedeabsoro(praticamentenodeslocada).Tambmso
encontradospicosnicosdeemisso,comapresenadoperfilPCygniouperfilPCygni
inverso.Emalgunscasos,estesperfisdelinhasoaltamentevariveis,naescaladetempode
dias(Grininetal.1994).
A estrutura circunstelar das HAB vemgeralmente sendo inferida atravs de meios
indiretos,pelamodelagemdesuasSEDs.OsexcessosIRdeseusespectrossoreproduzidos
supondose a presenadediscose/ouenvelopesaoredor doobjetocentral. Este tipode
abordagemser discutidomais profundamente noCaptulo5. O imageamentodireto a
maneiramaisconfiveldesedecidirquantoformadestesenvoltrios,evemsendoutilizado
pararestringirashiptesesadotadasnosmodelosdeinfernciaindiretaatravsdoformato
das SEDs. As medidas espectroscpicas tambm se mostram teis na determinao da
estruturacircunstelardasHAB,jqueosperfisdelinhaspodemsugerirascaractersticas
ambientaisdesuaproduo.
A composio qumica destes envoltrios possui uma tal riqueza que s pde ser
devidamente apreciada atravs dos resultados da missodo satlite ISO (InfraredSpace
ObservatoryKessleretal.1996).Eledisponibilizouespectrosdemdiaealtaresoluode
vriasHABemumafaixaespectral quecobredesdeoIRprximoem2,4 mat oIR
distanteem180 m,mostrandoentreoutrosresultadosqueaspropriedadesdapoeiraao
redor das HAB bastante distinta daquelas encontradas nomeio interestelar (ISM). Um
estudodeobservaesISOSWS(ShortWaveSpectrometer 2,4a45 m)e( LongWave
Spectrometer46a196,8 m)disponveisparaobjetosdenossaamostraserdesenvolvido
noCaptulo4.
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1.1.1ClassificaodeacordocomadistribuiodeenergiadasHerbigAe/Be
Hillenbrandetal.(1992)realizaramumestudobaseadonaanlisedasSEDsdeuma
amostrade47HABspreviamentecatalogadas.ArgumentasequeainclinaodasSEDsna
regiodoIRquesegueaumaleidepotnciadotipo F ~4/3compatvelcomapresena
de umdiscocircunstelar geometricamente fino e opticamente espesso. Aconstruodas
SEDsdesuaamostrabaseouseemfotometriasnovisvelUBVRI,noIRprximoemdio
JHKLMNQ,nosfluxosIRASem12,25,60e100 menofluxoem1,3mm.Almdisso,
dispunhase de medidas polarimtricas (no ptico) de 23 objetos. A distribuio destes
objetosnodiagramadecormagnitudeasolutapodeservisualizadanaFigura1.1:
Figura1.1:PosiodaamostradeHillenbrandetal.(1992)nodiagramadecormagnitudeabsoluta.Alinhacheiarepresentaaidadezerodeseqnciaprincipal(ZAMS)calculadaporMorton&Adams(1968)eporBalona&Feast(1975).
Aocorrnciadefontesabaixodaseqnciaprincipaldeidadezero(ZAMSlinha
cheia)podemserexplicadaporumagrandeextinototalnabandaValiadaaumapequena
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extinoseletivaem(BV)(e.g.,Campbelletal.1988)oupelofatodelasseremobservadas
atravsdeluzespalhada.interessantenotarcomoadistribuiodosobjetosaolongoda
ZAMS(ousuasproximidades)secorrelacionacomoexcessoIR,indicadopelosgruposde
HABqueserodescritosaseguir. H a tendnciadeobjetosdoGrupoIII apresentarem
maioresmassas,enquantoqueosdoGrupoIIparecemtermassasmenores(ousofremmaior
extino).
CombasenainclinaodaSED,Hillenbrandetal.propemadivisodaamostraem
trsgrupos:
GrupoI:Constituindo30objetosdaamostra,caracterizadoporumforteexcessonoIRque
segueaumaleidepotnciadotipo F ~4/3 apartirde ~2,2 m.Aemissonaregio
espectrallocalizadaentre1,2 me2,2 mencontraseaindaemexcesso,pormumpouco
abaixodestaleidepotncia.Finalmente,afaixadecomprimentosdeondamenoresdoque
1,2 mdominadapelaradiaofotosfrica.Doisexemplostpicosdestegruposoexibidos
na Figura 1.2.a. A inflexo obervada entre 1,2 me 2,2 m provavelmente devida
emissoprovenientedeumaregioopticamentefina,localizadaaalgunsraiosestelaresna
parteinternadodiscoopticamenteespesso.
GrupoII: Contendo11objetos, estegrupo caracterizadoporumexcessonoIRquese
apresentaachatadooucrescentenadireodosmaiorescomprimentosdeonda(Figura1.2.b).
Assimcomonogrupoanterior,temostambmnestegrupoapresenadeumainflexo
noIRprximo.Otipodeexcessoapresentadoporestesobjetospodeserexplicadoporuma
distribuiodepoeiraqueabranjaumnguloslidomaiordoqueointerceptadoporum
disco,comoporexemploumenvelopeesfricoopticamentefinoemequilbriotrmicocomo
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Figura1.2:SEDstpicasdosgruposdefinidosporHillenbrandetal.(1992).Ospontoscheiosrepresentamasobservaesterrestres,enquantoosvaziosrepresentamosfluxosIRAS.AlinhacheiarepresentaaSEDdeumaestrelapadroapropriadaparacadatipoespectral.AlinhapontilhadapresentenosexemplosdeSEDdoGrupoIrepresentamomelhorajustedomodelodediscoproposto(leidepotncia).
ofluxodaradiaoestelar.Outrofatorquefavoreceesta interpretao ofatodequea
polarizaolquidadestegrupo(P>5%)muitomaiordoqueadosoutrosgrupos(P
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distribuioestendida(e.g.,Jain,Bhatt&Sagar1990).
DestaformaoexcessoobservadonestegrupodevidocontribuiodeumdisconoIR
prximo mais um provvel envelope estendido no IR distante. Alm disso, observase
tambmqueeleapresentaostiposespectraismaistardioseasmenoresluminosidadesentre
todosostrsgrupos,oquesugerequeaescaladetempodeevoluo/dissipaodomeio
circunstelar(CSM)podesermaiorparaestrelasmenosmassivas.
GrupoIII:Comapenas6objetos,possuiomenorexcessonoIRdetodososgrupos.Duas
SEDstpicasdesteconjuntosomostradasnaFigura1.2.c.
OformatodesuasSEDssimilarqueleapresentadopelasestrelasBeclssicas,cujo
pequenoexcessonoIRfoisatisfatoriamentemodeladoporumaemissodotipolivrelivre
geradaouporumdiscogasosoestendidoouporumventoequatorialionizado(Waters,Cot
&Lamers1987).Outracaractersticadestegrupoapresenadosobjetosdetipoespectral
maisrecentedetodaaamostra.OsmodestosexcessosnoIRapresentadospelogrupoIII
sugerem que este no seja constitudo por estrelas PMS. Entretanto, sua proximidade a
nebulosas de reflexo indica umaassociao fsica dos objetos deste grupocomnuvens
escurasquemostramevidnciadeformaoestelarrecente.Destaforma,concluisequeeste
gruposetratadeumconjuntodeestrelasjovens,detipoBrecenteecomdisco,cujaescalade
tempoevolutivadoCSMpequenoquandocomparadoadosoutrosgrupos.
AsdiferenasentreosgrupossobemsumarizadasnaFigura1.3,queexibeodiagrama
doexcessodacor(V12 m)comofunodatemperaturaefetiva.
Ascoresintrnsecasforamdeterminadasapartirdeumaestrelapadrodetipoespectral
correspondente.VemosclaramentenestediagramaqueoexcessonoIRdosgruposIeIIso
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significantementemaioresdoqueoapresentadopelogrupoIII.Esteporsuavezocupaa
regiopovoadaporestrelasdotipoBeclssicas.Almdisso,tambmnotrioqueemmdia
oexessodogrupoIIdealgumasordensdemagnitudemaiordoqueaqueleobservadopara
oGrupoI.
Figura1.3:Excesso(V12 m)emfunodatemperaturaefetivadaamostraestudadaporHillenbrandetal. (1992).AsestrelasBeclssicasforamextradasdacompilaodeCot&Waters(1987).
Meeusetal.(2001)realizaramaanlisedosespectrosISOSWSdeumaamostrade14HAB
consideradasisoladas(i.e.,noassociadasaregiesdeformaoestelar).
Eles perceberam que a contribuio do contnuo da emisso IR exibida por estes
espectrospodeserreproduzidaporumalei depotnciaqueeventualmentepode ter uma
componenteextrarepresentadapelaemissodecorponegro(BB).EstaemissodeBB
compatvelcomumafaixadetemperaturasquevariaentre100e200Kaproximadamente.
Almdisso,ascaractersticasespectraisreferentesaosgrosdealgumasespciesmostraram
sepresentesemunseausentesemoutrosobjetosdaamostra.
Baseandosenestecomportamento,Meeusetal.(2001)classificaramosobjetosdesua
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amostranosseguintesgrupos:
GrupoI:objetoscujocontnuoreproduzidoporumaleidepotnciamaisacontribuiode
BB.
GrupoII:contnuobemrepesentadoapenasporumaleidepotncia.
Alm disso, definese o subgrupo a para representar a presena de caractersticas
espectraisdosgros,enquantobdenotasuaausncia.
ParaexplicaradiferenaentreasSEDs,Meeuset al. propemdoismodelosparaa
distribuiogeomtricadomaterialcircunstelar,adotandoasseguintescomponentes:
I:umaatmosferadiscoparcialmenteopticamentefina,comextensodecercade10AU,
provavelmenteresponsvelpelasemissesdesilicatoem10e18 m
II:umdiscogeometricamentefinoeopticamenteespesso,responsvelpelaemissocontnua
dotipoleidepotncia
III: uma camada de poeira geometricamente espessa e opticamente fina, que origina a
emissodeBBentre100e200K
Deacordocomestaproposio,aemissodotipoBBocorreapenasquandoaregioIII
alargadaosuficienteparaseracessadapelaradiaodoobjetocentral.
OfatodaamostraconsideradaporMeeusetal.contemplarapenasasHABisoladasfaz
comquenohajaumdeseusgruposquesejaequivalenteaqueleestudadopelopresente
trabalho.OsaltosexcessosIRencontradosemnossaamostra(aserdefinidanoCaptulo2)
somaiscompatveiscomoGrupoIdeHillenbrandetal.,pormcomnveismaiselevados
deexcessoemV12m.
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1.1.2Propostadecenrioevolutivo
Malfait et al. (1998) realizaramoestudodeumaamostrade45candidatas aHAB,
selecionadasapartirdecritriosbaseadosnotipoespectralenosexcessosencontradosnas
coresIRAS.Suaanliserevelaque33objetossorealmentetipoHAB,9estrelassodotipo
Vegae3sopossveisbinrias.
ElesreproduzemosexcessosnoIRdosobjetosdesuaamostraatravsdeummodelo
simples,quesupeapresenadepoeiraopticamentefina,propostoporWatersetal.(1988).
ParareproduziraSEDobservadaforamadotadosdoistiposdemodelo:umdelesconsidera
duascomponentes(umafriaeoutraquente)eooutroconsideraapenasumacomponentefria.
Malfaitetal.(1998)observamqueapresenadeumexcessodeemissonoIRqueapresenta
umacaractersticadeduplopicoexclusivadeestrelasPMS,nosendoobservadanocaso
daspsAGB(Bogaert1994).Almdisso,elesargumentamqueemsuaamostranoocorrea
presenadeobjetosmaisevoludosdotipopsAGB,pornohaverentresuascandidatas
estrelascomumndicedecor[UB]maiordoque1,75(baseadonosistemafotomtricode
sete cores de Geneva Golay (1973)). Segundo os autores, este valor um limite que
caracteriza umaproeminente descontinuidadede Balmernas SEDs, a qual tipicamente
observadanaspsAGB.
OsmodelosempregadosparaareproduodasSEDspropemumperfildedensidade
que obedece a uma lei de potncia do tipo (r)~r . No caso dos modelos de duas
componentes,oexpoentepossuiumvalormdioemtornode2paraaregiomaisinternae
1,25paraamaisexterna,oquesignificaqueosperfisdedensidademaisinternossomais
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inclinados.Osmodelosdecomponentenicaapresentamumvalorintermedirioentreos
valoresdeajustadosparaomodelodecomponentedupla.
Os resultados deduzidos a partir desta modelagem levaram Malfait et al. (1998)
proposiodeumcenrioevolutivo,quepodeserexpressoatravsdodiagramadecores[12
60]versus[H12]apresentadonaFigura1.4.
AscoressocalculadasapartirdamagnitudeKdocatlogo2MASS(TwoMicronAll
SkySurvey)eosfluxosIRASmedidosem12e60 m.AscoresIRASusadasnestetrabalho
soaquelasdefinidasnoIRASExplanatorySupplement.
Figura1.4:DistribuiodaamostradeMalfaitetal.(1998)nodiagramadecoresnoIRprximoeIRmdio.Alinhatracejadarepresentaapropostadecenrioevolutivoapresentadanaqueletrabalho.Osnmerosreferemseaobjetosespecficosdaamostra.
Aseqncia evolutiva proposta representada pela linha tracejada no diagrama da
Figura1.4.Aolongodestalinha,quandopercorridadadireitaparaaesquerda,temosqueos
objetos com maiores valores da cor [H12] so bem modelados por estruturas de duas
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componentes.Esteexcessosedesfazaolongodatrajetria, ocorrendoemumaescalade
tempomenordoqueoesvanecimentodacontribuiomaisfria(excessoem [1260]).Os
estgiosdestecenriosoesquematizadosnaFigura1.5.
Figura1.5:CenrioevolutivopropostoporMalfaitetal.(1998)baseadonoperfildasSEDs
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Neste cenrio, o objeto jovem evolui de um estado embebido, a partir do qual se
desenvolve uma estrutura de disco atravs de processos de acreso e conservao de
momentoangular.Nodecorrerdaevoluodoobjeto,humaeventualrupturadestaestrutura
dedisco,aqual osautoresespeculamserdevida formaoplanetria. Esperasequeo
planeta formadoemumaposio intermediria dodiscoproporcionea retiradadogse
poeiradasuavizinhanaimediata.Apartirdestafragmentao,omaterialcircunstelarpassa
aserconstitudoporduascomponentes,umamaisprximaaoobjetocentral(eportantomais
quente) e outra localizadana parte mais externa do sistema. Esta estrutura mltipla a
responsvelpelaemissoemduplopicoencontradanoexcessoIRdealgumasHAB,comono
exemplomostradonaFigura1.10.cparaaestrelaHD144432.Oaumentorpidoemtornode
[H12]~4nodiagramadecoressugerequeacomponentemaisquentesedesenvolvemais
rapidamentedoquearegiomaisexternaaodisco,dissipandoseportantoemumaescalade
tempomenor.
Aevoluomaisrpidasofridapelacomponentemaisinternadodiscopodeserdevidaa
umasucessodeeventossimilaresqueleformadordarupturaoriginaldodisco.Omaterial
exteriortambmseesvanececompassardotempo,squedeformamuitomaislenta.Seus
remanescentesacabamdandoorigemaosmodestosexcessosnoIRdistanteencontradonas
SEDsdeestrelasjovensdaMS,tambmconhecidascomoestrelasdotipoVega.
1.1.3ConsideraesfinaissobreasHerbigAe/Be
Os vrios cenrios apresentados pelos diversos autores em essncia se mostram
17
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extremamentesimilares.Aseparaoemgruposfeitaemgeralapartirdoformatoeda
importnciadoexcessoIRapresentadopelasSEDsobservadas.Todosestodeacordoquanto
apresenadeumdisco.Emboraageometriadacomponentemaisalargadasejaaindamotivo
dedebate,anecessidadedeumaestruturaqueabranjagrandesporesdenguloslidopara
explicaroformatodasSEDsobservadasevidenteparaamaioriadostrabalhosnaliteratura.
A evoluo destes ambientes de gs e poeira parece ser tambm semelhante. A
expectativageraldequeosobjetosembebidostenhamseusenvoltriosdissipadoscomo
tempo,possivelmentedandoorigemaossistemasplanetrios.Outraevidnciaapresentada
nestesentidoatendnciadecrescimentodosgrossugeridaatravsdoestudodosespectros
ISO,quetornaconcebveloprocessodeagregaodomaterialcircunstelarparaaposterior
formaoplanetria.
1.2AsestrelasnafasepsAGB
AspsAGBsoobjetosluminososdemassainicialbaixaouintermediria(entre0,8e
8M)emumestgioevolutivoavanado.Elasconcluramsuaevoluonoramoassinttico
dasgigantes(AssymptoticGiantBranchAGB)comumaperdademassaintensa(107104
M/ano)eevoluememumatrajetriadetemperaturacrescenteeluminosidadepraticamente
constante (Winckel 2003). Esta fase ocorre at o momento onde o objeto central
suficientementequenteapontodeionizarseuenvoltriodesprendido(T~3104K).Apartir
destasituao,temosumajovemnebulosaplanetria(PN).Estaevoluobemrepresentada
nodiagramaHRexibidonaFigura1.6,quemostraatrajetriaevolutivadeumaestrelade2
18
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M.
AspsAGBcobremumalargafaixadetemperaturasefetivas,compreendidaentreas
estrelasAGBextremas(e.g.estrelasOH/IRnovariveis,Habingetal.1987)eobjetoscomo
AFGL618,queestoprestes a ionizaromaterial circunstelar (Winckel 2003). Tambm
comum na literatura o uso dos nomes de prnebulosa planetria ou protonebulosa
planetria(PPN),quenaprticareferemseamesmaclassedeobjeto.AdenominaoPPN
especialmente utilizada para objetos observados com uma resoluo espacial mais
detalhada. No entanto, a denominao mais geral psAGB ser adotada em toda a
discussodopresentetrabalho.
Figura1.6:Trajetriaevolutivadeumaestrelade2M demetalicidadesolar(linhavermelha).Alinhaazulrepresentaaevoluodeumaestrelacomasmesmascaractersitcasquesofreumpulsotrmicofinalbastantetardio(evoluodotipo bornagain),deslocadade0,2nestaescaladetemperaturaede0,5nestaescaladeluminosidade.Osvaloresexpressosaoladodecadafaserepresentamologaritmodotempodesuaduraoaproximada(emanos).EstafiguraadaptadadoartigoderevisodeHerwig(2005).
19
-
EstafasedetransioentreasfasesAGBePNfoipormuitotemponegligenciadano
estudodaevoluodeumaestrelaisolada(Kwok1993).Adificuldadenaobservaodas
psAGBeradevidaaopoucoconhecimentodocunoIRdistante.Estasituaofoisuperada
com os resultados obtidos pelo satlite IRAS, lanado em 1983. Houve a deteco de
milharesdeobjetosnoIRdistanteeistoculminounocomeodabuscaporestaclassede
objeto.
TendoemvistaqueotermopsAGBamplamenteutilizadonaliteratura,esteo
momentoadequadoparadefinirmosespecificamenteestafaseevolutiva.Consideraremosps
AGBaetapaondeaestrelaseencontranoprocessodetransioentreasfasesdeAGBeNP.
Maisespecificamente,nointervalocompreendidoentreotrminodaintensaperdademassa
noAGBeomomentoondeaestrelasuficientementequenteparaemitirftonsenergticoso
suficiente para ionizar o envelope remanescente da fase de AGB (Kwok 1993). As
propriedadesobservacionaisesperadasdestascondiesdevemser:(i)evidnciaclaradeum
remanescentedoenvelopedafaseAGB,oqueimplicaaexistnciadeumexcessonoIRcom
tempertaura decor entre 150e 300Ke a presenade emissomolecular (COouOH)
exibindoumavelocidadedeexpansode5a30km/s,tpicadosventosdaAGB; (ii) deve
haver indcio de que o envelope circunstelar esteja desprendido da fotosfera e no seja
resultadodeumprocessodeperdademassaaindaemandamento;(iii)seaestrelacentralfor
suficientementebrilhantepararevelarseutipoespectral,estedeveriasesituarentreastiposB
e G, comclasse de luminosidade I; e (iv) ausncia de umavariabilidade fotomtrica de
grandeamplitudedevidapulsaodeumenvelopemassivodehidrognio(Menv >103M)
sobreoncleodegeneradodeCO.
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CercademilPNforamdetectadasnomapeamentodosatliteIRAS.Deacordocomos
modelosdeevoluodeSchnberner(1983),aestrelapermanecenafasedepsAGBdurante
o equivalente a aproximadamente 10% da vida de uma PN. Desta forma, esperase a
identificao de ~100 psAGBs a partir do catlogo de fontes puntuais (Point Source
CatalogPSC)geradopelamissoIRAS.Estaidentificaogeralmentefeitaoucombase
nabuscadeestrelascomascoresIRAStpicas,ouprocurandosepelascontrapartidaspticas
dasfontesIRASdebaixatemperaturadecor.Contudo,aanliseisoladadestescritrios
responsvelpelaseleodeoutrasclassesdeobjetos(e.g.YSOs),sendoportantonecessriaa
anlisedeindicativosadicionais.
AfasedepsAGBpossuiumaduraobastantecurta,quepodevariarentre103e104
anos.Porestemotivo,esperasequeaestrelanesteestgionos mantenhaalgumasdas
propriedadesdesuaprogenitora(estrelanafaseAGB)comotambmseassemelhe sua
descendente(PN)emmuitosaspectos.Destaforma,oconhecimentodascaractersticasdestes
estgiosevolutivosimediatamenteprximosfasedepsAGBtornaseextremamentetil.
Dada a importncia destas caractersticas no estudo comparativo realizado no presente
trabalho,revisaremosagoraalgumasdaspropriedadesdestasfases.
1.2.1Oramoassintticodasgigantes
AfaseAGBrepresentaapenasumafraomenordoque1%dotempodevidadeuma
estrela.Elaocorreapartirdomomentoemqueseiniciaaproduoenergticaemumadupla
camada interna a estrela (Engels 2005). Nesta etapa ela se apresenta comoumagigante
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vermelhafriadebrilhovariveldevidoinstabilidadedesuaestrutura.Haqueimadeuma
camada de hlio ao redor de um ncleo de carbono e oxignio (CO) com eltrons
degeneradoseumacamadamaisexternaondeocorreaqueimadehidrognio.Oobjetoento
passaporumafasedequeimaquiescente(aE(arly)AGB)queduraentre1e15106anos,e
emseguidaelesofrepulsaodeorigemtrmica(TPAGB)duranteumperododecercade
centenasdemilharesdeanos.Estespulsostrmicossodevidosagrandesperdasenergticas
geradasporumtipode flashdehlio,quepodeduraralgumascentenasdeanos.Aestrela
perde seu envoltrio devido a esta fase instvel pulsante, ondeondas de choqueque se
formamnafotosferaestelarfornecemenergiasuficienteparaqueogsseeleveatregies
frias o suficiente para ocorrer a formao de poeira. A presso de radiao tambm
importante neste mecanismo e os ventos formados por estes processos tendem a ser
esfericamentesimtricos.AfaseAGBencerrasequandopraticamentetodaacamadaexterna
aoncleodeCOdissipadaatravsdoprocessodeperdademassa.
Como resultado desta intensa perda de massa, as estrelas na fase AGB so
freqentementeobscurecidasporseusenvoltriosdepoeira.Amedidaqueoobjetoestelar
ascendenoramoassinttico,tantoastaxasdeperdademassacomoaprofundidadepticade
seusenvelopescircunstelaresaumentam.Aabsorodaradiaoestelaremitidanabanda
visveleposteriorreemissoenergticanoIRtornaaestrelamaisavermelhada,i.e.,comuma
temperaturadecormenor. Oefeitodaspulsaes radiaisaliado variaodaopacidade
fotosfricatornamobrilhodaestrelavarivel(Reid&Goldstone2002).Asvariveismais
notriasnestasituaosoasestrelasdotipoMiraeasOH/IRobscurecidas,emboraestrelas
de pulsao irregular ou semiirregular de baixa amplitude sejam mais freqentes. Os
22
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perodosdevariaovodecercade1anoparaasMiras,comamplitudemenordoque2,5
magnitudesnovisvel, at cincoanosnocasodasestrelasOH/IR,quepodeatingir uma
variaodealgumasmagnitudesnoIRprximo(Engelsetal.1983).
As AGBricas emoxignio (C/O< 1) podemser identificadas pelas caractersticas
espectraisem9,7e18m,produzidasporsilicatos.Abandaem9,7m(silicato)evoluide
umperfildeemissonasEAGB(e.g.variveisMiras)atumacaractersticadeabsoronas
AGBmaisevoludas(e.g.OH/IR),comosugereocomportamentodaamostraestudadapor
Sylvesteretal.(1999)naFigura1.7.
Figura1.7: Espectros ISOSWSeLWScombinadosdaamostradeSylvester et al. (1999)e deslocadosnaordenadadeacordocomsuaprofundidadepticaem10m.Esperasequeestasecorrelacionecomataxadeperdademassa,mostrandoportantoadependnciadoperfilexibidopelosilicatocomofunodesta.
Aevoluoespectraldosilicatodeemissoparaabsororeproduzidapormodelosde
transporteradiativoquelevamemconsideraoumataxacrescentedeperdademassaao
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longodafasedeAGB(Bedijn1987,Volk&Kwok1988).
Estrelas ricas emcarbono neste estgio evolutivo socaracterizadas por umabaixa
temperaturadecor(T~5001000K)epelapresenadabandadeemissoem11,3 m,
devidaaoSiC(Chan&Kwok1990).Estrelasdestetipobastanteevoludaspodemapresentar
umatemperaturadecordeat300K,exibindoumcontnuosemcaractersticasespectrais
provavelmentedevidoaografite,quenoapresentabandasdeemissonoIRmdio(Volket
al.1992).
MuitasestrelasAGBricasemoxignioexibemumperfildeemissodeduplopicodo
OHem1612MHzeem1665/1667MHz,oqueimplicaemumenvelopecircunstelarem
expanso. Tcnicas rdiointerferomtricas so usadas para a resoluo de alguns destes
envelopes, revelando por vezes uma geometria bipolar (Bowers 1990). No entanto, uma
simetriaesfricamaisfreqentementeassociadageometriadoenvoltriodaAGB.
OCO amolculamaisabundante(depoisdohidrognio)naatmosferadeestrelas
tardias,sendocomumaobservaodesualinharotacionaltantonasAGBricasemcarbono
comemoxignio(Knapetal. 1982). Perfis depicoduploindicamodesprendimentodo
envoltriomoleculardafotosfera(Olofssonetal.1988).Tambmsoobservadasemissesdo
tipomasercausadasporH2Oem22GHzeem43e86GHzatribudaaoSiO(Engels2005).
Afase deAGBtemseu fimquandooprocessodeperda de massa remove todoo
envelope ao redor do ncleo de CO. A transio entre a estrela OH/IR extremamente
embebidaparaestanovaconfiguraodeenvelopedesprendidoocorreemumaescalade
tempomuitorpida(decercade500anosparaomodelode3M deSteffenetal.1998),
sendoacompanhadapelamudanadoformatodaSEDdeumadistribuiodecomponente
24
-
fotosfricaembebidaparaumperfildepicoduplo,conformemostraaFigura1.8.Ataxade
perdademassatambmsofreumaquedanotvelnesteperodo,muitoemboraavelocidade
dosventosassociadosperdademassa(reveladapelaemissodoCO,porexemplo)aumente
atchegaravaloresdaordemde103km/s.
Figura1.8:Evoluodataxadeperdademassaedadistribuiodeenergia,respectivamente,paraumaestrelaAGBapsopulsotrmicofinal(Steffenetal.1998).SoexibidasasSEDsrelativasaosinstantesdetempoespecificadosnacurvaevolutivadaperdademassacomotempo.Aslinhastracejadasrepresentamosespectrosintrsecosdaestrelacentral,paracadaumadastemperaturasefetivasespecificadasnalegendadafigura.
1.2.2Afasedenebulosaplanetriajovem
DefineseumaPNjovemaquelaquepossuiumaaltadensidadenebularealtobrilho
superficial,oqueimplicaemumaidadedinmicacurta,daordemde103anos.Umajovem
PNtambmaindadevepreservaroenveloperemanescentedafasedeAGB,queemumafase
25
-
posteriortersuasmolculasdestrudaspelaradiaoultravioleta(UV)esuacomponentede
poeiradiludapeloprocessodeexpanso.
Comoafase depsAGB extremamentecurta, aPNaindaguardaconsigomuitas
caractersticasespectraisdasAGB.DadosIRASde90PNsforamanalizadosporPottaschet
al.(1984)eIyengar(1986).Eleschegaramconclusodequeatemperaturadecordestes
objetosdecrescecomoraioobservado.
ASEDdeumajovemPNpodeserseparadaemduascomponentes:umadepoeiraentre
10e100meoutragasosaquevai1a10m(Kwoketal.1986,Zhang&Kwok1991).A
Figura1.9mostraumexemplotpicodestecomportamento.
Figura1.9:SEDdeIC2448,umajovemPN.Alinhapontilhadarepresentaomodelodaemissocontnualigadolivreelivrelivre;a tracejadacorrespondeaemissolivrelivreextrapoladadasmedidasemrdio;acurvadescontnuadaesquerdarepresentaaemissofotosfricaeapontotracejadadadireitaconstituiaemissodoenvoltrioremanescentedafaseAGB.OsvriospontosrepresentamobservaesfeitasdosoloetomadaspelosatliteIRAS(Zhang&Kwok1991).
Acomponentedepoeira provavelmenteresquciodoenvelopeformadonafase de
26
-
AGB.AemissodaregioIRprximadoespectrotemorigemnaemissocontnualigado
livreelivrelivredanebulosaeapartevisvelrepresentaaradiaofotosfricadoobjeto
centralextremamentequente.
Embora se tenha mostrado que o resfriamento da componente de poeira pode
enfraquecer ascaractersticasespectrais noIRmdio, j queelessituamsenaregioda
quedaexponencialdafunodePlanckparaumatemperaturadaordemde100K(Kwok
1980),tantoabandaem9,7mdesilicatocomoem11,3mdeSiCforamdetectadaspelo
espectrmetrodebaixaresoluo(LRS)dosatliteIRAS(Zhang&Kwok1990,Volk&
Cohen1990).EstasdetecespermitemdeterminarmosseaestrelaAGBprogenitoraerarica
emoxignioouemcarbono.
Entretanto,existeumafamliadecaractersticasespectraisIRem3,3;6,2;7,7e11,3m,
noobservadasemestrelasdetipoespectraltardio.Essascaractersticassonormalmente
atribudasaosPAHs(Lger&Puget1984)esoparticularmenteproeminentesemjovensPN
ricas emcarbonocomestrelas centrais de tipoespectral WolfRayet tardio (WC12) com
grandeexcessonoIR.IstosedeveaofatodosPAHsserempreferencialmenteexcitadospor
radiaoUV.
HtambmapresenadamolculadeCOemalgumasPN,detectadapelaprimeiravez
najovemNGC7027(Mufsonetal1975).Aintensidadedestalinhaparticularmenteforte
emPNsassociadasaumagrandequantidadedepoeira, como ocasodasmais jovens.
Sugerese que a poeira blinda a molcula de CO e conseqentemente impede sua
fotodissociao.
AemissodoradicalOHemPNsfoicomprovadaporDavisetal.(1979)najovemPN
27
-
Vy22,aqualexibeacaractersticadesilicatoem9,7meportantoricaemoxignio.Em
contraste ao duploperfil de emisso normalmente observado nas estrelas da fase AGB,
apenasumacomponentedeslocadaparaoazulaparecenoespectrodasPNs.Acomponente
vermelha provavelmente absorvida pelo gs ionizado da nebulosa. Diversas outras
observaesanlogasforamefetuadas,noentantoonmerodedetecesdestetipodeobjeto
OHPNaindapermanecebaixo.
MapeamentosdealtaresoluodePNsmostramqueagrandemaioriaapresentauma
morfologiabipolar,comdoismximosdeemissoemsuaestrutura(Aaquist&Kwok1990,
1991). Modelos de deprojeo indicam que esta geometria resultado da formao de
envoltriosincompletos,devidaaosmecanismosdeinteraoentreosventosmaisapresena
deumventoassimtricodafaseAGB(Volk&Leahy1992).
1.2.3ClassificaodaspsAGBdeacordocomadistribuiodeenergia
UmaclassificaodeacordocomoformatodaSEDfoipropostaporvanderVeenetal.
(1989), queestudaramobjetos datransiodesdea faseAGBat oestgiodenebulosas
planetrias, mostrando como separamse os objetos de acordo com a massa da estrela
progenitora,arelaoC/Oeaatualtaxadeperdademassa.CombasenoformatodaSEDde
umaamostrade42fontesIRAS,candidatasapsAGB,elessugeriramumaseparaoem
quatroclasses:(I)espectroachatadoentre4e25 meumaquedamaisinclinadaparaos
comprimentos de ondamais curtos; (II) mximoem25 m eumaquedagradativa nos
comprimentosdeondamaiscurtos;(III)mximoaoredorde25 m,umaquedainclinada
28
-
noscomprimentosdeondamaiscurtoseumplateauentre1e4m;(IV)doispicos,umao
redorde2meoutroem25m.AFigura1.10mostraumrepresentantedecadacategoria.
Figura1.10:ObjetospertencentesscategoriasdePPNpropostasporvanderVeenetal.(1989):(a)ClasseI:IRAS19386+0155;(b)ClasseII:IRAS19067+0811,(c)ClasseIII:IRAS170475660.AdaptadodaFigura4devanderVeenetal.(1989).
29
-
OsmaioresexcessosdeemissoIRencontradosnasestrelasobservadasnascandidatas
HAB de nossa amostra so comparveis preferencialmente aos dos objetos Classe I, e
eventualmentealgunsdaClasseII,noocorrendoobjetoscomSEDssemelhantessdemais
categorias.DeacordocomdevanderVeenetal.,asfontescomespectrosdasclassesIeII
apresentamosncleosestelaresmaismassivos(Mc~0.75M),provavelmenteoriginadosdas
massivasprogenitoras(~4M).Astaxasdeperdademassasodaordemde105M/ano.A
maioria dos objetos da Classe I noapresenta umaclara caracterstica espectral deuma
estrelavisvel,pormIRAS19386+0155estassociadaaumaestrelademagnitudeV=11.2,
cujoespectrocaicomacentuadainclinaoentre0,3e0,5m.PelasemelhanaentreaSED
deste objeto e as estrelas de nossa amostra, optamospor adotar IRAS19386+0155como
representante da categoria de psAGB, na anlise comparativa realizada no presente
trabalho.AFigura1.11apresentaoresultadodoajustedaSEDdestaestrela,calculadapelo
modelodediscoadotadoporGregorioHetem&Hetem(2002),oqualser discutidoem
maiordetalhenoCaptulo5.
Figura1.11:SEDdafonteIRAS19386+0155, umapsAGB, representanteda Classe I proposta porvanderVeenetal.(1989).As curvas tericas foramcalculadas adotandose omodelo proposto porGregorioHetem&Hetem(2002),visandoumestudocomparativo com asestrelasdenossaamostra.
30
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1.2.4EstudodocenrioevolutivodaspsAGBnodiagramadecoresIRAS
Ascores IRASsouma ferramenta bastante til para se analisar estgios finais da
evoluoestelar, comoobservadopor van der Veen&Habing (1988 VH88daqui em
diante).Seusdiagramassoadequadosparaoestudodascaractersticasdoenvoltriodestas
estrelas,podendorevelarahistriadaperdademassadoobjeto,almdeserumindicativode
sua composioqumica. Estas informaes so fundamentais na determinaodo status
evolutivodoobjetodeinteresse.
OestudodeVH88mostraqueasestrelasricasemoxignioquepossuemumenvoltrio
formamumaseqncianodiagramadascores[12][25]x[25][60],definidaspor
[12][25]=2,5log(F12m/F25m)
[25][60]=2,5log(F25m/F60m)
Osautoresverificamqueestaseqnciarepresentaumalinhaevolutivadeestrelasno
ramoassinttico, quesosujeitasa taxascrescentesdeperdademassaao longodesua
histria.AtrajetriaevolutivanodiagramadecoresIRASpropostaporVH88representada
pela curvatracejadanaFigura1.12, a qual percorridadaesquerdaparaadireita pelos
objetosestelares.EstaevoluopartedaestrelasvariveisMiras,quesofremumprocessode
aumentonataxadaperdademassaevariabilidadeaolongodesuahistria,tornandoseuma
estreladotipoOHIR.Estacorrelaoobservadaentreataxadeperdademassaeavariao
no brilhoconfirmaa interpretaode queas ondasde choquedirigidas pelas pulsaes
radiais da fase de AGBso as responsveis pelo processo de ejeo das camadas mais
externasdaestrela.
31
-
Asregiesdelineadassobreestediagramasofrutodeumestudoestatsticodeuma
amostrade8864objetosselecionadosporVH88apartirdoPSCgeradopelamissoIRAS.
Elasrepresentamolocustpicodedeterminadascategoriasdeobjetosdefinidasnotrabalho.
Estasdefiniessobaseadastantonaposionodiagramadecoresdecadaobjeto,nos
espectrosdebaixaresoluoentre8e24mdocatlogoLRS(LowResolutionSpectra)eo
indicativodevariabilidadedadopeloPSC.Osestgiosfinaisrepresentadosnestediagrama
correspondemfasedePN,asquaisseencontramconcentradasnaRegioVdaFigura1.12.
Episdiosdedragagem(dredgeup)sosugeridoscomocausadoresdamudanadaqumica
Figura1.12:DiagramadascoresIRAS[12][25]x[25][60].Acurvatracejadarepresentaaseqnciaevolutivadosestrelasricasemoxignio,queocorredaesquerdaparaadireitadodiagrama.Alinhacheiamostraascoresassociadasaumcorponegro,paravriastemperaturas.Asregiesenumeradasrepresentamolocus tpicodecategoriasespecficasdeobjetos,especificadasnotexto.
dosenvoltrioscircunstelares.Estamudanatornaosenvoltriosricosemcarbono,causando
amigraodosobjetosparaaregioVI.Alocalizaodeobjetosnestaregioindicativada
32
-
coexistnciadematerialfrio(cor[25][60]elevada)edeumacomponentequente(baixos
valoresde[12][25]).Estaestruturasugerequeoprocessodeperdademassaocorridoseja
episdico,devidoaodaspulsaestrmicasdafaseAGB.Acomponentemaisfria
provavelmenteejetadaemumapocaanteriorqueladaformaodoenvoltriomaisquente.
1.3Identificaoatravsdascoresnoinfravermelho
O digrama de cores no IR mostrase a ferramenta ideal para o estudo de objetos
associadospresenadematerialcircunstelar.AfotometrianoIRprximopodeserutilizada
paraverificarmosseaprincipal fontedeemisso deorigemfotosfrica, nebulosa(i.e.,
gasosa) ou devido presena de umenvelopecircunstelar (GarcaLario et al. 1997). A
determinaodaorigemdestaemissonospermiteaidentificaodanaturezaeoestgio
evolutivo da fonte, j que cada objeto deve apresentar um fluxo caracterstico nos
comprimentosdeondaIR.Entretanto,emmuitoscasosaidentificaodeumdadoobjetono
possvelatravsdascoresnoIRexclusivamente.RegiescompactasdeHII,estrelasna
PMS,ncleosativosdegalxias(AGNs)epsAGBspossuemcoresIRbastantesimilares.
Nestecaso,fazsenecessriaaanliseconjuntadeoutrasfaixasespectraisouatmesmoo
usodecritriosadicionais.Esteproblemafacilmenteresolvido,porexemplo,paraocaso
dasestrelasOH/IR,asquaispodemsercaracterizadaspelapresenadaemissomaserdeOH
em1612MHz,comperfildeduplopico.NocasodasestrelasTT,temosaconfirmaode
sua natureza pela detecoda linha de absoro do LiI em6707. Porm infelizmente
assinaturascomoestasnosotoevidentesnasoutrasclassesdeobjetos.Aemissomaser
33
-
normalmentenomaisobservadanafasedepsAGBeasHABsoquentesdemaispara
quesejapossvelasobrevivnciadealgumafraodesuaabundnciaprimordialdeltioem
umaescaladetempoobservvel.
Apesardisto,aindaassimpodemosextrairinformaesvaliosasacercadanaturezados
objetos a partir da caracterstica de emissono IR. Para uma interpretaoadequadado
comportamentodestafaixaespectral,interessanterevisarmosalgumasdasprincipaisfontes
deemissonestaregio: (i) Emissotrmicadeumplasma,queconsistebasicamentedo
coninuoderecombinaoedeemissolivrelivredeumgscompostoporhidrognioe
hlioionizados;(ii)Emissotrmicadepoeira,originadatantopelapoeirafriapresentenos
envelopes circunstelares com temperaturas caractersticas abaixo de 300 K (IR mdio e
distante)comotambmpelapoeiraquente(T~1000KIRprximo)associadaouaum
episdio de perda de massa recente, no caso das psAGB, ou presena de umdisco
circunstelar, no caso de um YSO; (iii) Contnuo estelar, no caso de estrelas no to
obscurecidaspelapoeiracircunstelare (iv)Linhasdeemisso,geradasprincipalmentepela
recombinaodohidrognioehlio.Essaslinhaspodemserdominantesnaregioentre1e2
mparaenvoltriosionizados.OtripletodeHeIem1,083 mpodeserbrilhanteosuficiente
paraseraprincipalfontedeemissonabandaJ,mesmoestandonaextremidadedacurvade
transmisso deste filtro. Tambmcontribuemnesta banda as linhas de recombinao de
Paschendohidrognio,enquantoqueaslinhasdassriesdeBrackett,Pfundeemalguns
casosaemissomoleculardohidrognioafetamofluxoobservadonasbandasHeK.
AFigura1.13exibeasregiestpicasocupadaspelasdiversasclassesdeobjetosno
digramadecoresHKxJH,extradodotrabalhodeGarcaLarioetal.(1997).
34
-
Cercade2/3dasPNedaamostraestocontidasnanebulabox,definidaporWhitelock
(1985), indicadaemdestaquenaRegioVmostradanaFigura1.13. AsPNe tambmse
encontramemumaregiobemseparadadaquelaposiodeestrelasdeMSegigantes.A
dispersodestaclassedeobjetocomrelaobandaJnodeveserdevidaaocorrnciade
diferentestemperaturasdeplasma,jqueistoproduziriaapenaspequenosdeslocamentosdos
objetosnodiagrama.Whitelock(1985)mostraqueestadispersoprovavelmentedevida
presena do tripleto de HeI em1,083 m, especialmente intenso nas PNs da classe de
excitaointermediria.GarcaLarioetal.(1997)atribuemalocalizaodealgumasPNsna
RegioI,tpicadasestrelasdaMSegigantes,contaminaoporestrelasdecampooupor
umapossvelcompanheirabinria.
Figura1.13:DiagramadecoresnoIRprximodaamostradeGarcaLario et al. (1997),semcorreodeextino.AlinhacheianaregioIindicaaposiocorrespondenteMSeestrelasgigantes.Areaemdestaquecontida na regio V referente nebula box, definida por Whitelock (1985). O vetor representa odeslocamentoqueumaextinode10magnitudescausarianaposiodeumobjeto.
35
-
Asestrelas de psMSestoespalhadas por quase todoo diagrama. Emparticular,
aquelas que ocupam a Regio II apresentam emisso maser em OH e no possuem
contrapartidanoptico.Estassocaractersticascompatveiscomestrelasvariveisdotipo
OH/IR,queportantoprovavelmentepovoamestaregio.JnasregiesIIIeIV,asestrelas
maisevoludassosujeitasaumaforteextinocicunstelaregeralmentenosovariveis.A
emissomaserocorreapenasnaRegioIII.Suasdiferentesposiespodemsercausadaspela
presenadepoeiraquente,queinfluenciaespecialmenteofluxodetectadopelabandaK.
Estas caractersticas indicam que as estrelas que ocupam esta regio se encontram
provavelmenteemumestgiorecentedafasedepsAGB,constituindoaclassedeestrelas
OH/IRnovariveis.ARegioIcaracterizaumaemissodotipoestelar,compatvelcomas
psAGBemestgiosmaisavanados,comaconseqentedissipaodeseusenvoltrios.
Nelaocorreumapequenavariabilidadeirregulareaemissomasernoobservada.
Entre os YSOs, encontramse desde os objetos mais severamente obscurecidos at
aquelesondesodetectadasestrelasbrilhantesnoptico,compoucoounenhumexcessono
IR.AsfontessujeitasaumaaltaextinosoprovavelmenteregiesdeHIIcompactase
objetosdo tipoHerbigHaro, aindaembebidosnanuvemmolecularnas quaiseles foram
originados.EstesobjetospovoamespecialmenteaRegioIII,muitoemboraalgunsocupema
RegioIIprximalinhadetemperaturasdecordeBB,quevariaentre800e1500K.Jos
objetosvisveisnoscomprimentosdeondapticosconstituemasHABseTTdaamostra.
ElesocupampreferencialmenteaRegioIV,emboraaindaassimhcasosnasregiesIeII.
OsdiscoscircunstelaressoosmaisprovveisresponsveispeloexcessoobservadonoIR
destasfontes(Hillenbrandetal.1992).Asgalxiaspresentesnodiagramadecoressoem
36
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sua maioria classificadas como galxias Seyferts brilhantes. Elas em geral ocupam a
intersecoentre as regies I e IV, confundindose comas outras classes de objetos. O
excesso observado no IR originadonas regies ao redor do ncleo galctico, que so
provavelmenteassociadosaumaforteatividadedeformaoestelar(Sanderset al. 1988,
Caricoetal.1990).Assim,asgalxiasqueocupamaRegioIVpossuemprovavelmenteum
ncleocomsurtodeformaoestelar,enquantoqueaquelasqueseencontramnaRegioI
devemcorresponderaumaatividadenuclearmoderada.
PodemosconcluirapartirdaanlisedascoresnoIRprximoqueaanlisedestafaixa
doespectrono suficienteparaaidentificaodosobjetosnamaioriadoscasos.Desta
forma, necessrio levar em considerao outros critrios de classificao, para serem
combinadoscomainformaocontidanodiagramadascoresnoIRprximo.
OdiagramadascoresIRASforneceinformaoadicionalemoutrafaixaespectral,no
IRdistante.AFigura1.14exibeestediagrama,comasregiestpicasdevriasclassesde
objetossugeridaspordiversosautores,sobrepostasamostradeGarcaLarioetal.(1997).
ARegio(a)associadasvariveisMirasbrilhantes(Herman1988);(b)svariveis
OH/IR(Svagnaman1989);(c)sestrelasTTeHAB(Harrisetal.1988);(d)aosAGNs(de
Grijpetal.1987)e(e)sregiesdeHIIcompactas(Antonopoulos&Pottasch1987).Acurva
exponencialpresentenodiagramarepresentaatrajetriaevolutivasofridaporumobjetocom
taxacrescentedeperdademassa,calculadaporBedijn(1987).
Podemos observar neste diagrama que apesar da sobreposio do locus tpico das
diversasclassesdeobjeto,aindaassimhregiesondeaidentificaopossvel.Almdisso,
aamostradeGarcaLarioetal.(1997)semostroucompatvelcomadistribuioesperada
37
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paraosalvosdenaturezaconhecidadesuaamostra,confirmandoavalidadedestecritriode
classificao.
Figura1.14:DiagramadascoresIRASdaamostradeGarcaLarioetal.(1997).Sobrepostasestoasregiestpicasdecadaclassedeobjeto,propostaspordiversosautores(descritasnotexto).AlinhacheiarepresentaacurvacalculadaporBedijn(1987)associadaaumaevoluocomtaxadeperdademassacrescente.
38
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Captulo2
OPicodosDiasSurvey
CombasenasmedidasdefluxosIRASem12,25e60 mdeestrelasTTauri(TT)
associadasanuvensmolecularesdoComplexodeChamaeleon,GregorioHetem,Sanzovoe
Lpine(1988)sugeriramqueasTTocupamumaregiobemdefinidanodiagramacorcor
avaliado em tais bandas. Uma longa campanha observacional, realizada no OPD
(MCT/LNA), emItajub, MGvisando a obtenode espectros de mdia resoluopara
verificara presenadas linhasH (ememisso)e Li I (emabsoro), queconfirmama
naturezajovemdascandidatas.FoiassimestabelecidooprojetodenominadoPicodosDias
Survey (PDS), uma pesquisa que revelou vrios objetos PMS que no haviam sido
prviamenteidentificados,ouseja,novasestrelasTTeestrelasHAB.
OsprimeirosresultadosforampublicadosnaformadeumcatlogoporGregorioHetem
etal.(1992)eTorresetal.(1995).Finalmente,C.A.Torres(1999)apresentouemsuatesede
doutoradoocatlogocompletodoPDS,descrevendoemdetalhesoprojeto,oqualseraqui
apresentadoapenasdeformaresumida.
39
-
2.1Objetivos
Apartir do IRAS PSC foram selecionadas candidatas a novas estrelas do tipo TT
(estrelasdebaixamassanafasePMS).Ocritriobsicodeseleoutilizadofoiabuscapelos
objetoscontidosdentrodeumaregioespecficadodiagramadecoresIRAS,determinada
pelos intervalos de fluxos 0.95
-
2.2.Metodologia
OsespectrosforamobtidoscomoespectrgrafoCoudeotelescpiode1,6mdoOPD.
Foiutilizadaaredede600l/mm,queproporcionaumaresoluodecercade0,7naregio
dovermelho(~6600),cobrindoaregiode6500a6740.
Medidas fotomtricas foram obtidas nas bandas no sistema JohnsonCousins
(UBV(RI)c)usandoofotmetrorpido(FOTRAP)descritoporJablonskietal.(1994).
Para cadacontrapartida ptica das fontes IRASselecionadas de acordocomos critrios
acima descritos, foram obtidos trs espectros em diferentes datas, buscando verificar a
ocorrncia de variabilidade nas linhas espectrais. Notese que muitas das fontes IRAS
apresentaramduasoumaiscontrapartidaspticas,oquepossibilitouadescobertadevrios
sistemasmltiplos.
2.3ResultadosobtidospeloPDS
Oresultadodestabuscaemprincpiodirecionadaaobjetosjovensdebaixamassafoi
bastanteheterogneoedesta formasurpreendente. Foigeradoumcatlogocontendo886
objetos, dentre os quais esto: 200 estrelas jovens ainda no catalogadas anteriormente
(GregorioHetemetal.1992;Torresetal.1995;Torres1999);108candidatasaestrelasdo
tipoHerbigAe/Be(Vieiraetal.2003);20gigantesvermelhasricasemltio(GregorioHetem
etal.1993,Castilhoetal.2003);eumquasar(Torresetal.1997).
41
-
Estesresultadosevidenciamaheterogeneidadedostiposdeobjetosdetectadosapartir
doscritriosdeseleoadotadospelamissodoPDS.ComovimosnoCaptulo1,issose
devesemelhananoexcessoIRobservadotantoemobjetosjovenscomonosobjetosmais
evoludos.Estefatopropiciouporexemploadescobertaserendpitadegigantesricasemltio.
DelaRezaetal.(1997)argumentamquetodasasgigantesKnormaissetornamricasemltio
porumcurtoperododetempo(deat105anos),devidoaummecanismodemisturaabrupto
queenriqueceumacamadacircunstelar,aqualejetadadevidoaumeventodeperdade
massaepisdico.Esteprocessosimilaraoocorridoparaaconversodecamadasricasem
oxignioparacamadasricasemcarbono(delaRezaetal.1996).
2.4Adetecodeestrelasjovensdemassaintermediria
Porapresentaremumaestrutura circunstelar semelhante s TT, candidatas a estrelas
HABtambmforamselecionadasdeacordocomocritriodascoresIRAS.Osintervalos
adotadosparaasrazesdefluxosIRAS,deacordocomasugestodeWeintraub(1990),
foram:1,3512,0e1.8521,5definidospor:
1=3,14log(F25m/F12m)1
2=3,14log(F60m/F25m)1
Comomencionadoacima,essesintervalossoumpoucomaisabrangentesqueaqueles
sugeridosporGregorioHetem,Sanzovo,&Lpine(1988)comolocus preferencialdasTT,
permitindoqueobjetoscommaisvariadascaractersticascircunstelaresouformatodaSED,
42
-
emespecialasHABs,tambmfossemrevelados.ComoserdiscutidonaSeo2.6,parteda
amostradeestrelasjovensdemassaintermediriaobservadasnoPDSapresentaSEDscom
inclinaesextremas(espectrocrescentenaregiodoIRdistante),maissemelhanteaobjetos
evoludos,comoaspsAGB,doqueaestrelasPMS,tornandoessegrupoespecialmente
interessanteparaopresentetrabalho.
Vieiraetal.(2003)apresentaramaidentificaodas108HABsdetectadospeloPDS.
Cercade30%dessaamostrajhaviasidoprviamenteidentificadacomoPMSnotrabalho
realizadoporThetal.(1994),noqualforamestudados287objetos,entreHABeestrelas
relacionadas.ATabela1docatlogodeThetal.apresentaumacentenadeestrelasdetipo
AeouBequeatoinciodosanos90eramreconhecidascomoverdadeirasHABs,bemcomo
potenciaiscandidatas.Outrosobjetos,classificadoscomoestrelascomlinhasdeemissoe
excesso infravermelho, ou estrelas com emisso extrema, foram apresentados em listas
separadasnoreferidocatlogo.
Guimaresetal.(2006)estudaramaacresocircunstelardeumaamostrade15HABs
doPDS,determinandoparmetrosestelares,metalicidadeevelocidadederotaoatravsde
espectroscopiadealtaresoluoeclculodeespectrossintticos.Evidnciasdeacreso
foram encontradas para quatro objetos de sua amostra, com base no deslocamento das
componentesdelinhasdeabsoro.
2.5Henize31475
Rodriguesetal.(2003)realizaramumestudopolarimtricodePDS465(Henize31475),
43
-
uma das canditatas a HAB que apresentava forte excesso farIR, como indicado pela
inclinaodaSEDmuitomaisproeminentenasbandasIRASquenaregioespectraldo
visvel.UmadasevidnciasdesetratardeobjetoevoludofoiapresentadaporRieiraetal.
(1995)querealizaramespectroscopiaeimageamentopticosrevelandoaltaabundnciade
nitrognio,umadascaractersticastpicasdePNdotipoI.
Osresultadosobservacionaisobtidosapartirdapolarimetriapticaedafotometriano
IRprximoobtidosporRodriguesetal.(2003)confirmaramanaturezaPPNdeHenize3
1475.Combasenaaltapolarizaointrnseca,provavelmentedevidaaumdiscocircunstelar
pticamenteespesso,enamodelizaodoenvoltrio,calculadapelomtododeMonteCarlo,
foiverificadaumaleidepotnciacomndice3paraadistribuiodetamanhosdegros.
Inspirados pelo fato de que outras HABs do PDS podemapresentar caractersticas
semelhantesaHenize31475,tornandoaspotenciaiscandidatasaobjetosmaisevoludos,
realizamosumestudodetalhadodeumaamostraselecionadadeacordocomoformatoda
SED,conformeoscritriosdescritosnaSeo2.6aseguir.
2.6Classificaosegundoadistribuioespectraldeenergia
Sartori et al. (2003) propuseramumesquemadeclassificaodas HABa partir da
anlisedaSEDdoobjeto. Ele baseadonovalor do ndiceespectral e na fraoda
contribuiodoenvoltriocircunstelarsobreoespectrototalemitidopelacandidata. Este
ndicedefinidoporTorres(1999)expressopor=0,75log(F12m/FV)1.
44
-
Aestimativadafraodacontribuiocircunstelarfeitaatravsdeummodeloque
propeumaestruturacompostaporobjetocentralenvolvidoporumdiscofinooticamente
espessoeumenvelopeesfricodepoeira(GregorioHetem&Hetem2002).Reproduzsea
SED observada considerandose diferentes leis de temperatura para as componentes
individuaisdosistema.Apartirdestemodelo,podesecalcularaporcentagemdaemissodo
envoltrioSccomrelaoemissototal.Destaforma,definiramseasseguintesclasses:
Grupo1:>1,indicandoqueaemissonoIRmdiomaiorqueaemissonovisvel.A
contribuiocircunstelarScmaiordoque70%.
Grupo2:10,indicativodequeaemissonoIRmdiomenosimportantequea
observadanoptico.Afraodesuacontribuiocircunstelarestemumintervaloentre
10%e70%.
Grupo3:
-
Figura2.1:SEDsdosobjetosRCrA,HD144432ePictoris,tpicasdosGrupos1,2e3,respectivamente.EstaseparaoemgruposdefinidaporSartorietal.(2003).Ascurvastericasforamcalculadasapartirdeummodelodeduplacomponentecircunstelar,descritonoCaptulo5.
46
-
2.7Critriosdeseleodenossaamostra
Foramselecionados27objetos entre ascandidatas a HABpertencentesaoGrupo1
descritoanteriormente.AsSEDsdestesobjetosapresentainclinaescrescentesparamaiores
comprimentos deonda, havendoummximodeemissono infravermelhodistante. Esta
caractersticaindicaafortecontribuionaemissodevidaaoenvoltriocircunstelar.Alista
dosobjetosselecionadosparaesteestudopodeservisualizadanaTabela2.1,ondepodemos
encontrar as identificaes destes objetos dadas pelo PDS, IRASe a identificao mais
comumnaliteratura,bemcomosuasposies,dadasemcoordenadasequatoriais(J2000).Os
outrosdadosdisponveisparaasestrelasdaamostrapodemserencontradosnoCaptulo4.
Tabela2.1:ObjetosdoPDSselecionadoscomocandidatosapsAGB.
47
PDS IRAS identificao R.A. DEC.18 05513-1024 ... 05 53 42,5 -10 24 0127 07173-1733 V* DW Cma 07 19 35,94 -17 39 18,737 10082-5647 GSC 08607-01509 10 10 00,33 -57 02 07,467 13491-6318 Hen 3-938 13 52 42,9 -63 32 48141 12496-7650 V* DK Cha 12 53 17,22 -77 07 10,6168 04278+2253 GSC 01829-00331 04 30 50,05 +23 00 06,2174 05044-0325 NSV 1832 05 06 55,5 -03 21 13193 05357-0650 GSC 04779-00040 05 38 09,23 -06 49 15,9198 05365-0718 V* V599 Ori 05 38 58,64 -07 16 45,7204 05471+2351 EM* MWC 778 05 50 13,5 +23 52 17207 06040+2958 GSC 01876-00892 06 07 16,1 +29 58 01216 06210+1432 CAP 0621+14 06 23 56,16 +14 30 27,6257 07394-1953 ... 07 41 41,2 -20 00 14290 09245-5228 GSC 08584-02884 09 26 11,8 -52 42 18353 12196-6300 ESO 95-7 12 22 23,28 -63 17 16,7371 13445-3624 ... 13 47 31,7 -36 39 52394 15310-6149 ... 15 35 17,0 -61 59 05406 16017-3936 GSC 07855-00815 16 05 03,93 -39 45 03,2431 16513-4316 ... 16 54 57,7 -43 21 39465 17423-1755 Hen 3-1475 17 45 14,16 -17 56 46,6477 17575-1647 ... 18 00 29,3 -16 47 23518 18250-0351 V* NZ Ser 18 27 39,6 -03 49 52520 18275+0040 GS 00446-00153 18 30 06,9 +00 42 34530 18391+0805 ... 18 41 34,8 +08 08 22543 18454+0250 ... 18 48 00,4 +02 54 13551 18528+0400 ... 18 55 21,5 +04 04 29581 19343+2926 BD +29 3662 19 36 18,41 +29 32 52,4
-
Captulo3
Associaocomnuvensmoleculares
Aassociaodeumdadoobjetocomregiesdeformaoestelarpodeserumindicativo
deumanaturezajovem.Asnuvensmolecularessobemconhecidosberriosestelares,
ondeacreditasequeumprocessodecolapsogravitacional,desencadeadoporumaeventual
perturbaodosistema,sejaresponsvelpelosurgimentodenovasestrelas.Destaforma,o
estudo desta possvel associao desempenha um papel importante na identificao da
naturezadosobjetosdenossaamostra.
Umaanliseinteressanteconsistenacomparaodadistribuioespacialdasestrelas
sobinvestigaoeadistribuiodenuvensescurasdaGalxia.Paratanto,fezseumabusca
noscatlogosdeLynds(1962)edeFeitzinger&Stwe(1984)dasnuvensmaioresemais
prximassestrelasdaamostra.OcatlogodeLyndsumacompilaodasnuvensescuras,
registradas nas placas fotogrficas no vermelho e no azul, obtidas do Atlas Celeste do
ObservatrioPalomar,cobrindoumaregioentre0e240o emlongitudesgalcticas.J o
trabalhodeFeitzinger&StwebaseiasenoestudodecamposcontidosnoAtlasCelesteESO
(B) e SRCJ, abrangendo a regio complementar entre 240o e 360o. Ambos fornecema
posiocentraldasnuvens,suasreasemgrausquadradoscalculadascomoauxliodeum
49
-
planmetroeumaestimativadesuasopacidades,feitaatravsdeinspeovisual.
ATabela3.1exibeosdadosobtidosapartirdapesquisanestescatlogos.Acoluna1
lista a identificao do PDS de nossas candidatas; as colunas 2 e 3 representam as
coordenadasgalcticasdestascandidatas; aquartacolunaexibea identificaodanuvem
maisprximadorespectivoobjetodenossaamostra,ondealetraLindicaquandoesta
entradafoiextradadocatlogodeLynds(1962);ascolunas5e6especificamaposio
central destas nuvens; a stima coluna informa a rea da respectiva nuvem, em graus
quadrados;aoitavacolunamostraadistnciaentreoobjetodenossaamostraeocentroda
nuvemmaisprximaeacoluna9representaumaestimativadadistnciaentreoobjetoPDSe
abordadanuvem.Adistnciaentreoobjetoeocentrodanuvemcalculadaatravsda
expresso
D=[(lobjlnuv)2+(bobjbnuv)2]1/2
ondel representaalongitudegalcticae balatitude.Aestimativadadistnciadaestrela
bordadanuvemdadapord=D(rea)1/2.Apartirdestadefiniopodemosinterpretarque
valoresnegativosindicamqueoobjetoseencontradentrodanuvem.Oserrosassociadoss
posiesemcoordenadasgalcticasdenossosobjetospossuemumlimitesuperiorde30.
A distribuio galctica das estrelas da amostra e as posies centrais das nuvens
listadasnaTabela3.1podemservisualizadasnaFigura3.1.Podemosperceberatravsdesua
inspeoqueobjetoscomaltalatitudegalcticanoseencontramnecessariamentedistantes
decomplexosdenuvensmoleculares,comoocasodePDS174,PDS193ePDS198.Alguns
autoresargumentamqueumagrandedistnciaaoplanogalctico(|b|>10o)umindicativo
deumanaturezamaisevoluda, caractersticadeumapopulaoestelarmaisvelha(e.g.,
50
-
Parthasarathyetal.2000,Oudmaijer1996,Waelkensetal.1998).Estaafirmaodeveser
cautelosa, tendo em vista que a distribuio das nuvens na Galxia no se restringe
necessariamenteaumaregiomuitoprximaaoplano.
Tabela3.1:PosiesgalcticasdosobjetosdenossaamostraedasnuvensmaisprximasextradasdoscatlogosdeLynds(1962)edeFeitzinger&Stwe(1984).Astrsltimascolunasreferemserespectivamentereadanuvem(dadaemgrausquadrados),distnciaobjetocentrodanuveme distnciaobjetobordadanuvem(dadasemgraus).
A distncia do objeto borda da nuvem mais prxima representa uma medida
quantitativa da possvel associaoda estrela coma nuvemescura. claro queexiste a
possibilidadedaocorrnciadeumefeitodeprojeo,ondeaestrelaeanuvempossuem
diferentesprofundidadesnocu.Noentanto,aquelesobjetosquenoseencontramsequer
angularmentecontidosnasregiesocupadaspelanuvem,oumesmoprximosaela,muito
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PDS nuvem rea D d18 215,83 -17,55 L1648 214,43 -17,46 1,85 1,4 0,7227 231,75 -2,03 2 236,61 -2,44 0,47 4,9 4,1937 282,27 -0,79 134 281,55 -0,81 1,02 0,7 0,2267 309,68 -1,48 256 309,61 -1,85 0,42 0,4 0,05
141 303,01 -14,23 223 303,47 -14,74 0,24 0,7 0,44168 174,76 -17,2 L1536 174,96 -16,59 1,5 0,6 0,02174 203,48 -24,78 L1616 203,42 -25,05 0,02 0,3 0,21193 210,62 -19,51 L1641 210,64 -19,83 6,27 0,3 -0,94198 211,18 -19,51 L1641 210,64 -19,83 6,27 0,6 -0,63204 184,86 -1,77 L1560 183,72 4,58 2,3 6,4 5,69207 181,47 4,58 L1557 181,23 4,21 1,04 0,4 -0,07216 196,91 0,62 L1600 198,95 1,18 0,4 2,1 1,8257 236,32 1,4 2 236,61 -2,44 0,47 3,8 3,51290 274,63 -1,5 114 274,56 0,13 0,14 1,6 1,45353 299,61 -0,6 194 299,75 -1,35 0,32 0,8 0,48371 315,19 24,89 274 315,09 4,28 0,83 20,6 20,16394 320,93 -4,98 298 321,61 -4,3 0,43 1 0,63406 338,5 9,45 348 338,95 9,5 0,44 0,5 0,12431 342,33 0,16 372 344,05 -0,42 0,15 1,8 1,62465 9,34 5,84 475 6,44 2,12 0,22 4,7 4,48477 12,15 3,33 L320 12,26 3,69 1,42 0,4 -0,21518 26,81 3,54 L511 26,62 4,28 0,81 0,8 0,32520 31,07 5,17 L578 31 4,99 0,01 0,2 0,15530 39,06 5,91 L637 39,01 6,17 0,03 0,3 -0,09543 35,07 2,18 L621 35,23 2,56 45 0,4 -2,94551 36,91 1,15 L628 36,67 0,21 2 1 0,26581 64,07 4,31 L811 63,78 3,41 0,25 0,9 0,69
lobj bobj lnuv lnuv
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Figura3.1:Distribuiogalcticadasestrelasdaamostraedaposiocentraldasnuvensescurasmaisprximasaestasestrelas.
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provavelmentenoestoassociadosaestaestrutura.
TodaestaanlisebaseiaseemreaseposiesestimadasdocatlogosdeLyndsede
Feitzinger&Stwe,constituindoportantoapenasumaabordagempreliminar.Paraumestudo
mais detalhado, devemos levar em considerao a geometria irregular apresentada pelas
nuvens,aqualemgeralpossuiumaestruturafilamentar.Adeterminaodasdistnciass
bordasdanuvensspodemnosrevelarordensdegrandeza,jqueoformatodetalhadoda
nuvemnofoilevadoemconsideraonestaestimativapreliminar.
Umaalternaltiva para levarmosemconta a posioespecfica decada objetoneste
estudodeassociaocomSFRsautilizaodeummodelodeextinogalctica,comopor
exemploopropostoporAmres&Lpine(2005).Noentanto,pelofatodenodispormosde
medidasdedistnciaconfiveisparanossosobjetos,decidimosestudararealextensodas
estruturasinterestelaresatravsdomapadaextinogalcticaproduzidoporDobashietal.
(2005).Estesautoressoresponsveispelaconstruodeumatlaseumcatlogodenuvens
escuras,apartirdabasededadosnopticodo DigitizedSkySurvey I (DSS).Atravsda
anlisede1043placascontidasnoDSS,elesproduziramummapaemAv(extinovisual)
quecobre toda a regiogalctica, no intervalodefinidopor |b| 40o. Estemapapossui
versesemresoluesde6'e18',quepodemserencontradasnapginahttp://darkclouds.u
gakugei.ac.jp/astronomer/astronomer.html em formato .fits. Entre outros resultados, este
trabalhoregistrou2448nuvensescurase2841clumpsnelascontidos.
Apartirdaversodemaisaltaresoluodestemapagalctico,obtivemosovalorda
extinonaposiodecadaobjetodaamostra.Almdisso,tambmcalculamosodesvio
padrodosvalorescontidosemumquadradode1o x1o,centradonaposiodaestrelada
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amostra, comauxlio da tarefa imstat do pacote IRAF (ImageReductionandAnalysis
Facility disponibilizadopor NationalOpticalAstronomyObservatories (NOAO)).Desta
forma,podemosterumaidiadecomosecomportaavariaodovalordaextinonas
vizinhanasdecadaobjeto.Ovalordaextinonaposiogalcticadoobjetorepresenta
umamedidaquantitativadasuaassociaocomasnuvensescuras,sendoportantobastante
tilparanossaanlise.EstesvaloressoapresentadosnaTabela3.2.AFigura3.2.aexibea
distribuiogalcticadenossosobjetosnestemapaemAv,sobreoqualestosobrepostosos
contornosdemesmaextinoemAv=0,5mageAv=3mag.NaFigura3.2.bpodemos
visualizarcomummaiorgraudedetalhamentoaregiocentraldaGalxia,ondepodemos
observar uma certa concentrao de nossos objetos. No Captulo 4 faremos um estudo
comparativo entre as extines obtidas do trabalho de Dobashi et al. (2005) e aquelas
estimadasapartirdoexcessodecornopticoobservadoparacadaobjeto.
OestudoemAvpermiteaanlisedainflunciadasnuvensescurasnaregiodoptico,
ondeaextinocircunstelarpodedesempenharumpapeldominante.Afimdeestudarmos
umacaractersticamais intrnsecaaoISM,tambmdesenvolvemosumestudoanlogoao
anterior,squecombasenaregioespectraldoIRdistante.Paratanto,analizamosimagens
obtidaspelosatliteIRASem100m.Elaspossuemumaextensoangularde12,5ox12,5o,
comumaresoluoespacialde0,025graus/pixel.Estasimagensrevelamespecialmenteas
propriedadesdaemissodevidaaocirrusinterestelar,sofrendopoucainflunciacausadapela
emissodosenvoltrioscircuntelares.Pararelizarmosumestudoquantitativoapartirdestas
imagens,calculamosacontagemmdiaeodesviopadroderegiesquadradasde1ox1o.
Estasregiesforamescolhidasdeformaqueevitasseacontaminaocausadapelapresena
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Figura3.2:MapadeextinoproduzidoporDobashietal.(2005).Em(a)exibidoomapacompletoeem(b)temosrepresentadaemdetalhearegiocentraldaGalxia,ondehumamaiorconcentraodenossosobjetos.Sosobrepostosaosmapascontornosem0,5mage3mag,bemcomoasposiesdosobjetosdaamostra.
defontespuntuaiseaomesmotempoquenosedistaciassemmaisdoque1odoobjetode
interesse. OsvaloresobtidospodemserencontradosnaTabela3.2. Nesta tabela tambm
podese encontrar alguns resultados do trabalho de Vieira et al. (2003), no qual foram
calculadas as distncias fotomtricas para as estrelas da amostra supondo que elas se
encontremnaMS,oquerepresentaumaboaaproximaoparaocasodasHAB.Almdisso,
elesproduziramumacompilaodaspossveisregiesdeformaoestelar(SFR)squaisos
objetosprovavelmenteencontramseassociados,bemcomodesuasdistncias,disponveisna
literatura.Asrefernciaspodemserencontradascomdetalheemseutrabalho.Asimagens
IRAS em 100 m podem ser visualizadas no Apndice A. Sobre elas, foram traados
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isocontornosdefluxoem15e60MJy/sreasposiesdosobjetosdaamostra.
Os objetos PDS465e PDS581nopossuemestimativa de distncia ou sugestode
associaocomqualque