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Universidade de S˜ao Paulo
Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciˆencias Atmosf´ericas
Departamento de Astronomia
Thiago Matheus
Sele¸c˜ao de Candidatos a Sistemas
Planet´arios Jovens
S˜ao Paulo
2010
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Thiago Matheus
Sele¸c˜ao de Candidatos a Sistemas
Planet´arios Jovens
Disserta¸c˜ao apresentada ao Departamento de Astronomia
do Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciˆencias Atmosf´ericas
da Universidade de S˜ao Paulo como parte dos requisitos
para a obten¸c˜ao do t´ıtulo de Mestre em Ciˆencias.
´
Area de Concentra¸c˜ao: Astronomia
Orientador: Prof. Dr. Eduardo Janot Pacheco
S˜ao Paulo
2010
`
A minha fam´ılia
Agradecimentos
`
A minha fam´ılia por todo suporte e ajuda nas horas dif´ıceis em toda minha carreira
acadˆemica;
`
A minha futura mulher Cl´audia pelo apoio e compreens˜ao nas horas dif´ıceis;
Ao meu orientador Eduardo Janot Pacheco pela assistˆencia acadˆemica desde os tempos
de inicia¸c˜ao cient´ıfica at´e hoje;
Ao pesquisador Carlos Albe rto Torres pela paciˆencia ao transmitir o conhecimento
pr´evio necess´ario no in´ıcio do projeto, e pela colabora¸c˜ao com a base de dados de ste
trabalho;
Ao Profess or Roberto Costa pela ajuda em momentos importantes na an´alise dos dados,
conselhos nas horas dif´ıcies, boas prozas que tivemos ao longo do curso, pelo excelente curso
de observacional, e principalmente pela amizade;
`
A Professora Silvia Rossi pelo ´otimo curso de estelar e, principalmente, por ter sido
minha primeira orientadora e que me inseriu na pes quisa acadˆemica no come¸co da inicia¸c˜ao
cient´ıfica;
Aos Professores Marcos Diaz, Antonio M´ario Magalh˜aes, Laerte Sodr´e Jr, Gast˜ao B.
Lima Neto, e Ronaldo E. de Souza pelos excelentes cursos que tive no primeiro ano do
mestrado.
`
As professoras Thais E.P. Idiart, Cl´audia Mendes de Olive ira, e Sandra dos Anjos pela
oportunidade ao me escolherem como monitor PAE de suas disciplinas, fornecendo um
aprendizado ´ımpar na metodologia de ensino e na intera¸c˜ao da rela¸c˜ao professor-aluno.
Aos colegas: Oscar Cavichia e Vinicius Placco pela elabora¸c˜ao e implementa¸c˜ao da
classe iagtese que facilitou, e muito, a reda¸c˜ao deste trabalho. Aos colegas de sala Douglas
Barros e Felipe Oliveira pela divertida convivˆencia.
Ao colega Mairan Teodoro pela oportunidade que me foi dada quando me inseriu no
grupo de atendimento ao p´ublico, e aos demais colegas desse grupo pelos divertid´ıssimos e
proveitosos atendimentos que fizemos.
Ao amigo Tiago Ricci pelas divertidas tira¸c˜oes de sarros m´utuas que fizemos ao longo
dos camp eonatos futebol´ısticos. Posso dizer que nesse quesito eu me sai um pouco mel-
hor.....
Aos t´ecnicos e colegas: Ulisses Castelo, Marco dos Santos, Luiz Ricardo, e Jorge Raf-
faelli pelas assitˆencias e manunten¸c˜ao dos computadores, equipamentos do atendimento e
c´upula, sem os quais o atendimento ao p´ublico n˜ao teria funcionado direito.
`
A FAPESP, pelo apoio financeiro, sob o projeto n
o
: 07/56851-8;
Ao IAG e toda sua comunidade pelo excelente suporte, estrutura e aux´ılio sem os quais
esse projeto de mestrado nunca sairia.
Esta disserta¸c˜ao foi escrita em L
A
T
E
X com a classe IAGTESE, para teses e disserta¸c˜oes do IAG.
“Amai para entendˆe-las!
Pois s´o quem ama pode ter ouvido
Capaz de ouvir e de entender as estrelas”
Olavo Bilac
“A Astronomia ´e ´util porque nos eleva acima de n´os mesmos; ´e ´util porque ´e grande, ´e
´util porque ´e bela; isso ´e o que se precisa dizer.
´
E ela que nos mostra o quanto o homem
´e pequeno no corpo e o quanto ´e grande no esp´ırito, j´a que nesta imensid˜ao
resplandecente, onde seu corpo n˜ao passa de um ponto obscuro, sua inteligˆencia pode
abarcar inteira, e dela fluir a silenciosa harmonia. Atingimos assim a consciˆencia de
nossa for¸ca, e isso ´e uma coisa pela qual jamais pagar´ıamos caro demais, porque essa
consciˆencia nos torna mais fortes.”
Henri Poincar´e
Resumo
Os modelos atuais sobre forma¸c˜ao planet´aria indicam que os planetas gasosos gigantes
formam-se em escalas de tempo de ∼ 10 Manos, inferiores `a dos pequenos, rochosos, de
∼ 30 Manos (Zuckerman e Song, 2004b). Um teste simples desses modelos de forma¸c˜ao
seria procurar planetas em torno de estrelas jovens de v´arias idades: nos sistemas mais
jovens n˜ao dever-se-ia detectar objetos tel´uricos, que s´o apareceriam em torno de estrelas
relativamente mais velhas. Os sat´elites CoRoT e Kepler, que se encontram em pleno regime
de observa¸c˜oes, vˆem descobrindo exoplanetas pelo m´etodo dos trˆansitos, sendo capaz de
detectar corpos de dime ns˜oes terrestres. O objetivo deste trabalho, ´e selecionar sistemas
planet´arios jovens de v´arias idades para serem observados pelo dois sat´elites, a fim de testar
as escalas de tempo de forma¸c˜ao de planetas rochosos e gasosos.
Para atingir esse objetivo foi necess´ario entender como a idade pode ser estimada
para um grupo de estrelas (aglomerado aberto ou associa¸c˜ao), utilizando-se, por exemplo,
dados sobre abundˆancias qu´ımicas do l´ıtio dos objetos. Isso ´e poss´ıvel devido `a facilidade
do l´ıtio em ser destru´ıdo na fase pr´e-sequencia principal, a temperaturas superiores 2,5
10
6
K. Um levantamento amostral da abundˆancia do l´ıtio em fun¸c˜ao da temperatura, para
estrelas pertecentes a um grupo, gera um padr˜ao de deple¸c˜ao do l´ıtio, que permite gerar
um modelo (da Silva et al., 2009) qualitativo para se obter idades de associa¸c˜oes estelares.
Para que o prop´osito deste trabalho fosse alcan¸cado, foram utilizados os bancos de
dados de objetos jovens existentes em associa¸c˜oes com idades bem determinadas de Torres
et al. (2008), e o cat´alogo DAML de Dias et al. 2002 de aglomerados abertos. A sele¸c˜ao dos
dados para cada sat´elite produziu resultados bem diferentes. Para o CoRoT, a an´alise do
banco de dados de associa¸c˜oes retornou resultados com uma associa¸c˜ao no centro gal´actico e
outra de ∼ 70 Manos no anti-centro; por outro lado, no campo do Kepler, n˜ao se encontrou
objetos jovens que possibilitassem atender os objetivos deste trabalho.
Na an´alise do cat´alogo DAML de aglomerados abe rtos, surgiram muitos candidatos-
alvo para observa¸c˜oes. Para o CoRoT, foi poss´ıvel concluir que os aglomerados NGC
2244 de 7,87 Manos, NGC 2264 de 8,99 Manos, Collinder 107 de 10 Manos, Collinder
96 de 10,74 M anos, e NG C 2302 de 12,02 Manos contˆem alvos onde deve-se encontrar
somente planetas gigantes gasosos em est´agio inicial e/ou final de forma¸c˜ao, de acordo
com o cap´ıtulo 1. Os aglomerados relativamente mais velhos, onde devem-se encontrar
planetas rochosos e gasosos s˜ao: NGC 6755 de 52,36 Manos, Basel 1 de 78,16 Manos, NGC
6694 de 85,31 Manos, NGC 2186 de 54,70 Manos, NGC 2422 de 72,61 Manos e Bochum 3
de 77,62 Manos. Portanto a etapa de sele¸c˜ao de alvos a serem observados pelo CoRoT foi
feita, e com isso, os eventuais resultados observacionais servir˜ao de teste para as escalas de
tempo de forma¸c˜ao planet´aria propostos nos modelos correntes (Zuckerman e Song, 2004b).
Para o Kepler, n˜ao foi encontrado nenhum membro de aglomerado jovem observ´avel em
seu campo de visibilidade e seu intervalo de magnitudes.
Abstract
Current models of planetary formation suggest that the giant gaseous planets are
formed in time scales of ∼ 10 Myr, less than the rocky ones, in time scales of ∼ 30
Myr (Zuckerman e Song, 2004b). A simple test of these models of formation it would look
for planets around young stars of various ages: in younger systems it should not detect
terrestrial objects, which only appear around stars relatively older. CoRoT and Kepler
satellites, which are at full system of observations, have been discovering exoplanets by
the method of transits, being able to detect Earth-size bodies. The goal of this work is
to select young planetary systems of various ages to be observed by the two satellites, in
order to test the time scales of formation of rocky and gaseous planets.
To achieve this goal it was necessary to understand how age can be estimated for a group
of stars (open cluster or association), using, for example, data on chemical abundances of
lithium objects. This is possible because of the ease of lithium to be destroyed in the
pre-main sequence, at temperatures above 2,5 10
6
K. A sample survey of the abundance
of lithium as a function of temperature for stars belonging to a group, generates a lithium
depletion pattern, which creates a qualitatively model (da Silva et al., 2009) to obtain ages
of star associations.
For the purpose of this study was reached, the databases of objects in youth associations
with well-determined ages from Torres et al. (2008) was used, as well, the catalog DAML
from Dias et al. 2002 of open clusters. The selection of data for each satellite has produced
quite different results. For CoRoT, the analysis of the database of associations returned
results with a association in the galactic center and another with ∼ 70 Myr in the anti-
Galactic center, on the other hand, in the field of Kepler did not find young objects that
would enable meet the goals of this work..
In the analysis of DAML catalog of open clusters have emerged many candidates tar-
geted for observations. For the CoRoT was concluded that the clusters NGC 2244 of 7,87
Myr, NGC 2264 of 8,99 Myr, Collinder 107 of 10 Myr, Collinder 96 of 10,74 Myr, and
NGC 2302 of 12,02 Myr contain targets where should be found only gas giant planets in
the early stage and/or end of formation, in accordance with Chapter 1. The relatively
older clusters, where they must be found rocky and gaseous planets are: NGC 6755 of
52,36 Myr, Basel 1 of 78,16 Myr, NGC 6694 of 85,31 Myr, NGC 2186 of 54,70 Myr, NGC
2422 of 72,61 Myr e Bochum 3 de 77,62 Myr. Therefore the step of selecting targets to
be observed by the CoRoT was made, and thus, any observational results serve as a test
for the timescales of planet formation proposed in the current models (Zuckerman e Song,
2004b). For Kepler, it did not find any member of young cluster observed in its field of
vision and its range of magnitudes.
Lista de Figuras
1.1 Trajet´orias evolutivas te´oricas de colapsos gravitacionais para nuvens de
0,05; 0,1; 0,5; 1; 2; e 10 M
que passam pela fase protoestelar (linhas
s´olidas). As linhas tracejadas mostram os tempos desde o instante do in´ıcio
do colapso. As linhas fracas e pontilhadas s˜ao trajet´orias evolutivas de
pr´e-sequˆencia principal para estrelas de 0,1; 0,5; 1; e 2 M
. Adaptado de
Wuchterl e Tscharnuter (2003). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
1.2 Trajet´orias evolutivas cl´assicas pr´e-sequˆencia principal computadas para es-
trelas de v´arias massas com composi¸c˜oes qu´ımicas X = 0, 68, y = 0, 30,
Z = 0, 02. A dire¸c˜ao de evolu¸c˜ao de cada trajet´oria ´e geralmente de baixas
para altas temperaturas efetivas (direita para esquerda). A massa de cada
modelo ´e indicada junto `a trajet´oria evolutiva. Os quadrados cheios em
cada trajet´oria indicam o come¸co da queima de deut´erio nesses c´alculos. A
linha tracejada representa o ponto em cada em trajet´oria onde a convec¸c˜ao
do envelope ´e interrompida e ele se torna puramente radiativo. Por outro
lado, a linha pontilhada marca o in´ıcio da convec¸c˜ao no n´ucleo da estrela.
Figura adaptada de Bernasconi e Maeder (1996). . . . . . . . . . . . . . . 34
1.3 A fun¸c˜ao de massa inicial, ξ, mostra o n´umero de estrelas por unidade de
´area do disco da Via L´actea por unidade de intervalo de logaritmo de massa,
que ´e produzido por diferentes intervalos de massa. Os pontos individuais
representam dados observacionais e a linha s´olida ´e uma estimativa te´orica.
As massas est˜ao em unidades de M
. Adaptado de Rana (1987). . . . . . . 39
1.4 Posi¸c˜oes de estrelas T Tauri no diagrama HR. O tamanho dos c´ırculos ´e pro-
porcional a v sin i. As estrelas com forte emiss˜ao s˜ao indicadas por c´ırculos
cheios (estrelas T Tauri cl´assicas (CTTS)). Enquanto que os c´ırculos vazios
representam estrelas com fraca emiss˜ao (estrelas T Tauri fracas (WTTS)).
As trajet´orias evolutivas pr´e-sequˆencia principal tamb´em s˜ao mostradas.
Adaptado de Bertout (1989). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
1.5 (a) Uma linha espectral que exibe um p e rfil P Cygni ´e caracterizada por
um grande pico de emiss˜ao com uma sobreposi¸c˜ao de uma absor¸c˜ao em
blueshift. (b) O perfil P Cygni ´e produzido por uma camada de massa em
expans˜ao ao redor da estrela. O pico de emiss˜ao ´e devido ao movimento
do material para fora da estrela, perp e ndicular `a linha de visada, enquanto
que a absor¸c˜ao em “blueshift” ´e causado por material que se aproxima do
observador, interceptando os f´otons oriundos da estrela central. Adaptado
de Carrol e Ostlie (2007). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
1.6 Larguras equivalentes da linha do Li I λ6707,76 como fun¸c˜ao de B − V .
Idades dos aglomerados: NGC 2264 (< 5 Manos); IC 2602 (∼ 30 Manos);
Pleiades (∼ 100 Manos). Para as estrelas de tipo espectral ∼ M3 do grupo
em movimento de β Pic, a escala de tempo de queima do l´ıtio ´e menor que
12 Manos. Adaptado de Zuckerman e Song (2004b) . . . . . . . . . . . . . 46
1.7 Associa¸c˜oes estelares jovens do Hemisf´erio Sul indicadas com seus respec-
tivos movimentos pr´oprios. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
2.1 Um evento raro, o trˆansito de Vˆenus foi observado novamente ap´os 122 anos,
em 8 de Junho de 2004. Esta imagem foi obtida atrav´es de um filtro H
α
.
Al´em do disco de Vˆenus, tamb´em pode-se observar v´arias proeminˆencias e
a granula¸c˜ao solar. (NASA). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
2.2 Resultado de um trˆansito identificado pelo sat´elite CoRoT que mostra a
curva de luz observada da estrela CoRoT-1 com o decr´escimo causado pelo
planeta CoRoT-1b que tem aproximadamente 50% do tamanho de J´upiter.
Essa foi a primeira confirma¸c˜ao de um exoplaneta descoberto pelo sat´elite. 54
2.3 Esquema da ´orbita polar do telesc´opio espacial CoRoT. A cada 6 meses ´e
necess´ario realizar uma manobra de atitude para que o Sol n˜ao encubra a
cˆamera do telesc´opio. (CNES). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62
2.4 Esquema caracterizado da ´orbita polar do telesc´opio espacial CoRoT mostrando
os dois modos de observa¸c˜ao: ver˜ao (summer) e inverno (winter). Aqui
tamb´em est´a mostrado os pontos onde a manobra de atitude ocorre. (CNES).
63
2.5 Cone de observa¸c˜ao de 10
o
de raio do CoRoT onde o campo de vis˜ao de 2,8
o
x 2,8
o
pode percorrer em cada per´ıodo de observa¸c˜ao (CNES). . . . . . . . 63
2.6 Campos de observa¸c˜oes do CoRoT: regi˜oes compreendidas pelos c´ırculos azul
e vermelho correspondem `as observa¸c˜oes do ver˜ao e inverno, respectivamente
(CNES). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
2.7 Detalhes do campo de observa¸c˜ao de inverno do CoRoT, pr´oximo a regi˜ao
de Monoceros. (CNES). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
2.8 Detalhes do campo de observa¸c˜ao do ver˜ao do CoRoT, pr´oximo `a regi˜ao de
Serpens. (CNES). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
2.9 Imagem do c´eu mostrando o campo de vis˜ao observado pelo fotˆometro do
Kepler. Note que a regi˜ao observada est´a entre as contela¸c˜oes de Cygnus
(Cisne) e Lyra (Lira). (NASA). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
2.10 Esquema da ´orbita heliocˆentrica do sat´elite Kepler. Os intervalos em azul
indicam os movimetos trimestrais que o sat´elite ´e obrigado ´e realizar para
que os pain´eis solares sempre fiquem voltados para o Sol, e tamb´em para que
o fotˆometro seja sempre protegido, pelo protetor do telesc´opio, da radia¸c˜ao
solar . (NASA). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
2.11 Campo de vis˜ao do Kepler mostrado em detalhes. O centro est´a em α =
19h22m40s e δ = +44
o
30’00”. Os quadrados mostram o campo de vis˜ao para
cada um dos 21 m´odulos de CCD’s. Cada m´odulo de 5 graus quadrados ´e
composto por dois CCD’s. Note que os espa¸cos entre os m´odulos est˜ao
alinhados de modo que metade das 15 estrelas mais brilhantes que V = 6
do campo de vis˜ao caiam neles. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
3.1 Compara¸c˜ao entre as LDPs de associa¸c˜oes jovens e abundˆancias de l´ıtio
para aglomerados jovens de Sestito e Randich (2005). Acima: Aglomerado
IC 2602 e IC 2391. No meio: α Per e NGC 2451. Abaixo: As Pleiades. Para
cada painel as LDP obtidas por da Silva et al. (2009) tˆem idades pr´oximas
ao aglomerado e ´e mostrado como a linha mais espessa. . . . . . . . . . . . 75
3.2 Compara¸c˜ao dos ajustes polinomais das LDPs obtidas por da Silva et al.
(2009). Esquerda: Ajustes polinomiais para cada associa¸c˜ao estudada con-
forme os s´ımbolos: Cha (linha s´olida e triˆangulos cheios); TW Hydrae
(linha tracejada e c´ırculos cheios); β Pictoris (linha pontilhada e diamantes);
Tucana-Horologium (linha tracejada e triˆangulos virados para baixo); Ca-
rina (linha s´olida e triˆangulos virados para direita); Argus (linha tracejada e
pontilhada com pent´agonos); e , AB Doradus (linha tracejada e hex´agonos).
Direita: Zoom na regi˜ao mais fria que T
eff
= 4800 K onde uma separa¸c˜ao
entre as LDP ´e mais evidente. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77
3.3 Magnitude absoluta na banda K versus o ´ındice de cor V − K de estre-
las de sequˆencia principal e pr´e-sequˆencia principal. Todas as estrelas tem
suas distˆancias medidas pelo sat´elite Hipparcos. As is´ocronas foram obtidas
atrav´es de modelos de evolu¸c˜ao de metalicidade solar (Song et al., 2003) e
est˜ao graficadas no intervalo de 10 a 100 milh˜oes de anos. . . . . . . . . . . 79
3.4 Raz˜ao da luminosidade em raios-X em func˜ao da bolom´etrica como fun¸c˜ao
do ´ındice de cor B − V . Estrelas jovens do tipo espectral K e M frequente-
mente aparecem saturadas com atividade de raios-X (L
x
/L
bol
∼ 10
−3
).
(Zuckerman e Song, 2004b) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81
3.5 Distribui¸c˜ao de larguras equivalentes de H
α
de estrelas jovens (Song et al.,
2004) e de estrelas de sequencia principal (Panagi e Mathioudakis, 1993). . 81
3.6 Diagrama HR para estrelas do tipo A presentes no Yale Bright Star Cat-
alog reproduzido de Jura et al. (1998) com os aglomerados estelares mais
pr´oximos plotados. As linhas indicam idades em comum para os aglomera-
dos das Hyades/Preasepe (600 Manos) e para αPer/IC 2391 (50-90 Manos).
Os asteriscos indicam estrelas com idades entre 4 e 20 Manos. . . . . . . . 83
3.7 Energia total emitida por part´ıculas de poeira em torno de estrelas em
fun¸c˜ao de suas idades. O Sol e estrelas do tipo Vega est˜ao graficadas
como c´ırculos que representam aglomerados pr´oximos, incluindo α Per, as
Plˆeiades, Ursa Maior, Coma Berenices, e Hyades (Spangler et al., 2001). O
valor de τ do Sol ´e baseado na poeira zodiacal at´e uma distˆancia de 5 UA,
e n˜ao inclui a contribui¸c˜ao do cintur˜ao de Kuiper. A regress˜ao linear repre-
sentada pela linha tem um inclina¸c˜ao de −1, 75. Adaptado de Zuckerman
(2001) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
5.1 Proje¸c˜oes polares celestes para os hemisf´erios norte (esquerda) e sul (dire-
ita). A regi˜ao delimitada em linhas vermelhas correspondem `as janelas de
observa¸c˜ao norte e sul do CoRoT, direita e esqueda respectivamente. . . . 92
5.2 Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio norte com a regi˜ao delimitada em
linhas verdes correspondentes `a janela de observa¸c˜ao do K epler. . . . . . . 93
5.3 Proje¸c˜oes polares celeste para os hemisf´erios norte (direita) e sul (esquerda)
das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da asso cia¸c˜ao AB Doradus de ∼ 70 milh˜oes
de anos. A regi˜ao delimitada pelas linhas vermelhas corresp ondem ao olhos
do CoRoT. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93
5.4 Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio sul das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16
da associa¸c˜ao Argus de ∼ 40 milh˜oes de anos. A regi˜ao delimitada pelas
linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT. . . . . . . . . . . . . . 94
5.5 Proje¸c˜oes polares celestes para os hemisf´erios norte (direita) e sul (esquerda)
das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸c˜ao β Pictoris de ∼ 10 milh˜oes
de anos. A regi˜ao delimitada pelas linhas vermelhas corresp ondem ao olhos
do CoRoT. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
5.6 Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio sul das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16
da associa¸c˜ao Columba de ∼ 30 milh˜oes de anos. A regi˜ao delimitada pelas
linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT. . . . . . . . . . . . . . 95
5.7 Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio sul das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16
da associa¸c˜ao TW Hya de ∼ 30 milh˜oes de anos. A regi˜ao delimitada pe las
linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT. . . . . . . . . . . . . . 96
5.8 Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio sul das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16
da associa¸c˜ao Carina de ∼ 30 milh˜oes de anos. A regi˜ao delimitada pelas
linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT. . . . . . . . . . . . . . 96
5.9 Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio sul da associa¸c˜ao OctA de ∼ 20
milh˜oes de anos. A regi˜ao delimitada pelas linhas vermelhas correspondem
ao olhos do CoRoT. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97
5.10 Proje¸c˜oes polares celestes para os hemisf´erio norte (direita) e sul (esquerda)
de uma associa¸c˜ao do cat´alogo SACY localizada na regi˜ao do centro da
Gal´axia. A regi˜ao delimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos
do CoRoT. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97
5.11 Proje¸c˜ao polar celeste para o hemis f´erio sul de uma associa¸c˜ao de ∼ 70
Manos do cat´alogo SACY localizada na regi˜ao do anti-centro da Gal´axia. A
regi˜ao delimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT. 98
5.12 Proje¸c˜oes polares celestes para os hemisf´erios norte (direita) e sul (esquerda)
dos aglomerados abertos do cat´alogo DAML (Dias et al., 2002), cf. cap´ıtulo
4, contidos no campo de observa¸c˜ao sat´elite CoRoT, e que possuem dados
de seus elementos dispon´ıveis para an´alise. A regi˜ao delimitada pelas linhas
vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT. . . . . . . . . . . . . . . . . . 104
5.13 Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio norte das estrelas com 9 ≤ V ≤ 14
da associa¸c˜ao AB Doradus de ∼ 70 milh˜oes de anos. A regi˜ao delimitada
pelas linhas verdes correspondem ao “olhos” do Kepler. . . . . . . . . . . . 105
5.14 Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio norte das estrelas com 9 ≤ V ≤ 14
da associa¸c˜ao β Pictoris de ∼ 10 milh˜oes de anos. A regi˜ao delimitada pelas
linhas verdes correspondem ao “olhos” do Kepler. . . . . . . . . . . . . . . 106
5.15 Proje¸c˜ao polar celeste dos aglomerados abertos Stephenson 1 e Basel 6. A
regi˜ao delimitada pelas linhas verdes correspondem ao “olhos” do Kepler.
Nenhum dos objetos est˜ao contidos nessa regi˜ao. . . . . . . . . . . . . . . . 107
Lista de Tabelas
1.1 Tempos de contra¸c˜ao pr´e-sequˆencia principal para os modelos cl´assicos ap-
resentados na figura 1.2. Adaptado de Bernasconi e Maeder (1996). . . . . 35
5.1 Objetos estelares aproveit´aveis da associa¸c˜ao localizada no centro gal´actico
(SACY), pass´ıveis de observa¸c˜ao pelo sat´elite CoRoT. . . . . . . . . . . . . 98
5.2 Objetos estelares aproveit´aveis da associa¸c˜ao de ∼ 70 Manos localizada no
anti-centro gal´actico (SACY), pass´ıveis de observa¸c˜ao pelo sat´elite CoRoT. 99
5.3 Aglomerados abertos do cat´alogo Dias et al. 2002 (cf. cap´ıtulo 4), conti-
dos no campo de observa¸c˜ao sat´elite CoRoT. O objetos com a etiqueta N
na ´ultima coluna, s˜ao aqueles que n˜ao possuem dados de seus elementos
dispon´ıveis para an´alise. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100
5.4 Sistema de calibra¸c˜ao MK para classifica¸c˜ao espectral de estrelas (Cox, 1999).102
5.5 Aglomerados abertos do cat´alogo Dias et al. 2002 (cf. cap´ıtulo 4), conti-
dos no campo de observa¸c˜ao sat´elite Kepler. Os objetos com a etiqueta
N na ´ultima coluna, s ˜ao aqueles que n˜ao possuem dados de seus membros
dispon´ıveis para an´alise. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
5.6 Dire¸c˜oes de outros campos de observa¸c˜ao sugeridas, baseado no cat´alogo de
aglomerados abertos (DAML) com idades entre 10 e 90 Manos aproximada-
mente. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
C.1 Membros da Associa¸c˜ao AB Doradus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129
C.2 Membros da Associa¸c˜ao Argus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129
C.3 Membros da Associa¸c˜ao β Pictoris . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130
C.4 Membros da Associa¸c˜ao TW Hya . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130
C.5 Membros da Associa¸c˜ao Octans . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130
C.6 Membros da Associa¸c˜ao Columba . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130
C.7 Membros da Associa¸c˜ao Carina . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131
C.8 Membros de uma associa¸c˜ao do c at´alogo SACY encontrada no centro gal´actico.131
C.9 Membros de uma associa¸c˜ao de ∼ 70 M anos do cat´alogo SACY encontrada
no anti-centro gal´actico. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131
D.1 Aglomerados abertos do cat´alogo DAML analisados neste trabalho, local-
izados no anti-centro gal´actico. Valores de V , B − V e M
V
foram calculados
cf. cap´ıtulo 5. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133
D.2 Aglomerados abertos do cat´alogo DAML analisados neste trabalho, local-
izados no centro gal´actico. Valores de V , B − V e M
V
foram calculados cf.
cap´ıtulo 5. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133
E.1 Parˆametros dos objetos estelares aproveit´aveis dos aglomerados jovens estu-
dados, pass´ıveis de observa¸c˜ao pelo sat´elite CoRoT na dire¸c˜ao do anti-centro
gal´actico. A incerteza na magnitude ´e σ = 0, 5 magnitude. . . . . . . . . . 135
E.2 Parˆametros dos objetos estelares aproveit´aveis dos aglomerados jovens es-
tudados, pass´ıveis de observa¸c˜ao pelo sat´elite CoRoT na dire¸c˜ao do centro
gal´actico. A incerteza na magnitude ´e σ = 0, 5 magnitude. . . . . . . . . . 135
E.3 Tabela de sugest˜oes de dire¸c˜ao de outros campos de observa¸c˜ao, baseado no
cat´alogo DAML. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136
Sum´ario
1. Introdu¸c˜ao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
1.1 Planetas e Exoplanetas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
1.1.1 Origem de sistemas planet´arios e o impacto das descobertas . . . . 26
1.1.2 A nova defini¸c˜ao de planeta . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
1.1.3 A defini¸c˜ao de Exoplanetas e o in´ıcio das descobertas . . . . . . . . 29
1.2 Estrela Jovens - Evolu¸c˜ao pr´e-sequˆencia principal . . . . . . . . . . . . . . 31
1.2.1 Evolu¸c˜ao pr´e-sequˆencia principal e as linhas de Hayashi . . . . . . . 31
1.2.2 Alguns c´alculos cl´assicos de evolu¸c˜ao pr´e-sequˆencia principal . . . . 33
1.2.3 A forma¸c˜ao de An˜as Marrons . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
1.2.4 A sequˆencia principal de idade Zero (ZAMS) . . . . . . . . . . . . . 37
1.2.5 Fun¸c˜ao de massa inicial (IMF) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
1.2.6 Estrelas T Tauri, P´os T Tauri, e a emiss˜ao de Raios-X . . . . . . . 38
1.2.6.1 Emiss˜ao de raios-X nas estrelas T Tauri . . . . . . . . . . 43
1.2.7 Estrelas Jovens com discos circunstelares e sua forma¸c˜ao . . . . . . 44
1.3 As origens das estrelas jovens pr´oximas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
1.4 Associa¸c˜oes Estelares - Grupos de estrelas . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
2. Campos de Visibiladade Estudados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
2.1 M´etodos de Detec¸c˜ao Abordados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
2.1.1 Trˆansito Planet´ario . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
2.1.2 Espectroscopia Doppler - follow-up . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
2.2 O sat´elite CoRoT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
2.2.1 Aspectos Gerais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
2.2.2 Estrutura da Miss˜ao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
2.2.3 Modo de observa¸c˜ao e campos de vis˜ao . . . . . . . . . . . . . . . . 61
2.2.4 Participa¸c˜ao brasileira . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
2.3 O sat´elite Kepler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
2.3.1 Aspectos Gerais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
2.3.2 Estrutura da Miss˜ao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
2.3.3 Modo de observa¸c˜ao e campo de observa¸c˜ao . . . . . . . . . . . . . 69
3. Diagn´osticos de Idade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73
3.1 Determina¸c˜ao de idade atrav´es do estudo da abundˆancia qu´ımica do Li . . 74
3.2 Determina¸c˜ao de idade atrav´es de curvas de evolu¸c˜ao juntamente com a
cinem´atica estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78
3.3 Determina¸c˜ao de idade atrav´es da taxa de rota¸c˜ao e atividade estelar . . . 80
3.4 Determina¸c˜ao de idade atrav´es da localiza¸c˜ao de uma estrela de tipo espec-
tral A sobre o diagrama cor-magnitude . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82
3.5 Determina¸c˜ao de idade atrav´es da an´alise da fra¸c˜ao de luminosidade de poeira 83
4. Base de dados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
4.1 Associa¸c˜oes estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
4.2 Aglomerados abertos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89
5. An´alise dos Dados - Resultados e Discuss˜oes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
5.1 Os campos de visibilidade do CoRoT e do Kepler . . . . . . . . . . . . . . 91
5.2 An´alise e sele¸c˜ao dos dados para os campos de observa¸c˜ao do CoRoT . . . 92
5.3 An´alise e sele¸c˜ao dos dados para os campos de observa¸c˜ao do Kepler . . . . 105
5.4 Outros campos de observa¸c˜ao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
6. Conclus˜oes e Perspectivas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109
Referˆencias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113
Apˆendice 121
A. Discos Protoplanet´arios circunstelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123
B. Deple¸c˜ao do L´ıtio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127
C. Tabelas dos dados das associa¸c˜oes estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129
D. Tabelas dos aglomerados abertos analisados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133
E. Tabelas dos alvos selecionados dos aglomerados abertos . . . . . . . . . . . . . . 135
Cap´ıtulo 1
Introdu¸c˜ao
Desde que o Homem ganhou consciˆencia de sua pr´opria existˆencia, ele vem esquadrin-
hando o c´eu, perguntando a si mesmo se estamos s´os nesse imenso Universo. Em um
Universo de possibilidades, a vida, seja ela inteligente ou n˜ao, estaria restrita a apenas e
exclusivamente um ´unico planeta?
Para responder essa quest˜ao, faz-se necess´ario investigar, a priori, a ocorrˆencia de plan-
etas ao redor de outras estrelas. Miss˜oes pioneiras como os sat´elites CoRoT e Kepler,
instrumentos de estudo desse trabalho, surgem nesse cen´ario com essa premissa. No que
precede `a pesquisa por ind´ıcios de vida em outros planetas, est˜ao as discuss˜oes sobre as
v´arias hip´oteses relativas `as teorias de forma¸c˜ao de sistemas planet´arios, e tamb´em de como
diversos processos f´ısicos envolvidos na forma¸c˜ao de gigantes gasosos e planetas rochosos
podem influenciar. Essas discuss˜oes se baseiam em como os diferentes processos relaciona-
dos, como propriedades estelares e configura¸c˜oes orbitais por exemplo, podem acarretar
em resultados finais diferentes em rela¸c˜ao ao surgimento de um determinado tipo de vida.
O objetivo desse trabalho n˜ao se encaixa no ˆambito dessa discuss˜ao , ou seja, sobre
a hip´otese de diferentes tipos biol´ogicos que possam existir em uma dada sele¸c˜ao de ex-
oplanetas. Mesmo porque ainda n˜ao h´a tecnologia ins trumental para isso. O foco, pois,
´e analisar e selecionar estrelas jovens contidas ou n˜ao em grupos, com idades conhecidas
de at´e 100 Manos, que possam ser alvos de estudo com instrumentos atuais e/ou futuros
para que, uma vez identificados planetas gasosos ou rochosos que estar˜ao no in´ıcio do
processo de forma¸c˜ao ao redor delas, ser´a poss´ıvel realizar o teste de forma¸c˜ao planet´aria
que ser´a proposto. O sucesso ou n˜ao desse teste ter´a s´olida importˆancia nas discuss˜oes
acima citadas, uma vez que poder´a ser testada a validade das teorias atuais de forma¸c˜ao
26 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
planet´aria.
1.1 Planetas e Exoplanetas
1.1.1 Origem de sistemas planet´arios e o impacto das descobertas
Para iniciar essa se¸c˜ao, cabe citar o primeiro par´agrafo do artigo de Calvet et al. (2002):
“The discovery of extrasolar planets has opened up a new era in the study of planetary
systems. While many important clues to the processes of planet formation can be obtained
from studies of older systems, the best tests of formation scenarios will require the direct
detection of actively planet-forming systems.” (A descoberta de planetas extrassolares
abriu uma nova era no estudo de sistemas planet´arios. Enquanto muitas dicas imp ortantes
do processo de forma¸c˜ao planet´aria pode ser obtido a partir de estudos de sistemas mais
velhos, os melhores cen´arios de testes de forma¸c˜ao ir˜ao precisar de detec¸c˜ao direta de
sistemas ativos de forma¸c˜ao planet´aria.)
A origem de s istemas planet´arios tem sido um campo de pesquisa ao longo dos anos e se
trata de um ramo de pesquisa recente. H´a aproximadamente meio s´eculo, observa¸c˜oes re-
alizadas por Walker (1956) do aglomerado parcialmente embebido NGC 2264 mostraram
que suas estrelas de tipo tardio (F e posteriores) estavam caracterizadas por luminosi-
dades subgigantes que as situaram bem acima da sequˆencia principal no diagrama HR.
Sendo assim, essas observa¸c˜oes estabeleceram de maneira emp´ırica a pr´e-sequˆencia prin-
cipal, uma fase de pr´e queima de hidrogˆenio, natural de estrelas jovens de baixa massa e
forneceram dados cr´ıticos necess´arios para testar e impor v´ınculos na teoria de evolu¸c˜ao
pr´e-sequˆencia principal. Trinta anos depois, observa¸c˜oes no infravermelho do aglomerado
embebido em nuvens interes telares em Ophiuchus permitiram a primeira classifica¸c˜ao sis-
tem´atica de protoestrelas e objetos estelares jovens, baseados nas distribui¸c˜oes de energia
estelar emergentes (Lada e Lada, 2003). Tais observa¸c˜oes foram muito importantes na
constru¸c˜ao do quadro de entendimento te´orico moderno de forma¸c˜ao de estrelas de baixa
massa. Atualmente, aglomerados embebidos continuam a desempenhar um importante
papel para o desenvolvimento e teste de teorias relativos a forma¸c˜ao e evolu¸c˜ao primitiva
de estrelas e sistemas planet´arios.
Por´em, a busca secular por outros mundos como a Terra, foi rejuvenescida pelo entu-
Se¸c˜ao 1.1. Planetas e Exoplanetas 27
siasmo e intenso interesse popular que vem cercando as recentes descobertas de centenas
de planetas que orbitam outras estrelas. Atualmente, com os n´umeros existentes de ex-
oplanetas detectados, pode-se deduzir que existe uma clara evidˆencia substancial de trˆes
tipos de exoplanetas: gigantes gasosos, super-Terras quentes em ´orbitas de curto per´ıodo e
gigantes gelados. O desafio agora consiste em encontrar planetas terrestres, que possuam
desde aproximadamente a metade at´e o dobro do tamanho da Terra, com especial aten¸c˜ao
`aqueles que se situam na zona habit´avel de suas estrelas, onde ´agua l´ıquida e possivelmente
vida orgˆanica possam existir.
Os dados contidos e utilizados apresentados no cap´ıtulo 4 representam grupos, asso-
cia¸c˜oes e/ou aglomerados estelares jovens. Esses tipos de objetos s˜ao alvos em potencial
para a procura de planetas em fase de resfriamento, e discos circunstelares devido `as suas
baixas idades, da ordem de dezenas de milh˜oes de anos, e tamb´em `a proximidade a seu
Sol. Mais ainda, os membros desses objetos possuem companheiras subestelares ou discos
protoplanet´arios proeminentes como por exemplo: β Pic e TW Hya, que s˜ao os mais con-
hecidos. Os intervalos de idade supracitados abrangem importantes ´epocas de forma¸c˜ao
planet´aria. Os modelos correntes indicam que os gigantes gasosos formam-se em tempos
10 Manos, enquanto a forma¸c˜ao de planetas terrestres levaria tipicamente 30 Manos
(Zuckerman e Song, 2004b), onde a ´ultima escala de tempo foi determinada para a Terra
atrav´es de cronometria de abundˆancias do sistema hafnio-tungstˆenio, via medidas precisas
de abundˆancias de is´otopos de tungstˆenio em meteoritos (Kasting e Catling, 2003).
Ou seja, pode-se procurar testar essas escalas de tempo para a forma¸c˜ao de planetas
procurando-os em torno de uma amostra de estrelas com idades entre alguns Manos e
v´arias dezenas de Manos, e as informa¸c˜oes obtidas devem fornecer detalhes cruciais no que
diz respeito a um entendimento mais profundo da pr´e evolu¸c˜ao de sistemas planet´arios, o
que tamb´em deve ajudar para um entendimento mais completo do surgimento do Sistema
Solar, e indo mais a fundo, para o entendimento de influˆecias no surgimento da vida. Para
esse prop´osito, existem duas miss˜oes espaciais em andamento: uma ´e o sat´elite CoRoT
da agˆencia espacial europe´ıa (ESA), no qual a Fran¸ca ´e o principal pa´ıs que dirige a
miss˜ao; a outra ´e o sat´elite Kepler, da agˆencia espacial norte-americana (NASA). Embora
a o processo de detec¸c˜ao dos dois sat´elites seja o mesmo, existem muitas diferen¸cas no
processo da aquisi¸c˜ao de dados observacionas. Os detalhes de cada um ser˜ao abordado
28 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
posteriormente.
1.1.2 A nova defini¸c˜ao de planeta
J´a ficou evidente que o principal objetivo deste trabalho ´e o estudo de estrelas jovens
e a forma¸c˜ao de poss´ıveis s istemas exoplanet´arios l´a existentes, como j´a foi mencionado.
Primeiramente, antes de apresentar o estudo detalhado sobre estrelas jovens, se faz necess´ario
apresentar a (re)defini¸c˜ao mais recente de um planeta, uma vez que as ´ultimas descob ertas
sobre corpos celestes em ´orbita do Sol provocaram alguns debates sobre at´e que ponto
pode-se aceitar que tal objeto seja um planeta ou n˜ao, e, posteriormente introduzir a
defini¸c˜ao de exoplaneta.
Em 24 de agosto de 2006 a Uni˜ao Astronˆomica Internacional (IAU), em sua XXVI
Assembl´eia Geral, aprovou uma nova resolu¸c˜ao segundo a qual um planeta ´e um corpo
celeste que:
1. est´a em ´orbita ao redor do Sol
2. tem forma determinada pelo equil´ıbrio hidrost´atico (arredondada) resultante do fato
de que sua for¸ca de gravidade supera as for¸cas de coes˜ao dos materiais que o con-
stituem;
3. ´e um objeto de dimens˜ao predominante entre os objetos que se encontram em ´orbitas
vizinhas.
Resultam dessas defini¸c˜oes que o Sistema Solar possui apenas 8 planetas conhecidos, a
saber: Merc´urio, Vˆenus, Terra, Marte, J´upiter, Saturno, Urano e Netuno. Plut˜ao perde o
status de planeta que lhe havia sido atribuido por ocasi˜ao de sua descoberta como resul-
tado de uma errˆonea avalia¸c˜ao de suas reais dimens˜oes. Com isso, a Uni˜ao Astronˆomica
Internacional reclassificou Plut˜ao como “planeta an˜ao”, constituindo uma nova categoria
de corpos do sistema solar, na qual tamb´em foram encaixados Ceres, o maior objeto do
cintur˜ao de aster´oides entre as ´orbitas de Marte e J´upiter, e
´
Eris (2003UB
313
), o maior
aster´oide do cintur˜ao de Kuiper.
O item (3), respons´avel pela redu¸c˜ao do Sistema Solar a 8 planetas, tem uma base
dinˆamica muito clara. Se dois corpos se formam em ´orbitas muito pr´oximas uma da outra,
Se¸c˜ao 1.1. Planetas e Exoplanetas 29
a probabilidade de que ambos existam ´e m´ınima, embora a existˆenc ia de planetas co-
orbitais seja matematicamente poss´ıvel com probabilidade de que venham a colidir. Por
exemplo, um planeta que teria se formado entre a Terra e Marte po deria ter colidido com
a Terra nos prim´ordios do Sistema Solar gerando os detritos que formaram a Lua. Plut˜ao
existe em uma ´orbita, que cruza a ´orbita de Netuno, cuja estabilidade se deve ao fato de
ele ser um corpo pequeno. Se fosse maior, o seu destino mais prov´avel teria sido uma
colis˜ao com Netuno e sua conseq¨uente destrui¸c˜ao.
´
E bom lembrar que um dos enigmas do
Sistema Solar, o sat´elite Trit˜ao (sat´elite de Netuno), provavelmente resultou de um evento
singular em que, um objeto semelhante a Plut˜ao, movendo-se em uma ´orbita ao redor do
Sol se aproximou de Netuno e foi capturado, tornando-se um sat´elite desse planeta.
A realidade f´ısica que essa nova defini¸c˜ao exprime ´e muito simples. S˜ao planetas aqueles
corpos do Sistema Solar que se formaram acretando, dentro da nebulosa solar primitiva, a
grande parte de toda a mat´eria existente na vizinhan¸ca de suas ´orbitas, e que s˜ao corpos
que se formaram num per´ıodo de relativa abundˆancia local de mat´eria. N˜ao s˜ao planetas
aqueles objetos que, embora tamb´em acretados dentro da nebulosa solar primitiva, n˜ao
encontraram a abundˆancia de mat´eria e as condi¸c˜oes dinˆamicas que seriam necess´arias para
que atingissem as dimens˜oes de outros objetos de sua imediata vizinhan¸ca, permanecendo
em uma ´orbita est´avel.
1.1.3 A defini¸c˜ao de Exoplanetas e o in´ıcio das descobertas
Uma das quest˜oes mais antigas da humanidade tem sido: existe vida fora da Terra?
Desde a antiguidade, a possibilidade da existˆencia de outros mundos e de seres vivos
habitando-os vem sendo cogitada por um grande n´umero de pensadores e cientistas. Esse
´e o tipo de pergunta que os astrˆonomos est˜ao tentando responder h´a s´eculos e agora a
ciˆencia parece estar no rumo certo para encontrar essa resposta, embora ainda esteja dando
os primeiros passos nessa dire¸c˜ao. Mas onde se deve procurar por vida? A vida como a
conhecemos, s´o ´e poss´ıvel em planetas semelhantes ao nosso, rochosos e com ´agua no estado
l´ıquido.
´
E sabido que no Sistema Solar, a Terra parece ser o lugar mais adequado para
abrigar esse tipo de vida, embora exista a possibilidade de vida bacteriana ou multicelular
primitiva em Enceladus, Tit˜a e nos oceanos sub-superficiais de Europa. S´o resta ent˜ao
uma alternativa: procurar por outras “Terras” que orbitem outras estrelas.
30 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
Os chamados exoplanetas ou planetas extra-solares s˜ao objetos de massa planet´aria,
que n˜ao brilham com luz pr´opria e que orbitam outras estrelas que n˜ao o Sol. Esta
defini¸c˜ao parece ser simples e auto-explicativa, mas poder´a, com os avan¸cos tecnol´ogicos
observacionais, passar por uma evolu¸c˜ao natural, `a medida em que novos planetas forem
descobertos.
Note que a resolu¸c˜ao aprovada, citada na subse¸c˜ao anterior, refere-se apenas aos plan-
etas do Sistema Solar. Para se aplicar aos planetas que tem sido descobertos ao redor de
outras estrelas, os chamados exoplanetas, um item adicional ´e neces s´ario: que n˜ao exista
um processo nuclear de gera¸c˜ao de energia no seu interior. Com efe ito, se no seu processo
de crescimento, um planeta atingir uma massa de aproximadamente 13 M
J
(onde M
J
´e
a massa de J´upiter), a densidade, temperatura, e press˜ao no seu centro seriam suficiente-
mente grandes para que ocorresse a fus˜ao nuclear do deut´erio l´a existente. Embora essa
rea¸c˜ao se mantenha apenas enquanto houver deut´erio (que existe em muito pequena quan-
tidade) para queimar no interior do planeta, e n˜ao seja suficiente para criar as condi¸c˜oes
necess´arias para a ocorrˆencia de uma rea¸c˜ao em cadeia envolvendo outros elementos, e o
corpo n˜ao seria mais considerado como um planeta. Logo, de acordo com a nomenclatura
aprovada em 2003 pelo grupo de trabalho da IAU sobre planetas extra-solares, a partir
desse limite, at´e o limite superior de 84 M
J
, o corpo ´e considerado uma an˜a marrom, e
a partir desse ´ultimo limite, o corpo passa a ser considerado uma estrela, com poder de
realizar fus˜ao dos ´atomos de hidrogˆenio.
A descoberta dos primeiros planetas fora do Sistema Solar em torno de um pulsar
(Stevens et al., 1992) e em torno de uma estrela da Seq¨uˆencia Principal (SP) (Mayor
e Queloz, 1995) abriu uma nova vertente de conseq¨uˆencias m´ultiplas na astronomia e
ciˆencias afins. Na verdade, o in´ıcio da busca por exoplanetas se dera com a introdu¸c˜ao
da fotografia na astronomia no final do S´eculo XIX. Atrav´es de medidas da varia¸c˜ao da
posi¸c˜ao de estrelas, foi poss´ıvel descobrir estrelas de baixa luminosidade que orbitam estre-
las mais brilhantes , pois, a atra¸c˜ao gravitacional m´utua entre pares de estrelas faz com que
elas girem ao redor do centro de massa do sistema e apresentem, assim, um deslocamento
peri´odico. A companheira invis´ıvel de Sirius, Sirius B (uma an˜a branca), foi descoberta
desta maneira em 1862. Ora, esse tipo de fenˆomeno pode obviamente tamb´em ser provo-
cado pela presen¸ca de planetas orbitando a estrela, embora o deslocamento peri´odico da
Se¸c˜ao 1.2. Estrela Jovens - Evolu¸c˜ao pr´e-sequˆencia principal 31
estrela nesse caso ser´a menor do que no caso de um par de estrelas. Acreditando nessa
possibilidade, o astrˆonomo Piet van de Kamp (1901-1995) iniciou em 1937, no Observat´orio
Sproul (EUA), um programa para identificar estrelas com planetas atrav´es desse m´etodo.
Apesar de suas observa¸c˜oes terem sido colocadas em d´uvida, o seu programa observacional
foi um dos primeiros dedicado a essas descobertas.
Vale citar que a id´eia de que talvez os seres humanos n˜ao estejam a s´os no Universo
originou programas de busca por civiliza¸c˜oes alien´ıgenas utilizando ondas de r´adio. O
primeiro programa de observa¸c˜ao, Projeto Ozma, proposto por Frank Drake e iniciado
em 1960, estimulou a retomada da procura por planetas extra-solares. Este projeto resul-
tou posteriormente no bastante conhecido experimento SETI (Search for Extra-Terrestrial
Intelligence). A partir desse ponto, a ciˆencia abrira mais uma vertente de pesquisa.
1.2 Estrela Jovens - Evolu¸c˜ao pr´e-sequˆencia principal
O objetivo desse trabalho ´e selecionar poss´ıveis sistemas planet´arios jovens, conforme j´a
foi mencionado. Ent˜ao, o que se deve estudar, s˜ao os objetos progenitores de tais sistemas,
ou seja, as estrelas jovens. Essa se¸c˜ao ser´a dedicada a uma descri¸c˜ao dessa classe de astros,
desde suas peculiaridades `as suas caracter´ısiticas f´ısicas pertinentes ao estudo realizado
aqui.
1.2.1 Evolu¸c˜ao pr´e-sequˆencia principal e as linhas de Hayashi
Uma vez que o colapso da nuvem molecular de g´as tenha come¸cado, este passa a ser
caracterizado pela escala de tempo de queda livre. Com a forma¸c˜ao de uma protoestrela
quasi-est´atica, a taxa de evolu¸c˜ao come¸ca a ser controlada pela taxa na qual a estrela pode
termicamente se ajustar ao colapso. Essa taxa ´e chamada rela¸c˜ao de escala de tempo de
Kelvin-Helmholtz. A energia potencial gravitacional liberada pelo colapso ´e a fonte de
luminosidade do objeto. Uma vez que a escala de tempo de Kelvin-Helmholtz seja muito
maior que a escala de tempo de queda livre, a evolu¸c˜ao da protoestrela se procede a uma
taxa muito mais lenta que a taxa de colapso de queda livre. Por exemplo, uma estrela
de 1 M
precisa de aproximadamente 40 Manos para se contrair quasi-estaticamente at´e
atingir sua estrutura de sequˆencia principal.
Com o aumento continuado da temperatura efetiva da protoestrela, a opacidade das
32 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
camadas e xternas come¸ca a ser dominada pelo ´ıon H
−
. Assim como o envelope do Sol na
sequˆencia principal, essa contribui¸c˜ao para alta opacidade tem efeito direto no envelope
de uma protoestrela em contra¸c˜ao o tornando convectivo. De fato, em alguns casos a
zona de convec¸c˜ao se extende por toda a estrela a partir do centro. Em 1961, C. Hayashi
demonstrou que devido aos v´ınculos de convec¸c˜ao inseridos na estrutra da estrela, um
envelope convectivo profundo limita sua trajet´oria evolucion´aria quasi-est´atica a uma linha
praticamente vertical no diagrama H-R. Consequentemente, `a medida que o colapso da
proto-estrela diminui de intensidade, sua luminosidade diminui, enquanto sua temperatura
efetiva aumenta ligeiramente. Esse efeito evolutivo aparece como um la¸co descendente no
fim das trajet´orias evolutivas mostradas na parte direita da figura 1.1.
Figura 1.1: Trajet´orias evolutivas te´oricas de colapsos gravitacionais para nuvens de 0,05; 0,1;
0,5; 1; 2; e 10 M
que passam pela fase protoestelar (linhas s´olidas). As linhas tracejadas
mostram os tempos desde o instante do in´ıcio do colapso. As linhas fracas e pontilhadas
s˜ao trajet´orias evolutivas de pr´e-sequˆencia principal para estrelas de 0,1; 0,5; 1; e 2 M
.
Adaptado de Wuchterl e Tscharnuter (2003).
As linhas de Hayashi representam, na verdade, um limite entre os modelos estelares
hidroest´aticos “permitidos” e aqueles que s˜ao “proibidos”.
`
A direita da linhas de Hayashi,
n˜ao existe mecanismo que possa adequadamente transportar a luminosidade para fora da
estrela para aquelas temperaturas efetivas. Consequentemente, n˜ao podem existir estrelas
Se¸c˜ao 1.2. Estrela Jovens - Evolu¸c˜ao pr´e-sequˆencia principal 33
est´aveis naquela regi˜ao.
`
A esquerda das linhas de Hayashi, a convec¸c˜ao e/ou radia¸c˜ao ´e
respons´avel pelo transporte de energia necess´ario. Note que essa distin¸c˜ao entre os modelos
permitidos e proibidos n˜ao est´a em conflito com a evolu¸c˜ao em queda livre de nuvens de
g´as em colapso `a direita das linhas de Hayashi uma vez que aqueles objetos est˜ao longe de
estar em equil´ıbrio hidroest´atico.
1.2.2 Alguns c´alculos cl´assicos de evolu¸c˜ao pr´e-sequˆencia principal
Antes que qualquer c´alculo mais detalhado sobre colapso protoestelar fosse feito em
1965, Icko Iben Jr, computou os est´agios finais de colapso sobre a sequˆencia principal
para estrelas de v´arias massas. Em cada caso, ele iniciou os modelos baseado nas linhas
de Hayashi (figura 1.2), desprezando efeitos de rota¸c˜ao, campos magn´eticos, e perda de
massa. Desde ent˜ao, aperfei¸coamentos importantes tem sido feitos para melhorar nossa
compreens˜ao dos processos f´ısicos envolvidos na estrutura e evolu¸c˜ao estelar, incluindo
taxas de rea¸c˜oes nucleares mais precisas, novas opacidades, e a inclus˜ao de perda ou acre¸c˜ao
de massa. Alguns c´alculos evolutivos modernos tamb´em incluiram os efeitos de rota¸c˜ao.
As trajet´orias evolutivas pr´e-sequˆencia principal para uma s´erie de massas computadas s ˜ao
mostradas na figura 1.2, e o tempo total de cada trajet´oria evolutiva ´e mostrada na tabela
1.1, adaptada de Bernasconi e Maeder (1996).
Lembrando que o escopo desse trabalho ´e basicamente centrado em estrelas de baixa
massa (de tipos espectrais F-tardio, G, K, e M), cabe nesta se¸c˜ao discutir com um pouco
mais de detalhes o que acontece no interior de tais estrelas ao percorrer o trajeto evo-
lutivo pr´e-sequˆencia principal. Com efeito, considere tal evolu¸c˜ao para uma estrela de 1
M
, iniciando sua vida na linha de Hayashi. Com a alta opacidade pr´oxima `a supe rf´ıcie
proveniente dos ´ıons H
−
, a estrela ´e completamente convectiva durante aproximadamente
o primeiro milh˜ao de anos do colapso. Nos modelos citados anteriormente, a queima de
deut´erio tamb´em ocorre durante esse primeiro est´agio de colapso, iniciando no local in-
dicado pelos quadrados cheios na figura 1.2. Entretanto, uma vez que o
2
1
H n˜ao ´e muito
abundante, as rea¸c˜oes nucleares tem pouco efeito no colapso global, ou seja, elas simples-
mente diminuem ligeiramente a taxa de colapso.
`
A medida que a temperatura central continua em ascen¸c˜ao, ocorre o aumento dos n´ıveis
de ioniza¸c˜ao, diminuindo dessa forma a opacidade nessa regi˜ao e, com isso, um n´ucleo ra-
34 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
Figura 1.2: Trajet´orias evolutivas c l´assicas pr´e-sequˆencia principal computadas para estrelas
de v´arias massas com composi¸c˜oes qu´ımicas X = 0, 68, y = 0, 30, Z = 0, 02. A dire¸c˜ao de
evolu¸c˜ao de cada trajet´oria ´e geralmente de baixas para altas temperaturas efetivas (direita
para esquerda). A massa de cada modelo ´e indicada junto `a trajet´oria evolutiva. Os quadra-
dos cheios em cada trajet´oria indicam o come¸co da queima de deut´erio nesses c´alculos. A
linha tracejada representa o ponto em cada em trajet´oria onde a convec¸c˜ao do envelope ´e
interrompida e ele se torna puramente radiativo. Por outro lado, a linha pontilhada marca o
in´ıcio da convec¸c˜ao no n´ucleo da estrela. Figura adaptada de Bernasconi e Maeder (1996).
diativo se desenvolve englobando progressivamente mais e mais massa da estrela. No ponto
de luminosidade m´ınima da trajet´oria na descida ao longo da linha de Hayashi, a existˆencia
de um n´ucleo radiativo permite que energia escape para dentro do envelope convectivo mais
facilmente, causando novamente um aumento da luminosidade da estrela. Vale lembrar
que a tempe ratura efetiva continua aumentando, uma vez que a estrela continua encol-
hendo. Nesse ponto em que a luminosidade come¸ca a aumentar novamente, a temperatura
perto do centro se torna alta o suficiente para que rea¸c˜oes nucleares comecem a ocorrer
com maior intensidade, embora a estrela ainda n˜ao esteja em equil´ıbrio. Inicialmente, os
dois primeiros passos da primeira cadeia pr´oton-pr´oton (PP I - de um total de trˆes), ou
Se¸c˜ao 1.2. Estrela Jovens - Evolu¸c˜ao pr´e-sequˆencia principal 35
seja, a etapa de convers˜ao de
1
1
H em
3
2
He, e a rea¸c˜oes CNO que convertem
12
6
C em
14
7
N
dominam a produ¸c˜ao de energia nuclear. Com o passar do tempo, essas rea¸c˜oes fornecem
uma fra¸c˜ao cada vez maior da luminosidade, enquanto a produ¸c˜ao de energia devido ao
colapso gravitacional diminui progressivamente.
Tabela 1.1 - Tempos de contra¸c˜ao pr´e-sequˆencia principal para os modelos cl´assicos apre-
sentados na figura 1.2. Adaptado de Bernasconi e Maeder (1996).
Massa Inicial (M
) Tempo de contra¸c˜ao (Manos)
60 0,0282
25 0,0708
25 0,117
9 0,288
5 1,15
3 7,24
2 23,4
1,5 35,4
1 38,9
0,8 68,4
Devido ao in´ıcio das rea¸c˜oes do ciclo CNO que s˜ao altamente dependentes da tem-
peratura, um gradiente de temperatura muito forte ´e estabelecido no n´ucleo, e com isso
algumas regi˜oes convectivas voltam a se desenvolver. No ponto onde a luminosidade atinge
seu m´aximo no diagrama HR pr´oximo `a linha pontilhada da figura 1.2, a taxa de produ¸c˜ao
de energia nuclear se torna t˜ao grande que o n´ucleo central ´e for¸cado a se expandir de
tal maneira que a energia gravitacional passa a ser negativa. Esse efeito ´e aparente na
superf´ıcie de modo que a luminosidade total diminui em dire¸c˜ao ao seu valor do in´ıcio da
sequˆencia principal, acompanhada por uma diminui¸c˜ao no valor da temperatura efetiva.
Quando o
12
6
C ´e finalmente exaurido, o n´ucleo completa o seu reajuste para queima
nuclear, alcan¸cando assim uma temperatura alta o suficiente para que o restante da cadeia
PP I s e torne efetiva. A partir da´ı, com o estabelecimento de uma fonte de energia est´avel,
o termo da energia gravitacional torna-se insignificante e a estrela finalmente se fixa na
sequˆencia principal. Vale a pena lembrar que o tempo nece ss´ario para que uma estrela de
1 M
chegue `a sequˆencia principal, de acordo com os modelos num´erico citados no in´ıcio
36 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
dessa se¸c˜ao, n˜ao ´e muito diferente da estimativa rudimentar obtida pela escala de tempo
de Kelvin-Helmholtz.
Para estrelas com massas inferiores `a massa do Sol, a evolu¸c˜ao ´e um pouco diferente.
Por exemplo, para estrelas com massas M 0, 5 M (n˜ao mostradas na figura 1.2), o
ramo ascendente imediatamente antes da sequˆencia principal n˜ao existe. Isso acontece
porque a temperatura central nunca atinge o valor suficiente para a queima eficiente do
12
6
C. Lembre-se que o parˆametro principal para que tal fato n˜ao ocorra ´e simplesmente a
massa da estrela. De fato, se a massa da protoestrela em colapso ´e menor que 0,072 M
(ou 0,08 M
, dependendo da referˆencia adotada), o n´ucleo nunca atingir´a a temperatura
suficiente para iniciar as rea¸c˜oes nucleares que gerariam a energia neces s´aria para estabilizar
a estrela e interromper o colapso gravitacional. Como resultado, nem mesmo a fase est´avel
de queima de hidrogˆenio da sequˆencia principal ´e alcan¸cada. Tal fato explica a existˆencia
de um limite inferior de massas para o objeto se tornar uma estrela e entrar na sequˆencia
principal.
Outra diferen¸ca importante que existe entre estrelas de massa pr´oxima `a do Sol e
estrelas de baixa massa, que conseguem alcan¸car a sequˆencia principal, ´e que nessas ´ultimas
a temperatura ´e baixa o suficiente para manter a opacidade suficientemente alta de tal
maneira que um n´ucleo radiativo nunca se desenvolva. Consequentemente, essas estrelas
permanecem totalmente convectivas durante toda sua vida na sequˆencia principal.
1.2.3 A forma¸c˜ao de An˜as Marrons
Na subse¸c˜ao anterior foi citado que protoestrelas em colapso com massas abaixo de 0,072
M
nunca chegar˜ao `a fase da sequˆencia principal. Entretanto, algumas rea¸c˜oes nucleares
ainda ocorrem, mas n˜ao a uma taxa necess´aria para formar uma estrela que fa¸ca fus˜ao do
hidrogˆenio. Acima de 0,06 M
a temperatura do n ´ucleo da estrela ´e grande o suficiente
para que queima do l´ıtio possa ocorrer, e acima de uma massa de aproximadamente 0,013
M
a queima de deut´erio tamb´em ocorre (lembrando que 0,013 M
´e quase 13 vezes a
massa de J´upiter - veja se¸c˜ao 1.1). Esses objetos que se encontram no intervalo de massa
citado de 0,013 M
at´e 0,072 M
s˜ao conhecido como an˜as marrons e tˆem tipo espectral
L e T (dois tipos imediatamente seguintes ao tipo M da classifica¸c˜ao de Harvard). A
primeira descoberta confirmada de uma an˜a marrom foi Gliese 229B, anunciada em 1995.
Se¸c˜ao 1.2. Estrela Jovens - Evolu¸c˜ao pr´e-sequˆencia principal 37
Desde aquela ´epoca centenas de outros objetos semelhantes tˆem sido detectados gra¸cas `as
observa¸c˜oes no infra vermelho, como por exemplo o Two Micron All Sky Survey (2MASS)
e o Sloan Digital All Sky Survey (SDSS). Devido `a baixa luminosidade e dificuldade de
detec¸c˜ao, o n´umero de an˜as marrons conhecidas at´e agora sugere que tais objetos permeiem
toda a Via L´actea.
1.2.4 A sequˆencia principal de idade Zero (ZAMS)
Outro conceito que vale a pena discutir brevemente ´e o que diz respeito `a linha diagonal
no diagrama HR, onde as estrelas de diversas massas atingem inicialmente a sequˆencia
principal e come¸cam a queima equilibrida e est´avel de hidrogˆenio. Esse locus ´e conhecido
como sequˆencia pricipal de idade zero ou ZAMS (do inglˆes zero age main sequence). Uma
breve inspe¸c˜ao dos resultados cl´assicos da tabela 1.1 mostra que o tempo necess´ario para
as estrelas colapsarem at´e a ZAMS ´e inversamente prop orcional `a sua massa. Por exemplo,
uma estrela de 0,8 M
demora 68 Manos para alcan¸car a ZAMS, enquanto que uma de 60
M
demora apenas 28000 anos.
Essa rela¸c˜ao inversa entre o tempo de forma¸c˜ao de estrelas e a massa estelar pode
tamb´em sinalizar para um problema com os modelos evolutivos de pr´e-sequˆencia principal.
A raz˜ao ´e que se as estrelas mais massivas se formam em primeiro lugar em aglomerados
de estrelas, a intensa radia¸c˜ao produzida por elas iria provavelmente dispersar a nuvem-
m˜ae antes que as estrelas irm˜as de baixa massa tivessem chance de se desenvolver. Na
realidade observa-se muito mais estrelas de baixa massa do que de alta massa, mas o efeito
de dispers˜ao citado tamb´em ´e observado. Note que, `a medida que uma estrela massiva se
forma, a protoestrela ir´a inicialmente aparecer como uma fonte infra vermelha embebida
em uma nuvem molecular (a nuvem m˜ae). Com o aumento da temperatura, primeiramente
a poeira ir´a vaporizar, as mol´eculas ir˜ao se dissociar, e finalmente quando a estrela atingir
a sequˆencia principal, o g´as que a cerca ser´a ionizado, resultando na cria¸c˜ao de uma regi˜ao
H II dentro de uma regi˜ao H I residual existente. Ent˜ao, devido `a alta luminosidade da
estrela, a press˜ao de radia¸c˜ao come¸car´a a impulsionar quantidades significativas de g´as, o
que tende a dispersar o resto da nuvem. Ainda mais, se muitas estrelas do tipo O e B se
formam ao mesmo tempo (formando regi˜oes OB) pode ocorrer que grande parte da massa
da nuvem, que n˜ao se ligou gravitacionalmente ainda para formar estrelas de baixa massa
38 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
em um processo mais lento, seja expelida interrompendo dessa maneira a forma¸c˜ao estelar.
Obviamente o caminho ainda ´e longo para que a evolu¸c˜ao estelar pr´e-sequˆencia principal
seja totalmente compreendida. N˜ao obstante, a pr´oxima subse¸c˜ao fornece uma explica¸c˜ao
te´orica e observacional para o problema mencionado.
1.2.5 Fun¸c˜ao de massa inicial (IMF)
A partir de estudos observacionais, ficou aparente que mais estrelas de baixa massa se
formam em rela¸c˜ao `as estrelas de alta massa, quando uma nuvem interestelar se fragmenta.
Isso implica em que o n´umero de estrelas que se formam por intervalo de massa por unidade
de volume (ou por unidade ´area no disco da Via L´actea) ´e fortemente dependente da
massa. Essa dependˆencia funcional ´e conhecida como fun¸c˜ao de massa inicial (inicial mass
function, IMF). Uma estimativa te´orica de uma IMF ´e mostrada na figura 1.3. Entretanto,
uma IMF depende, em particular, de uma variedade de fatores, incluindo o ambiente local
onde o aglomerado estelar se forma, oriundo de uma nuvem complexa do meio interestelar.
Como consequˆencia do processo de fragmenta¸c˜ao, a maioria das estrelas se formam
com massas relativamete baixas. Devido `a disparidade no n´umero de estrelas formadas
em diferentes intervalos, combinada com taxas de evolu¸c˜ao bem diferentes, n˜ao ´e surpresa
que estrelas massivas sejam extremamente raras, enquanto estrelas de baixa massa s˜ao
encontradas com bastante frequˆencia. Observa¸c˜oes tamb´em sugerem que, embora a IMF
seja bastante incerta abaixo de 0,1 M
, em lugar de diminuir de maneira abrupta como
indicado na figura 1.3, a c urva pode ser razoavelmente achatada, resultando em um alto
n´umero de estrelas de baixa massa e an˜as marrons.
1.2.6 Estrelas T Tauri, P´os T Tauri, e a emiss˜ao de Raios-X
As estrelas T Tauri s˜ao uma importante classe de objetos pr´e-sequˆencia principal
de baixa massa, que representam uma transi¸c˜ao entre estrelas que ainda est˜ao cercadas
por poeira (fontes infra vermelhas), e estrelas de sequˆencia principal. E strelas T Tauri,
chamadads assim ap´os a primeira estrela dessa classe ser identificada e localizada na con-
stela¸c˜ao de Taurus, s˜ao caracterizadas por caracter´ısticas espectrais n˜ao usuais e pelas
importantes e r´apidas varia¸c˜oes irregulares de luminosidade, com escalas de tempo da or-
dem de dias. Trata-se da classe de objetos mais jovens vis´ıveis, de tipo espectral F, G,
Se¸c˜ao 1.2. Estrela Jovens - Evolu¸c˜ao pr´e-sequˆencia principal 39
Figura 1.3: A fun¸c˜ao de massa inicial, ξ, mostra o n´umero de estrelas por unidade de ´area
do disco da Via L´actea por unidade de intervalo de logaritmo de massa, que ´e produzido por
diferentes intervalos de massa. Os p ontos individuais representam dados observacionais e a
linha s´olida ´e uma estimativa te´orica. As massas est˜ao em unidades de M
. Adaptado de
Rana (1987).
K e M e com uma massa inferior a 2 M
. As suas temperaturas superficiais s˜ao semel-
hantes `a das estrelas da sequˆencia principal de massa parecida, mas sua luminosidade ´e
significativamente mais alta, dado o seu maior raio. As suas temperaturas centrais s˜ao
provavelmente muito baixas para iniciar reac¸c˜oes termonucleares, e em seu lugar, a fonte
de energia ´e baseada na libera¸c˜ao de energia gravitacional `a medida em que a estrela se
contrai para formar uma estrela da sequˆencia principal em uma escala de tempo de 10 a
100 Manos. As estrelas T Tauri tˆem curtos per´ıodos de rota¸c˜ao (por volta de doze dias
comparado com um mˆes para o Sol) e s˜ao muito ativas e vari´aveis. As posi¸c˜oes das estrelas
T Tauri no diagrama HR s˜ao mostradas na figura 1.4, adaptado de Bertout (1989). As
trajet´orias evolutivas te´oricas pr´e-sequˆencia principal tamb´em est˜ao inclu´ıdas. O intervalo
de massas das estrela T Tauri ´e desde 0,5 M
at´e 2,0 M
.
Muitas estrelas T Tauri exibem fortes linhas de emiss˜ao de hidrogˆenio (provenientes da
40 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
Figura 1.4: Posi¸c˜oes de estrelas T Tauri no diagrama HR. O tamanho dos c´ırculos ´e pro-
porcional a v sin i. As estrelas com forte emiss˜ao s˜ao indicadas por c´ırculos cheios (estrelas
T Tauri cl´assicas (CTTS)). Enquanto que os c´ırculos vazios re presentam estrelas com fraca
emiss˜ao (estrelas T Tauri fracas (WTTS)). As trajet´orias evolutivas pr´e-sequˆencia principal
tamb´em s˜ao mostradas. Adaptado de Bertout (1989).
s´erie de Balmer), do Ca II (linhas H e K), e tamb´em do ´atomo de ferro. Pelo fato dessas
estrelas possuirem maior abundˆancia de l´ıtio, elas tamb´em exibe m em seus espectros linhas
de absor¸c˜ao desse ´atomo, mas esse elemento qu´ımico ´e destru´ıdo `a medida em que a estrela
evolui (vide apˆendice B) . Linhas proibidas do [O I] e [S II] tamb´em est˜ao presentes no
espectro de muitas estrelas T Tauri, sinalizando para densidades de g´as extremamente
baixas.
Mas n˜ao s´o atrav´es da identifica¸c˜ao das linhas, pode-se obter informa¸c˜oes contidas no
espectro. Informa¸c˜oes espectrais podem ser obtidas tamb´em atrav´es da an´alise da forma
da linha em fun¸c˜ao do comprimento de onda. Isso se chama an´alise do perfil de linha.
Um importante exemplo ´e encontrado nas formas de algumas linhas de estrelas T Tauri.
Se¸c˜ao 1.2. Estrela Jovens - Evolu¸c˜ao pr´e-sequˆencia principal 41
Por exemplo, a linha H
α
exibe frequentemente a forma caracter´ıstica mostrada na figura
1.5(a). Sobreposto a um pico de emiss˜ao bastante largo, ocorre uma absor¸c˜ao, que chega
at´e o limite azul da linha. Esse perfil de linha ´unico ´e conhecido como perfil P Cygni, ap´os
esta ser a primeira estrela observada a ter linhas de emiss˜ao com componentes de absor¸c˜ao
em “blueshift”.
Figura 1.5: (a) Uma linha espectral que exibe um perfil P Cygni ´e caracterizada por um
grande pico de emiss˜ao com uma sobreposi¸c˜ao de uma absor¸c˜ao em blueshift. (b) O perfil P
Cygni ´e produzido por uma camada de mass a em expans˜ao ao redor da estrela. O pico de
emiss˜ao ´e devido ao movimento do material para fora da estrela, perpendicular `a linha de
visada, enquanto que a absor¸c˜ao em “blueshift” ´e causado por material que se aproxima do
observador, interceptando os f´otons oriundos da estrela central. Adaptado de Carrol e Ostlie
(2007).
A interpreta¸c˜ao dada para a existˆencia dos perfis P Cygni no espectro de uma estrela ´e
que a mesma sofre de uma perda de massa significativa. De acordo com as Leis de Kirchoff,
as linhas de emiss˜ao s˜ao pro duzidas por um g´as quente e difuso, quando h´a pouco material
intervindo entre a fonte e o observador. Nesse caso a fonte de emiss˜ao ´e a por¸c˜ao da
camada de expans˜ao da estrela T Tauri que est´a se movendo quase perpendicularmente `a
linha de visada, como ilustrada geometricamente na figura 1.5(b). As linhas de absor¸c˜ao
s˜ao o resultado da luz atravessando um g´as mais frio e difuso, que ´e a por¸c˜ao sombreada
da camada de expans˜ao que absorve os f´otons emitidos pela estrela central. Uma vez que a
parte escura da camada (regi˜ao A da figura 1.5(b)) se move na dire¸c˜ao do observador, tem-
se que a absor¸c˜ao ´e desviada para o azul (blueshift) em rela¸c˜ao `a componente de emiss˜ao.
As taxas de perdas de massa de estrelas T Tauri s˜ao em m´edia
˙
M = 10
−8
M
ano
−1
.
42 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
Em alguns casos extremos, os perfis de linhas de estrelas T Tauri mudam do perfil P
Cygni para perfil P Cygni inverso (absor¸c˜ao em redshift) em escalas de dias, indicando
dessa maneira uma acres¸c˜ao ao inv´es de perda de massa. As taxas de acres¸c˜ao parecem
ser da mesma ordem das taxas de perda de massa. Fica evidente que o ambiente ao redor
de uma estrela T Tauri ´e bastante inst´avel. Um exemplo, ´e a possibilidade de ocorrerem
eventos do tipo FU Orionis. O evento tem esse nome pois foi observado primeiramente
na estrela FU Orionis, e o que ocorre ´e que algumas estrelas T Tauri aparentam sofrer
um aumento significativo na taxa de acres¸c˜ao de massa, atingindo valores da ordem de
˙
M = 10
−4
M
ano
−1
. Ao mesmo tempo, a luminosidade dessas estrelas aumenta por um
fator quatro ou mais, e isso pode durar d´ecadas. A literatura sugere que estrelas T Tauri
podem passar por v´arios eventos FU Orionis durante suas vidas. Outros objetos tamb´em
est˜ao relacionados `as estrelas T Tauri: estrelas Herbig Ae/Be que tem massa de 2 a 8 M
,
e objetos Herbig-Haro, mas sua descri¸c˜ao est´a fora do escopo desse trabalho.
Geralmente as estrelas T Tauri (TTS) s˜ao divididas em dois subtipos: as TTS cl´assicas
(cTTS) que tˆem a praticamente todas as caracter´ısticas das TTS abordadas anteriormente;
e as wTTS que representam as TTS fracas (weak) que carecem da maioria das propriedades
das cTTS, como linhas de emiss˜ao e absor¸c˜ao fracas e ausˆencia de disco de g´as e poeira ao
seu redor. Entretanto, a distin¸c˜ao entre cTTS e wTTS ´e `as vezes complicada devido ao fato
de que as linhas de emiss˜ao s˜ao muito vari´aveis. Mais ainda, existe uma regi˜ao no diagrama
HR onde cTTS e wTTS est˜ao misturadas, que corresponde `as trajet´orias de Hayashi pr´e-
sequˆencia principal totalmente convectivas. Uma maneira convencional de distiguir wTTS
e cTTS ´e analisando a largura equivalente da linha H
α
. Se o valor estiver abaixo de 10
˚
A , a estrela TTS ´e wTTS; caso contr´ario, ser´a uma cTTS. Contudo, esse crit´erio ´e algo
arbitr´ario, pois a largura equivalente pode depender do tipo espectral da estrela. Esse
crit´erio ´e melhor aplicado na distin¸c˜ao de TTS com ou sem discos de acre¸c˜ao (Neuh¨auser,
1997). Conforme essa classe de objetos evolui, `a medida em que se aproximam da fase de
sequˆencia principal, o l´ıtio acaba se exaurindo e essas estrelas passam a ser classificadas
como p´os T Tauri (pTTS). Es sa classe de estrelas T Tauri ´e mais dif´ıcil de se identificar
devida `a atividade reduzida que esses objetos mostram, mas analisando a abundˆancia do
l´ıtio na atmosfera dessa estrelas, em geral, ´e poss´ıvel classificar como pTTS as que possuem
menores abundˆancias. A evolu¸c˜ao do l´ıtio em estrelas j ovens est´a descrito com detalhes no
Se¸c˜ao 1.2. Estrela Jovens - Evolu¸c˜ao pr´e-sequˆencia principal 43
apˆendice B.
1.2.6.1 Emiss˜ao de raios-X nas estrelas T Tauri
O material interestelar ´e transparente para raios-X com energia de 1 keV, bem como
para os f´otons do infravermelho pr´oximo em ∼ 2µm, mas ´e opaco para f´otons da regi˜ao do
´optico. Portanto, os raios-X po dem ser usados para observar o que ocorre no interior de
regi˜oes de forma¸c˜ao estelar. O sat´elite ROSAT, (R¨oentgen Satellite lan¸cado em 1990 pela
antiga DASA - Agˆencia Espacial Alem˜a, atualmente chamada de EADS), pode detectar
raios-X oriundos de regi˜oes profundas de objetos embebidos e pode oferecer uma abordagem
alternativa na investiga¸c˜ao de fases iniciais de forma¸c˜ao estelar de baixa massa, como
T Tauris por exemplo, que possuem forte emiss˜ao de raios-X, caracter´ısticos de estrelas
jovens.
A primeira procura sistem´atica por emiss˜ao de raios-X em TTS foi realizada pelo sat´elite
de raios-X Observat´orio Einstein (EO). Estrelas T Tauri emitem raios-X de aproximada-
mente 1 keV com luminosidades da ordem de 10
3
L
(Gagne e Caillault, 1994), e apresen-
tam grande varia¸c˜ao e `as vezes fortes flares. Atualmente, com os levantamentos realizados
por outros observat´orios, existe um extenso banco de dados de TTS com emiss˜ao de raios-X,
onde a maioria ´e identificada como wTTS e poucas como cTTS, j´a que estas s˜ao bloqueadas
por efeito de mar´e pelo disco que existe ao redor das estrelas, fazendo com que sua rota¸c˜ao
diminua e consequentemente emita menos raios-X. A medida em que o disco se dispersa, a
estrela na fase TTS volta a aumentar sua taxa de rota¸c˜ao, como resultado da conserva¸c˜ao
do momento angular, resultando em que as wTTS sejam mais luminosas em raios-X.
´
E sabido que estrelas na sequˆencia principal giram mais devagar que as TTS. Ou seja, `a
medida em que as estrelas T Tauri evoluem, certos processos f´ısicos dessa fase v˜ao cessando,
elas se aproximam da ZAMS e a sua rota¸c˜ao vai diminuindo. Muitas estrelas pertencentes
aos aglomerados de Hyades e Pleiades giram devagar, mas devido `as idades distintas desses
dois grupos, aproximadamente 600 e 100 Manos respectivamente, tem-se que as estrelas das
Pleiades emitem menos raios-X que wTTS, mas emitem mais que as estrelas das Hyades.
Sendo assim, fica f´acil concluir que muitas estrelas jovens poderiam ser identificadas
como objetos brilhantes em cat´alogos de observa¸c˜oes em raios-X. E de fato, foi isso que
impulsionou a identifica¸c˜ao de associa¸c˜oes estelares jovens na ´ultima d´ecada (vide subse¸c˜ao
44 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
1.4). Muitas estrelas TTS vem sendo encontradas principalmente nos cat´alogos do ROSAT,
e muitas centenas de outras ainda aguardam confirma¸c˜ao de contrapartidas ´opticas, o que
fornece um status promissor para essa ´area de estudo, principalmente no entendimento da
origem de sistemas planet´arios a partir de observa¸c˜ao desses obj etos jovens.
1.2.7 Estrelas Jovens com discos circunstelares e sua forma¸c˜ao
Observa¸c˜oes reve laram que algumas estrelas jovens e muitas estrelas T Tauri, podem
possuir discos circunstelares. Dois exemplos muito bem conhecidos e estudados s˜ao Vega
e β Pictoris. Objetos maiores, como protoplanetas, podem se formar no disco tamb´em.
Alguns autores sugerem que esses discos s˜ao de fato discos de detritos (“debris disks”) em
vez de discos de acres¸c˜ao, o que significa que o material observado ´e produzido por colis˜oes
entre objetos j´a formados no disco. Uma descri¸c˜ao sobre discos circunstelares encontra-se
no apˆendice A.
Aparentemente, a forma¸c˜ao de discos ´e bastante comum durante o colapso das nu-
vens protoestelares. Indubitavelmente, tal fato se deve ao aumento da rota¸c˜ao da nuvem,
necess´ario `a conserva¸c˜ao do momento angular.
`
A medida em que o raio da protoestrela
diminui, o mesmo acontece com o momento de in´ercia. Isso implica que, na ausˆencia de
torques externos, a velocidade augular deva aumentar. Mas, um problema surge de imedi-
ato, quando o efeito do momento angular ´e inclu´ıdo no colapso. Tem-se que os argumentos
da conserva¸c˜ao do momento angular levam a es perar que todas as estrelas de sequˆencia
principal deveriam girar muito mais r´apido, a taxas pr´oximas ao limite de ruptura. As ob-
serva¸c˜oes mostram, entretanto, que em geral isso n˜ao ocorre. Aparentemente, o momento
angular ´e transferido para fora da estrela em colapso. Carrol e Ostlie (2007) sugerem
que campos magn´eticos ancorados a zonas de convec¸c˜ao dentro das estrelas, e acoplados
aos ventos estelares ionizados, possam diminuir a velocidade de rota¸c˜ao pela aplica¸c˜ao
de torques. Atividades coronais do tipo solar nas atmosferas mais externas de algumas
estrelas T Tauri parecem confirmar essa id´eia.
1.3 As origens das estrelas jovens pr´oximas
Ap´os a discuss˜ao realizada sobre es trelas jovens na se¸c˜ao anterior ´e interessante elucidar
como as estrelas jovens pr´oximas surgem, pois s˜ao os alvos de estudo.
´
E sabido que o s´ıtio
Se¸c˜ao 1.3. As origens das estrelas jovens pr´oximas 45
mais pr´oximo de forma¸c˜ao estelar massiva ´e regi˜ao de Sco-Cen, que est´a a mais de 100 pc de
distˆancia do Sol. Considerando que muitas estrelas jovens est˜ao situadas a uma distˆancia
de 60 pc, a origem de tais estrelas se torna um tema muito interessante. N˜ao existem
evidˆencias de uma nuvem molecular pr´oxima (d 100 pc) que poderia, real´ısticamente,
explicar a origem dessas estrelas jovens como uma forma¸c˜ao estelar in-situ semelhante a
s´ıtios t´ıpicos como Taurus/Auriga e Sco-Cen.
Uma id´eia importante relativa a origem de estrelas jovens seria o fato de que elas ex-
istem, em maior n´umero, no Hemisf´erio Sul. Muito provavelmente essa prevalˆencia sulista
est´a relacionada `a recente forma¸c˜ao estelar massiva na regi˜ao de Sco-Cen que consiste de
trˆes sub-regi˜oes, cada uma distingu´ıvel por diferentes posi¸c˜oes do c´eu, idade, e propriedades
cinem´aticas. A mais pr´oxima, ´e a Lower Centaurus Crux - LCC com uma distˆancia es-
timada de ∼ 120 pc (de Zeeuw et al., 1999). A associa¸c˜ao de TW Hydra (TWA) e a
parte noroeste de LCC se sobrep˜oem no plano do c´eu e as estrelas que formam essa regi˜ao
sobreposta tˆem movimentos espaciais similares (Song et al., 2003). A idade de LCC est´a
entre 10-15 Manos (de Geus et al., 1989), por´em esse valor pode ser um tanto diferente ao
se utilizar diferentes m´etodos, resultando por exemplo em uma idade entre 15-25 Manos
como encontrado por Mamajek et al. (2002). Outro exemplo ´e fornecido nos trabalhos
de Ortega et al. (2002) e Song et al. (2003) que realizaram a trajet´oria retroativa sobre
os membros do grupo β Pic resultando em uma idade de ∼ 12 Manos. N˜ao obstante, ´e
poss´ıvel notar que as estrelas de TWA s˜ao claramente mais jovens porque elas se situam
acima das estrelas de β Pic no diagrama cor-magnitude (CMD) (figura 3.3), e tamb´em
devido ao fato da abundˆancia qu´ımica do l´ıtio s er maior para os membros de TWA, como
pode ser visto na figura 1.6. Assim, as estrelas de TWA s˜ao t˜ao ou mais jovens do que as
estrelas mais jovens de LCC.
Ainda em rela¸c˜ao ao grupo β Pic, Jayawardhana e Greene (2001), Ortega et al. (2002),
Song et al. (2003) concluiram em seus trabalhos, atrav´es do m´etodo de tra¸car as posi¸c˜oes
das estrelas do grupo de volta no tempo, que no instante de seu nascimento, β Pic estava
muito pr´oxima `a regi˜ao de Sco-Cen. Outro grupo que pode estar relacionado `a regi˜ao de
Sco-Cen ´e o aglomerado estelar compacto η Cha, que est´a a uma distancia de 97 pc do
Sol localizado ligeiramente a oeste de LCC (Mamajek et al., 2002). Mais ainda, existe
uma gama de grupos estelares jovens na regi˜ao frontal de Sco-Cen como por exemplo:
46 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
Figura 1.6: Larguras equivalentes da linha do Li I λ6707,76 como fun¸c˜ao de B − V . Idades
dos aglomerados: NGC 2264 (< 5 Manos); IC 2602 (∼ 30 Manos); Pleiades (∼ 100 Manos).
Para as estrelas de tipo espectral ∼ M3 do grupo em movimento de β Pic, a escala de tempo
de queima do l´ıtio ´e menor que 12 Manos. Adaptado de Zuckerman e Song (2004b)
aglomerado Cha (Feigelson et al., 2003); a regi˜ao “Cha-Near” (Zuckerman e Song, 2004b);
e o aglomerado β Crux (Alcal´a et al., 2002). As posi¸c˜oes e os tamanhos relativos desses
aglomerados do Hemisf´erio Sul podem ser observados na figura 1.7. A partir de uma
extrapola¸c˜ao acerca do que foi dito, poder-se-ia deduzir que a maioria das estrelas pr´oximas
jovens com idades 15 Manos est˜ao relacionadas `a regi˜ao Sco-Cen. Ent˜ao, o que deve ter
causado essa forma¸c˜ao estelar em larga escala (∼ 200 pc) numa escala de tempo de ∼ 30
Manos encontrado na grande regi˜ao de Sco-Cen?
Para responder a essa quest˜ao ´e necess´ario analisar a regi˜ao Sco-Cen com mais detalhe.
Embora ela seja o s´ıtio massivo de forma¸c˜ao estelar mais pr´oximo da Terra, s´o se consegue
obter informa¸c˜oes limitadas sobre ela devido `a sua vasta ´area projetada no c´eu (a sua
escala espacial ´e 200 pc com uma massa total de ∼ 10
3−4
M
). A passagem de um
bra¸co espiral Gal´actico pode naturalmente explicar esta forma¸c˜ao estelar em larga escala.
Nesse cen´ario, h´a aproximadamente 60 Manos atr´as, a regi˜ao que agora ´e conhecida como
a vizinhan¸ca solar passou pelo bra¸co de Carina e com isso ativou-se uma forma¸c˜ao estelar
massiva. Um trabalho que refor¸ca essa id´eia ´e o de Sartori et al. (2003) onde os autores
argumentam que alinhamentos de nuvens moleculares e grupos de estrelas jovens, incluindo
Se¸c˜ao 1.3. As origens das estrelas jovens pr´oximas 47
Figura 1.7: Associa¸c˜oes estelares jovens do He misf´erio Sul indicadas com seus respectivos
movimentos pr´oprios.
as regi˜oes de Sco-Cen, Ophiucus, Lupus e Chamaeleon (todas na dire¸c˜ao de rota¸c˜ao anti
gal´actica), podem ser facilmente explicados pela passagem do g´as pelo bra¸co espiral da
Gal´axia. Por outro lado, a turbulˆencia natural do meio interestelar continuamente cria e
destr´oi regi˜oes de alta densidade em v´arias escalas de tempo. As simula¸c˜oes num´ericas
do trabalho de Hartmann et al. (2001) demonstram que em poucas dezenas de milh˜oes de
anos uma nuvem interestelar com um tamanho de algumas centenas de parsecs, pode ser
criada. Neste cen´ario, fluxos turbulentos de larga escala no meio interestelar difuso podem
rapidamente formar nuvens moleculares filamentares que podem ultrapassar a escala de
centenas de parsecs, e at´e pequenos ramos (∼ 50 pc) podem fornecer condi¸c˜oes suficientes
para o nascimento de grupos estelares jovens como os que est˜ao sendo abordados neste
trabalho.
A extrapola¸c˜ao da fun¸c˜ao de massa dos atuais membros conhecidos da regi˜ao de Sco-
Cen realizada por de Zeeuw et al. (1999) levou `a conclus˜ao que se poderia esperar que
houvesse um certo n´umero de estrelas O por toda a regi˜ao de Sco-Cen. Entretanto, essas
estrelas n˜ao s˜ao encontradas nessa regi˜ao, embora exista uma d´uzia ou mais de estrelas
do tipo B0-2. Tal fato implica que existiam ao menos algumas estrelas do tipo O que
explodiram como supernovas, e que poderiam assim ter contribu´ıdo com uma dispers˜ao de
pequenas nuvens moleculares de forma¸c˜ao estelar e/ou dispararam uma nova forma¸c˜ao em
sua vizinhan¸ca. Embora ningu´em tenha observado evidˆencias diretas de tais explos˜oes, po-
48 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
dem existir evidˆencias indiretas locais, tais como baixa densidade, e bolhas de explos˜oes na
vizinhan¸ca solar (Ma´ız-Apell´aniz (2001)). De fato, regi˜oes de forma¸c˜ao estelar disparadas
por explos˜oes de supernovas na regi˜ao de Sco-Cen s˜ao, atualmente, um dos cen´arios mais
populares, adotados nos trabalhos de Jayawardhana e Greene (2001), Sartori et al. (2003),
e Ortega et al. (2004).
Embora n˜ao seja poss´ıvel datar com precis˜ao quando ocorreu exatamente a forma¸c˜ao
estelar em Sco-Cen, existem evidˆencias de uma rela¸c˜ao f´ısica entre os grupos estelares
jovens pr´oximos, e a regi˜ao de Sco-Cen. A menos que a fun¸c˜ao de massa da regi˜ao de
Sco-Cen seja muito diferente comparada a de outras regi˜oes de forma¸c˜ao estelar (suposi¸c˜ao
que parece gratuita), deve existir uma s´erie de explos˜oes de supernovas que dispersaram o
material gasoso dos grupos estelares jovens. Pequenos grupos de estrelas se formaram nas
camadas de expans˜ao das ondas de choque das supernovas ou em ramos de turbulˆencia
induzida de nuvens moleculares filamentares. Isso pode explicar as pequenas diferen¸cas de
movimentos espaciais entre os grupos estelares jovens e a regi˜ao de Sco-Cen.
1.4 Associa¸c˜oes Estelares - Grupos de estrelas
Conforme o descrito no projeto, a principal sugest˜ao de trabalho ´e fazer um levan-
tamento de estrelas nos campos do sat´elite CoRoT com movimentos pr´oprios an´alogos,
caracterizando-os como membros de uma associa¸c˜ao para que a idade seja estimada. Para
isso utilizar-se-´a os resultados de Torres et al. (2006) e os cat´alogos UCAC2 e USNOB1
para sugerir novos alvos a serem observados com espectroscopia Coud´e no Laborat´orio Na-
cional de Astrof´ısica, a fim de determinar suas velocidades radiais, tipo espectral e idade
estimada para que o prop´osito do trabalho seja alcan¸cado. M ais detalhes podem ser vistos
na se¸c˜ao 4.
Um conceito importante muito utilizado nesse texto, e principalmente na base de dados,
´e o de associa¸c˜ao estelar. Esse tipo de objeto ´e definido como um grupo de estrelas que
aparentam estar concentradas em um pequeno espa¸co volum´etrico e que compartilham
as mes mas propriedades tais como idade, composi¸c˜ao qu´ımica, distˆancia e cinem´atica.
Basicamente se conhecem trˆes tipos de associa¸c˜oes estelares: (i) o tipo mais conhecido ´e a
associa¸c˜ao OB, caracterizada pela presen¸ca de estrelas de tipo espectral O e B. Acredita-
se que se formam a partir de um pequeno volume no interior de uma nuvem molecular
Se¸c˜ao 1.4. Associa¸c˜oes Estelares - Grupos de estrelas 49
gigante, e algumas delas po dem come¸car como estrelas Herbig Ae/Be. Uma vez que o g´as
e o p´o desaparecem, as estrelas remanescentes se separam e come¸cam a vagar livremente,
e como a vida das estrelas de tipo O ´e muito curta, estas associa¸c˜oes p odem ter uma idade
de uns poucos milh˜oes de anos no m´aximo; (ii) associa¸c˜oes T, formadas por estrelas jovens
do tipo T Tauri. Estas associa¸c˜oes normalmente encontram-se fora da nuvem molecular a
partir da qual se formaram; (iii) associa¸c˜oes R, formadas por estrelas que iluminam uma
nebulosa de reflex˜ao.
`
A primeira vista esse conceito parece convergir para o de um aglomerado; por outro
lado, s e tal grupo est´a perto o suficiente do Sol, seus membros parecer˜ao abranger uma
grande parte do c´eu (como por ex., Orion que est´a a 50 pc e cobriria uma grande extens˜ao do
c´eu) caracterizando-se assim uma associa¸c˜ao. E outras palavras, um aglomerado tem uma
densidade de estrelas de pelo menos uma ordem de grandeza maior que a densidade encon-
trada no campo e ´e, portanto, mantido em conjunto pela atra¸c˜ao m´utua de seus membros
estelares. Uma associa¸c˜ao, por outro lado, tem uma densidade estelar consideravelmente
menor que a encontrada no campo e tende rapidamente a sofrer ruptura por efeitos de
mar´e, talvez em uma escala de tempo da ordem de 10 Manos. Desse modo, para localizar
esse tipo de grupo, concentra¸c˜oes espaciais projetadas e movimentos pr´oprios semelhantes
n˜ao s˜ao suficientes (Torres et al., 2006) & (Torres et al., 2008). Um crit´erio mais preciso ´e
procurar-se por objetos que compartilham movimentos heliocˆentricos pr´oximos.
O conceito acima referente `a associa¸c˜ao obviamente est´a diretamente relacionado a
grupos de estrelas coevos em movimento, e de como se originam, conforme descrito na
se¸c˜ao 1.3. Desde o come¸co dos estudos nessa ´area, a astronomia vem tentando resolver um
problema cr´ıtico relativo a identifica¸c˜ao n˜ao amb´ıgua de tais grupos coevos como parte da
Associa¸c˜ao Local jovem e pr´oxima, que tamb´em compreende a identifica¸c˜ao de estrelas T
Tauri pr´oximas ao Sol. Em geral, o estudo de grupos de estrelas em movimento tem uma
hist´oria n˜ao muito recente na astronomia, como po de ser verificado, p or exemplo, na s´erie
de nove volumes de Eggen (1965) sobre estrelas e sistemas estelares, que resume a hist´oria
dos estudos de grupos a uma distˆancia de at´e 100 pc do Sol.
Nos ´ultimos dez anos, a astronomia vem presenciando um forte crescimento nessa ´area.
Os resultados do esfor¸co em encontrar novas asso cia¸c˜oes come¸caram a aparecer ap´os o
in´ıcio da identifica¸c˜ao de estrelas jovens contidas no cat´alogo ROSAT de objetos emissores
50 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
de raios-X. Lembre-se que estrelas jovens sofrem de um aumento da atividade em raios-
X conforme descrito na se¸c˜ao 1.2.6, e que observa¸c˜oes de aglomerados jovens (como as
Pleiades, por exemplo) mostraram que a intensa emiss˜ao de raios-X persiste por pelo menos
100 Manos. Em virtude disso, Torres et al. (2006) iniciaram a cria¸c˜ao de um banco de dados
chamado SACY (do inglˆes Search for Associatons Containing Young Stars). Basicamente
o SACY cont´em estrelas de tipo espectral G0 em diante contidas no cat´alogo TYCHO-2
ou Hipparcos, e que possuam contrapartidas no cat´alogo ROSAT. As associa¸c˜oes contidas
no SACY ser˜ao, portanto, o ponto de partida no banco de dados do presente trabalho para
an´alise e sele¸c˜ao.
Cap´ıtulo 2
Campos de Visibiladade Estudados
Conforme mencionado no cap´ıtulo 1, o objetivo deste trabalho consiste em localizar
planetas em est´agio inicial de forma¸c˜ao procurando-os em uma amostra de estrelas jovens
com idades entre alguns Manos e v´arias dezenas de Manos. Contudo, essa amostra n˜ao
pode ser selecionada ao acaso. Os alvos a serem analisados devem ser, al´em de jovens,
observ´aveis por algum instrumento para que a detec¸c˜ao do protoplaneta seja feita. O
objetivo desse trabalho ´e estudar alvos que estejam contidos nos campos de visibilidade
dos sat´elites CoRoT (ESA) e Kepler (NASA), que al´em de serem instrumentos voltados
ao prop´osito de detec¸c˜ao exoplanet´aria, utilizam a t´ecnica de detec¸c˜ao por trˆansito que ´e
a que mais se desenvolveu nos ´ultimos anos.
Vale ressaltar tamb´em que existem diferentes metodologias de detec¸c˜ao de exoplanetas.
Atualmente, por crit´erio de simplicidade, tais m´etodos podem ser agrupados em quatro
categorias principais: (i) m´etodos dinˆamicos: dependem diretamente da intera¸c˜ao gravita-
cional entre a estrela e seu(s) planeta(s); (ii) m´etodos fotom´etricos: dependem diretamente
de medidas da luz emitida pelo exoplaneta e p or sua estrela; (iii) microfocaliza¸c˜ao grav-
itacional: depende da propriedade que objetos massivos tem de pertubar a trajet´oria de
raios de luz (microlentes gravitacionais); e (iv) uma quarta categoria da qual fazem partes
t´ecnicas experimentais ainda n˜ao desenvolvidas. Dentre as trˆes primeiras categorias exis-
tem sete m´etodos que est˜ao sendo atualmente utilizados ou que ser˜ao desenvolvidos em
um curto per´ıodo de tempo: velocidade radial ou m´etodo Doppler; trˆansito planet´ario;
microfocaliza¸c˜ao gravitacional (efeito de microlente); imageamento direto; cronometragem
de pulsares; astrometria; discos circunstelares. A descri¸c˜ao de cada m´etodo est´a fora do
escopo desse trabalho, com exce¸c˜ao de dois em particular: o de trˆansito planet´ario e o da
52 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados
espectroscopia doppler, j´a que o primeiro ´e a metodologia utilizada pelos sat´elites men-
cionados acima, e o segundo ´e a metodologia de follow-up ou de confirma¸c˜ao de suas
descobertas, como a determina¸c˜ao da massa dos planetas.
Antes da breve discuss˜ao desses dois m´etodos, uma observa¸c˜ao importante deve ser
feita. A curta hist´oria recente de detec¸c˜ao planet´aria mostra que todos os m´etodos suprac-
itados contˆem um vi´es observacional ´obvio: ´e muito mais f´acil descobrir planetas massivos
(gigantes gasosos) girando ao redor de suas estrelas a distˆancias muito pequenas, de tal
maneira que suas ´orbitas tenham escalas de dias. Tal fato ´e corroborado pelo m´etodo
respons´avel pela grande maioria das descobertas, o da velocimetria radial. A ambi¸c˜ao de
pesquisadores da ´area sempre foi a detec¸c˜ao de planetas rochosos similares `a Terra, que
s˜ao os potencialmente mais promissores de um ponto vista astrobiol´ogico. Devido a isso,
nos ´ultimos anos foi realizado um intenso esfor¸co no desenvolvimento e aplica¸c˜ao desse
m´etodo, de trˆansitos planet´arios, permitindo identificar tanto planetas rochosos quanto
gasosos com a confirma¸c˜ao de observa¸c˜oes de solo, embora seja mais dif´ıcil descobrir-se
os primeiros devido ao seu pequeno tamanho. Foi por essa raz˜ao que se escolheu estudar,
neste trabalho, alvos contidos nos campos de visibilidade dos sat´elites CoRoT e Kepler,
pois `a medida que suas descobertas se confirmem existir´a uma popula¸c˜ao de exoplane-
tas em uma regi˜ao at´e ent˜ao inacess´ıvel devido a falta de observa¸c˜oes de um sat´elite. A
possibilidade de decoberta de outras Terras pelo m´etodo de trˆansito dar´a validade a este
trabalho, des de que as estrelas observadas sejam jovens. Lembre-se que a finalidade b´asica
deste trabalho ´e identificar estrelas jovens, nos campos do CoRoT e Kepler, sucept´ıveis de
j´a terem formados planetas, e distinguir dentre elas, os mais favor´aveis de j´a poderem ter
formado planetas rochosos (relativamente mais velhas).
Apesar de que, tanto o sat´elite CoRoT quanto o Kepler utilizam a mesma metodologia
observacional, o processo de como se d´a a observa¸c˜ao difere em alguns aspectos, e tal fato
reflete os resultados obtidos por cada um. Por´em, antes de discuti-los detalhadamente,
uma breve apresenta¸c˜ao aos principais m´etodos de detec¸c˜ao ser´a feito a seguir, para pos-
teriormente apresentar as caracter´ısticas particulares e pertinentes a esse trabalho de cada
um dos sat´elites, tais como modo de observa¸c˜ao, campo de vis˜ao, e limite de magnitude
observada.
Se¸c˜ao 2.1. M´etodos de Detec¸c˜ao Abordados 53
2.1 M´etodos de Detec¸c˜ao Abordados
2.1.1 Trˆansito Planet´ario
A defini¸c˜ao de trˆansito ´e simples: consiste na passagem de um objeto astronˆomico em
frente de outro maior. Trˆansitos ocorrem com certa periodicidade no sistema solar, eclipses
solares e lunares s˜ao casos especiais de trˆansitos. Sendo s˜ao os trˆansitos de Merc´urio e
Vˆenus sobre o disco solar.
Figura 2.1: Um evento raro, o trˆansito de Vˆenus foi observado novamente ap´os 122 anos, em 8 de Junho
de 2004. Esta imagem foi obtida atrav´es de um filtro H
α
. Al´em do disco de Vˆenus, tamb´em pode-se
observar v´arias proem inˆencias e a granula¸c˜ao solar. (NASA).
Para entender como exoplanetas podem ser descobertos atrav´es de trˆansitos, ´e conve-
niente usar como exemplo o trˆansito de Vˆenus que ocorreu em 8 de Junho de 2004. Na
figura 2.1, tem-se uma imagem que mostra Vˆenus, um pequeno disco negro sobre a bril-
hante superf´ıcie do Sol. Durante o seu trˆansito ocorreu uma diminuta redu¸c˜ao da radia¸c˜ao
solar incidente na Terra. Supondo que o Sol possui um brilho uniforme por toda a sua
superf´ıcie (por simplicidade ignora-se o efeito de escurecimento do limbo) ´e simples calcular
a fra¸c˜ao da radia¸c˜ao solar bloqueada pelo disco de Vˆenus. A fra¸c˜ao obscurecida da ´area
solar, f
V
, ´e simplesmente o quadrado da raz˜ao entre o raios angulares de Vˆenus, a
V
, e do
Sol, a
S
:
f
V
= (
a
V
a
S
)
2
= (
R
V
/d
T V
R
S
/d
T
)
2
(2.1)
onde R
V
´e o raio de Vˆenus, R
S
o raio do Sol, d
T V
a distˆancia entre a Terra e Vˆenus, e d
T
a
distˆancia entre a Terra e o Sol. Com a substitui¸c˜ao destas vari´aveis por valores num´ericos,
54 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados
obt´em-se que durante o trˆansito de Vˆenus ocorreu uma diminui¸c˜ao de cerca de 0,1% do
brilho aparente do Sol. Apesar de ser impercept´ıvel a olho n´u, esta varia¸c˜ao ´e facilmente
observ´avel com o equipamento apropriado. Este tipo de c´alculo po de ser aplicado tamb´em
a trˆansitos de exoplanetas, e como as distˆancias nesses casos s˜ao muito maiores, a f´ormula
acima pode ser escrita como,
f
P
= (
R
P
R
∗
)
2
(2.2)
onde R
P
e R
∗
s˜ao os raios de um planeta e sua estrela, respectivamente. Esta f´ormula n˜ao
´e exata porque o disco de uma estrela n˜ao possui brilho uniforme. No entanto, ela permite
estimar com razo´avel precis˜ao a fra¸c˜ao pela qual o brilho de uma estrela decresce quando
o planeta transita entre o centro e o limbo do disco estelar. Para um exoplaneta com o
tamanho de J´upiter em ´orbita de uma estrela similar ao Sol, um trˆansito bloquear´a cerca
de 1% da luz da estrela. Um resultado de como um trˆansito ´e identificado ´e apresentado
na figura 2.2 que mostra a curva de luz observada da estrela CoRoT-1 com o decr´escimo
causado pelo planeta CoRoT-1b que tem aproximadamente 50% do tamanho de J´upiter.
Note que este resultado n˜ao depende da distˆancia do sistema planet´ario com rela¸c˜ao `a
Terra.
Figura 2.2: Resultado de um trˆansito identificado pelo sat´elite CoRoT que mostra a curva de luz observada
da estrela CoRoT-1 com o decr´escimo causado pelo planeta CoRoT-1b que tem aproximadamente 50% do
tamanho de J´upiter. Essa foi a primeira confirma¸c˜ao de um exoplaneta descoberto pelo sat´elite.
Se¸c˜ao 2.1. M´etodos de Detec¸c˜ao Abordados 55
´
E sabido tamb´em que, conhecendo-se o tipo esp ectral da estrela, ´e poss´ıvel estimar com
precis˜ao o seu raio e sua massa. Com isso, a equa¸c˜ao 2.2 pode ser usada tamb´em para
estimar o raio de um planeta a partir da observa¸c˜ao do trˆansito. A partir do per´ıodo entre
trˆansitos, P , obtido diretamente da curva de brilho da estrela observada, da massa da
estrela, e com o uso da terceira lei de Kepler (desprezando a massa do planeta em rela¸c˜ao
`a estrela), o semi-eixo maior do sistema pode ser calculado:
a
3
=
P
2
GM
∗
4π
2
(2.3)
O an´uncio da descoberta do primeiro planeta atrav´es de um trˆansito ocorreu em meados
de 2000 (Castellano et al., 2000). Uma grande vantagem deste m´etodo ´e a facilidade com
que ele pode ser executado (medidas fotom´etricas da varia¸c˜ao do brilho de estrelas ´e algo
que se realiza em praticamente todos observat´orios profissionais no mundo). Outra grande
vantagem dos trˆansitos ´e que eles permitem determinar o tamanho do exoplaneta, e se este
dado for combinado com medidas obtidas por outros m´etodos, a densidade do planeta pode
ser encontrada. A partir da densidade e do tamanho do planeta, podem ser estabelecidas
hip´oteses a respeito de sua constitui¸c˜ao interna e sua composi¸c˜ao qu´ımica. Al´em disso, um
grande n´umero de estrelas pode ser observado simultaneamente, e e xoplanetas com massas
similares `a da Terra podem ser encontrados.
No entanto, este m´etodo possui uma grande limita¸c˜ao: trˆansitos somente ocorrem
quando a inclina¸c˜ao da ´orbita do planeta com rela¸c˜ao a linha de visada for pr´oxima de
90
o
. A probabilidade para uma ´orbita estar apropriadamente alinhada ´e igual ao diˆametro
da estrela dividido pelo diˆametro da ´orbita (veja: http://kepler.nasa.gov). Estima-se que
esse valor se ja de 0,5 % para um planeta com uma ´orbita do tipo terrestre ao redor de
uma estrela como o Sol. Por outro lado, para os planeta gigantes descobertos com ´orbitas
de alguns dias, a probabilidade de alinhamento ´e de 10%. Devido a esse fator, para se
detectar muitos planetas, mesmo se os tipos terrestres forem comuns, h´a que se observar
milhares de estrelas. Tamb´em nota-se que quanto menor o planeta, menor ser´a a varia¸c˜ao
do brilho da estrela provocado por ele.
´
E levando em conta esses fatores que as miss˜oes,
que tenham como objetivo identificar exoplanetas, possuem um campo de vis˜ao rico em
estrelas permitindo dessa forma observar cerca de centenas de milhares de alvos. Duas
delas s˜ao os sat´elites CoRoT e Kepler, instrumentos de estudo deste trabalho.
56 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados
2.1.2 Espectroscopia Doppler - follow-up
Anteriormente foi mencionado que a densidade do planeta pode ser encontrada se
os resultados das observa¸c˜oes dos trˆansitos forem combinados com resultados de outros
m´etodos. Isso ´e o que se chama de pesquisa de follow-up necess´aria para a confirma¸c˜ao de
um exoplaneta. Geralmente, ap´os a confirma¸c˜ao do trˆansito, telesc´opios de solo realizam
observa¸c˜oes desses alvos e aplicam a metodologia de espectroscopia Doppler, ou velocime-
tria radial. Esse m´etodo se baseia na propriedade que a luz emitida por um objeto em
movimento tem o seu comprimento de onda alterado. Objetos que se aproximam de um
observador apresentam um encurtamento do comprimento de onda da luz, ou um desvio
para o azul, enquanto que objetos que se afastam apresentam um alongamento do com-
primento de onda da luz, ou um desvio para o vermelho. A mudan¸ca no comprimento de
onda ∆λ de um objeto se afastando ou se aproximando diretamente de um observador com
uma velocidade v
r
n˜ao relativ´ıstica ´e dado por:
λ
− λ
λ
=
∆λ
λ
=
v
r
c
(2.4)
onde c ´e a velocidade da luz. Note que v
r
´e a velocidade radial do objeto, a componente
da velocidade na linha de visada, e por conven¸c˜ao ´e positiva para objetos que se afastam
do observador. O parˆametro λ
´e o comprimento de onda medido, enquanto que λ ´e
comprimento de onda se o objeto estivesse em repouso. Ent˜ao, para objetos se aproximando
do observador, v
r
e ∆λ s˜ao negativos. No caso de um objeto se afastando do observador,
v
r
e ∆λ ser˜ao positivos.
A velocidade radial de uma estrela po de variar com o tempo, de maneira peri´odica, de-
vido `a intera¸c˜ao gravitacional m´utua entre a estrela e seu(s) planeta(s) em uma ´orbita
fechada. Outros pro cess os f´ısicos, como pulsa¸c˜oes da es trela, tamb´em podem causar
varia¸c˜oes peri´odicas da velocidade radial e devem ser levados em conta na an´alise, por´em
estes efeitos n˜ao ser˜ao discutidos aqui pois est˜ao fora do escopo deste trabalho.
´
E im-
portante observar que a orienta¸c˜ao da ´orbita da estrela ao redor do centro de massa do
sistema influencia o valor medido da varia¸c˜ao da velocidade radial. Em uma situa¸c˜ao onde
a orienta¸c˜ao do sistema planet´ario ´e frontal (isto ´e, o sistema ´e visto de cima), a compo-
nente observada da velocidade radial ser´a m´ınima. Por outro lado, quando se observa a
´orbita de perfil(ou seja, no plano orbital), a componente observada da velocidade radial
Se¸c˜ao 2.1. M´etodos de Detec¸c˜ao Abordados 57
ser´a m´axima. Devido `a inclina¸c˜ao qualquer da ´orbita da estrela com rela¸c˜ao ao observador,
o que se mede na realidade ´e v
r
= v sin (i), onde (i) ´e o valor da inclina¸c˜ao da ´orbita.
Em observa¸c˜oes destinadas a descobrir planetas atrav´es da espectroscopia Doppler,
mede-se a varia¸c˜ao temporal da velocidade radial da estrela a partir de medidas do deslo-
camento de linhas espe ctrais. Portanto, medindo-se o valor de v
r
, e do per´ıodo orbital P
atrav´es das varia¸c˜oes c´ıclicas de velocidade, ou atrav´es dos resultados do trˆansito, pode-
se ent˜ao calcular os parˆametros orbitais. A demonstra¸c˜ao que se far´a agora ´e simples e
sucinta. Primeiramente, ser´a abordado o caso de ´orbitas c irculares, e posteriormente se
extender´a para excentricidades n˜ao nulas ( = 0) (Martioli, 2006).
Para o movimento de uma estrela com velocidade v em torno do centro de massa (CM)
do sistema, tem-se que:
vP = 2πa
∗
(2.5)
onde a
∗
´e a distˆancia da estrela ao CM. Multiplicando os dois lados dessa equa¸c˜ao por
sin (i), tem-se,
a
∗
sin (i) =
P v
r
2π
(2.6)
que fornece um limite inferior para o raio da ´orbita da estrela em torno do CM. Pode-se
obter um valor para a massa da estrela a partir da rela¸c˜ao massa/luminosidade, dada por,
L
∗
L
= (
M
∗
M
)
3
(2.7)
onde L
e M
s˜ao os valores da luminosidade e da massa solar, respectivamente. Na
pr´atica, valores da luminosiade de uma estrela s˜ao medidos com relativa confiabilidade.
Conhecendo-se a luminosidade de uma estrela pode-se estimar com boa precis˜ao a sua
massa. Contudo, a maneira mais precisa de se determinar a massa de uma estrela baseia-
se em observa¸c˜oes espectrosc´opicas, e na classifica¸c˜ao espectral precisa do objeto
A partir da terceira lei de Kepler, obt´em-se o valor do raio da ´orbita do planeta,
a
p
= (
GM
∗
P
2
4π
2
)
(1/3)
(2.8)
onde G ´e a constante gravitacional e a
p
´e a distˆancia do planeta ao CM. Nessa express˜ao,
despreza-se a massa do planeta em rela¸c˜ao `a da estrela.
58 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados
Segundo a defini¸c˜ao de centro de massa tem-se ainda que:
M
p
a
p
= M
∗
a
∗
(2.9)
Utilizando as express˜oes anteriores, chega-se finalmente a uma express˜ao para a veloci-
dade radial, e assim pode-se obter um limite inferior para a massa do planeta:
v
r
= M
p
sin (i)(
2πG
M
2
∗
P
)
(1/3)
(2.10)
A express˜ao mais completa, que inclui a excentricidade da ´orbita ´e dada por Martioli
(2006),
v
r
= M
p
sin (i)(
2πG
M
2
∗
P
)
(1/3)
1
(1 −
2
)
(1/2)
(2.11)
onde ´e o valor da excentricidade orbital.
Para se obter experimentalmente o valor da excentricidade, utiliza-se o fato de que a
forma da curva de varia¸c˜ao da velocidade radial depende da excentricidade, e sua varia¸c˜ao
temporal n˜ao ´e senoidal. Pode-se assim, fazer modelos que utilizem um ajuste para en-
contrar a excentricidade. Uma descri¸c˜ao mais detalhada deste procedimento est´a fora do
escopo deste trabalho, e mais informa¸c˜oes podem ser obtidas em Martioli (2006).
Note que o que se mede ´e M
p
sin (i) e n˜ao M
p
, ou seja todas as medidas de massa dos
exoplanetas conhecidos o s˜ao em fun¸c˜ao de sin (i) e dependem pois da inclina¸c˜ao da ´orbita.
Claro que no caso de exoplanetas, as decobertas pelo m´etodo de trˆansito a inclina¸c˜ao ´e de
90
o
. Note tamb´em que a espectroscopia Doppler favorece, atrav´es de efeito de sele¸c˜ao, a
descoberta de Hot Jupiters (J´upiters quentes). Estes planetas, al´em de possu´ırem M sin (i)
da ordem de M
J
, possuem p er´ıodos orbitais curtos e causam uma grande varia¸c˜ao da
velocidade radial, o que facilita o estabele cimento de suas descobertas. Por´em, a detec¸c˜ao
de planetas menores, e consequentemente velocidades radiais menores, s˜ao mais dif´ıceis, e
portanto, a combina¸c˜ao deste m´etodo com os resultados do trˆansito s˜ao muito importantes
na descoberta e confirma¸c˜ao de exoplanetas rochosos, j´a que o per´ıodo e as coordenadas
do alvo para observa¸c˜ao de follow-up s˜ao obtidos pelo trˆansito. Ou seja, para as miss˜oes
CoRoT e Kepler, esses dois m´etodos ir˜ao atuar de formas complementares `a medida que
novos exoplanetas ser˜ao descobertos e confirmados.
Se¸c˜ao 2.2. O sat´elite CoRoT 59
Atualmente, os candidatos a exoplanetas s˜ao observados por uma rede de instrumen-
tos: o espectr´ografo HARPS (o mais preciso atualmente), instalado no telesc´opio de 3,6
m do ESO, e os telesc´opios Keck I no Hawaii e Hobby-Ebberly no Texas, para obter ve-
locidades radiais com elevada precis˜ao que permitam estimar a massa do planeta. Mas
existe um problema. As miss˜oes CoRoT e Kepler prop˜oem-se a descobrir planetas com
massas pr´oximas `a da Terra e a uma distˆancia aproximadamente de 1 UA de uma estrela
hospedeira semelhante ao Sol. Ora, por exemplo, o efeito da Terra na velocidade radial do
Sol ´e de apenas 0,1 m/s e, portanto, al´em dos sat´elites serem capazes detectar o trˆansito
de um tal planeta, dever´a-se-´a confirmar depois a sua existˆencia medindo a varia¸c˜ao na
velocidade radial da estrela hospedeira com uma precis˜ao de pelo menos 0,1 m/s. Nen-
hum espectr´ografo tem atualmente essa precis˜ao. O HARPS, em La Silla, e o HIRES, no
Keck, atingem uma precis˜ao de 1 m/s.
´
E por essa raz˜ao que se encontra em constru¸c˜ao
uma r´eplica do HARPS, designado HARPS-NEF (New Earths Facility), que ter´a uma
precis˜ao superior `a do seu irm˜ao mais velho e ser´a instalado no WHT (William Herschel
Telescope) de 4,2 metros na ilha de La Palma, Can´arias. O HARPS-NEF dever´a iniciar
as observa¸c˜oes no final de 2010, e com isso muitos dados dos dois sat´elites pedentes de
confirma¸c˜ao poder˜ao ser melhor analisados para, dessa forma, aumentar a popula¸c˜ao de
exoplanetas rochosos descobertos alcan¸cando assim, os objetivos das duas miss˜oes.
2.2 O sat´elite CoRoT
2.2.1 Aspectos Gerais
Uma vez compreendida a descri¸c˜ao b´asica de como os exoplanetas s˜ao detectados pelos
sat´elites CoRoT e Kepler, cabe agora apresentar suas caracter´ısticas peculiares utilizadas
nesse trabalho, a come¸car pelo CoRoT, j´a que este foi o primeiro de sua classe de sat´elites
a utilizar o m´etodo de trˆansitos. Todas as informa¸c˜oes de sua descri¸c˜ao, apresentadas a
seguir, foram obtidas do site do sat´elite: http://corot.oamp.fr/.
O telesc´opio espacial CoRoT faz parte de uma miss˜ao astronˆomica e astrof´ısica, fi-
nanciada em 70% pelo CNES (Centro Nacional de Estudos Espaciais da Fran¸ca), em
conjunto com a ESA (Agˆencia Espacial Europ´eia) e com participa¸c˜oes de outros pa´ıses
como Alemanha,
´
Austria, B´elgica, Espanha, e Brasil. O sat´elite est´a em plena atividade
60 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados
(recentemente o seu tempo de miss˜ao foi estendido at´e mar¸co de 2013), e observar´a cerca
de 120 mil estrelas no disco da Via L´actea at´e o fim de sua miss˜ao. O sat´elite realiza
dois objetivos principais: (i) descobrir novos planetas extrasolares a partir da detec¸c˜ao de
trˆansitos planet´arios; e (ii) estudar a estrutura interna dessas (rota¸c˜ao e convec¸c˜ao) atrav´es
da sismologia estelar.
O acrˆonimo CoRoT vem justamente da fus˜ao das trˆes palavras: COnvecc˜ao + ROta¸c˜ao
+ Trˆansitos, que s˜ao justamente os fenˆomenos que o sat´elite ir´a observar. Mas, curiosa-
mente, ´e tamb´em homˆonimo de Jean-Baptiste Camille Corot (1796-1875), pintor parisiense
que foi um dos grandes nomes da transi¸c˜ao entre o classicismo e o impressionismo nas artes
pl´asticas.
O sat´elite pesa 630 kg, mede 4,1 metros de comprimento e 2,0 metros de diˆametro e foi
lan¸cado do cosm´odromo de Baikonur, no Casaquist˜ao, pelo foguete russo Soyuz 2.1.B em 27
de dezembro de 2006, entrando em ´orbita circular polar (norte-sul) de 1 hora e 49 minutos
a 896 km de altitude. O sat´elite tem um telesc´opio de 27 cm que realiza observa¸c˜oes
em dire¸c˜oes perpendiculares ao seu plano orbital, evitando a interferˆencia da luz refletida
pela Terra. Durante o ver˜ao no hemisf´erio norte observar´a uma regi˜ao do c´eu perto da
constela¸c˜ao de Serpens (Serpente), pr´oximo ao centro da Gal´axia. Durante o inverno no
hemisf´erio norte, observar´a numa regi˜ao do c´eu na dire¸c˜ao oposta, nas proximidades da
constela¸c˜ao de Monoceros (Unic´ornio), pr´oximo ao anti-centro da Gal´axia.
Um fato curioso desse sat´elite ´e que ele foi amea¸cado de ser cancelado em algumas opor-
tunidades por quest˜oes financeiras, devido `as d´uvidas de qual seria sua principal miss˜ao.
Engenheiros do CNES propuseram o projeto do CoRoT em 1994, com o objetivo principal
de analisar pulsa¸c˜oes de estrelas, e a pesquisa por planetas extra-solares era ent˜ao um
objetivo secund´ario da miss˜ao. Como miss˜oes espaciais possuem um custo relativamente
alto e a sismologia estelar n˜ao era uma ´area de maior prioridade em astronomia, a miss˜ao
CoRoT adotou a pesquisa por e xoplanetas como seu objetivo principal, j´a que esta ´e uma
´area de forte apelo na astronomia moderna e goza de grande interesse por parte do p´ublico.
O estudo das pulsa¸c˜oes estelares passou a ser o objetivo n´umero dois da miss˜ao.
Se¸c˜ao 2.2. O sat´elite CoRoT 61
2.2.2 Estrutura da Miss˜ao
Como o CoRoT foi projetado para dois prop´ositos, pesquisa de exoplanetas e sismologia
estelar, tem-se que o sistema de observa¸c˜ao ´e dividido em dois. A cˆamera de observa¸c˜ao
do sat´elite ´e composta por quatro CCD’s: dois voltados exclusivamente para observa¸c˜ao
exoplanet´aria e outros dois voltados `a observa¸c˜ao de sismologia estelar. Dessa forma, as
duas vertentes dessa miss˜ao podem ser cumpridas de maneira simultˆanea. Para a pesquisa
sismol´ogica s˜ao observados por campo de vis˜ao cerca de 5 alvos por CCD com magnitudes,
V , entre 5,7 e 9,5. Os campos de vis˜ao ser˜ao abordados na se¸c˜ao seguinte. Por outro lado,
para a pesquisa exoplanet´aria s˜ao observados aproximadamente 8000 alvos por CCD com
magnitudes entre 11,5 e 16 para cada campo de vis˜ao apontado.
Na ´area exoplanet´aria, como se pode imaginar, apenas uma pequena fra¸c˜ao das estre-
las observadas ter˜ao as condi¸c˜oes para trˆansitos satisfeitas. Por este motivo, um grande
n´umero de estrelas deve ser observada. Cerca de 15 mil estrelas s˜ao monitoradas durante
cada per´ıodo de observa¸c˜ao da miss˜ao, totalizando cerca de 30 mil estrelas por ano, e
mais de 150 mil estrelas no final da vida ´util prevista para o CoRoT, satisfazendo assim
as condi¸c˜oes de trˆansitos cf. subse¸c˜ao 2.1.1. De acordo com as hip´oteses de existˆencia de
exoplanetas, a miss˜ao CoRoT dever´a descobrir centenas de planetas gigantes internos (hot
Jupiters), e dezenas de planetas rochosos (super-Terras). An´eis ou sat´elites ao redor de
planetas gigantes poderiam tamb´em ser detec tados. At´e o momento o sat´elite j´a descobriu
9 exoplanetas, e existem centenas de candidatos a serem confirmados.
Na ´area de sismologia estelar, um dos processos f´ısicos que mais interessa aos astrˆonomos
´e a convec¸c˜ao.
´
E atrav´es da convec¸c˜ao que parte da energia t´ermica produzida em camadas
mais profundas da estrela ´e trazida `a superf´ıcie, e tamb´em ela ajuda a misturar diferentes
componentes qu´ımicos da mat´eria estelar. Outro mecanismo que tamb´em participa do
processo de mistura de mat´eria no interior das estrelas ´e a rota¸c˜ao que tamb´em ´e alvo de
estudo com os resultados do CoRoT, justificando a raz˜ao do seu nome.
2.2.3 Modo de observa¸c˜ao e campos de vis˜ao
O sat´elite CoRoT foi projetado para observar alvos a partir de uma ´orbita circular
inercial polar (inclina¸c˜ao de 90
o
) a uma altitude de 896 km. Tal ´orbita foi escolhida para
que o sat´elite n˜ao seja afetado pela ilumina¸c˜ao residual proveniente da Terra (espalhada
62 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados
pelo limbo), e com iss o a zona de observa¸c˜ao est´a na dire¸c˜ao equatorial. Veja a figura 2.3.
Figura 2.3: Esquema da ´orbita polar do telesc´opio espacial CoRoT. A cada 6 meses ´e
necess´ario realizar uma manobra de atitude para que o Sol n˜ao encubra a cˆamera do telesc´opio.
(CNES).
Devido a es sa disposi¸c ˜ao orbital, o sat´elite permanece por 6 meses com as costas
voltadas para o Sol, como mostra a figura 2.4, e devido a isso uma manobra de revers˜ao
de posi¸c˜ao (manobra de atitude) deve ser executada duas vezes por ano, quando o Sol se
aproxima do plano orbital e est´a prestes de encobrir o telesc´opio, dividindo deste modo o
ano nos dois per´ıodos de 6 meses de observa¸c˜ao (por conven¸c˜ao, ver˜ao e inverno), de acordo
com a figura 2.4. Existem dois modos poss´ıveis de observa¸c˜ao: cerca de 20 e 150 dias (short
run e long run, respectivamente), convencionados pela equipe do centro de miss˜ao.
A ascens˜ao reta do plano da ´orbita (12.5
◦
) foi escolhida ap´os uma campanha de ob-
serva¸c˜oes preparat´oria feita em solo (do qual o Brasil participou): O CoRoT olhar´a o c´eu
nas dire¸c˜oes 6h50m e 18h50m, com campos de observa¸c˜ao centrados no equador (δ = 0
o
),
respectivamente no inverno e no ver˜ao para o hemisf´erio norte. O campo de observa¸c˜ao
composto pelos 4 CCD’s ´e um quadrado de aproximadamente 2,8
o
x 2,8
o
dividido em duas
metades, uma para a miss˜ao de sismologia estelar, e a outra para o estudo de exoplane-
tas, como j´a foi dito. Acoplado ao telesc´opio, existe uma cˆamera de grande abertura (10
◦
de raio) contendo os quatro CCDs de 2048 x 2048 pixels cada, operando na faixa de luz
vis´ıvel e cuja fun¸c˜ao ´e medir varia¸c˜oes sutis que ocorrem na intensidade da luz das estrelas.
Gra¸cas `a eficiˆencia defletora fornecida por um buffer, ´e poss´ıvel chegar mais pr´oximo do
Se¸c˜ao 2.2. O sat´elite CoRoT 63
Figura 2.4: Esquema caracterizado da ´orbita polar do telesc´opio espacial CoRoT mostrando
os dois modos de observa¸c˜ao: ver˜ao (summer) e inverno (winter). Aqui tamb´em est´a mostrado
os pontos onde a manobra de atitude ocorre. (CNES).
limbo da Terra e assim orientar o modo de observa¸c˜ao do sat´elite dentro do cone com
um raio de 10
o
(figure 2.5) centrado nas dire¸c˜oes supracitadas. Quando projetado sobre o
c´eu, este cone desenha os 2 olhos do CoRoT, com centros em 6h50m e 18h50m, onde s˜ao
selecionados os campos estelares a serem observados (veja figura 2.5).
Figura 2.5: Cone de observa¸c˜ao de 10
o
de raio do CoRoT onde o campo de vis˜ao de 2,8
o
x
2,8
o
pode percorrer em cada per´ıodo de observa¸c˜ao (CNES).
Assim, a figura 2.6 define os dois olhos de observa¸c˜ao do C oRoT no plano gal´actico, e
64 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados
as figuras 2.7 e 2.8 mostram em detalhes essas regi˜oes.
Figura 2.6: Campos de observa¸c˜oes do CoRoT: regi˜oes compreendidas pelos c´ırculos azul e
vermelho correspondem `as observa¸c˜oes do ver˜ao e inve rno, respectivamente (CNES).
Figura 2.7: Detalhes do campo de observa¸c˜ao de inverno do CoRoT, pr´oximo a regi˜ao de
Monoceros. (CNES).
Uma leve altera¸c˜ao na ´orbita (por uma manobra de rotina para a mudan¸ca de in-
clina¸c˜ao) torna poss´ıvel mover os campos estelares observados dentro dos “olhos” de 10
o
do CoRoT. Assim, a cada per´ıodo de observa¸c˜ao, seja o curto de 20 dias ou o longo de
150 dias, o campo de observa¸c˜ao vai observar fra¸c˜oes diferentes do c´eu contidos na ´area
projetada pelo cone de 10
o
.
Se¸c˜ao 2.2. O sat´elite CoRoT 65
Figura 2.8: Detalhes do campo de observa¸c˜ao do ver˜ao do CoRoT, pr´oximo `a regi˜ao de
Serpens. (CNES).
Note, pelo que j´a foi dito, que durante um long run ter-se-´a um per´ıodo ininterrupto
de 150 dias de medidas de estrelas.
´
E sabido que as chances de descobertas de planetas
variam de acordo com os seus per´ıodos orbitais, ou seja, o tempo que eles levam para dar
uma volta completa e m torno de sua estrela. Imagine-se que se esteja olhando para o Sol
no plano da ´orbita dos planetas durante aproximadamente seis meses. Teria-se assim 50%
de chance de ver um trˆansito da Terra, j´a que seu per´ıodo orbital ´e de um ano. Um planeta
que esteja mais perto de sua estrela, com per´ıodo menor, dever´a ter uma chance maior de
ser detectado e assim por diante. Para um planeta com seis meses de ´orbita, a chance de
detec¸c˜ao ´e de 100%. Portanto, a possibilidade de detec¸c˜ao de um planeta com a distˆancia
de J´upiter ou Saturno ´e menor do que de planetas mais pr´oximos de suas estrelas como
Vˆenus ou a Terra. A primeira estimativa de descoberta pelo CoRoT ´e de cerca de mil
planetas do tipo gigante (como J´upiter), dezenas do tipo tel´urico (como a Terra), sendo
que algumas dezenas, sejam gasosos ou rochosos, na zonas habit´aveis (que ´e uma regi˜ao
a certa distˆancia de uma estrela onde ´e poss´ıvel haver ´agua na forma l´ıquida, o que ´e
atualmente aceito como pr´e-condi¸c˜ao para existˆencia de vida) de estrelas mais frias que o
Sol.
2.2.4 Participa¸c˜ao brasileira
Antes de iniciar a descri¸c˜ao do sat´elite Kepler ´e importante citar brevemente como a
participa¸c˜ao brasileira ocorre no projeto do CoRoT.
66 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados
´
E a primeira vez que os astrˆonomos brasileiros participam da constru¸c˜ao de um sat´elite
cient´ıfico, com os mesmos direitos de seus parceiros europeus de explorar os dados a s erem
obtidos. Cientistas brasileiros foram convidados pelos respons´aveis cient´ıficos franceses a
se engajarem nessa miss˜ao espacial, no final de 1999. Um Comitˆe CoRoT-Brasil (CCB) foi
ent˜ao criado, reunindo astrˆonomos de diversos centros de pesquisa do pa´ıs interessados no
projeto. O Departamento de As tronomia do Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciˆencias
Atmosf´ericas da Universidade de S˜ao Paulo coordena a participa¸c˜ao brasileira na miss˜ao
espacial CoRoT.
A participa¸c˜ao brasileira est´a definida com a utiliza¸c˜ao da esta¸c˜ao terrestre do INPE
(Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais) em Alcˆantara, que permitiu aumentar de 70
mil para mais de 120 mil o n´umero de estrelas observadas, al´em da participa¸c˜ao de 5 engen-
heiros/cientistas brasileiros na elabora¸c˜ao de software de calibra¸c˜ao, corre¸c˜ao instrumental
e redu¸c˜ao de dados. Tamb´em houve a participa¸c˜ao de cientistas brasileiros nos grupos de
trabalho para defini¸c ˜ao, observa¸c˜ao e an´alise preparat´oria das estrelas observadas ao longo
da miss˜ao.
Dos 170 milh˜oes de euros do or¸camento da miss˜ao, o Brasil entrou com apenas 2
milh˜oes de euros, por´em a maior contribui¸c˜ao brasileira foi a antena de recep¸c˜ao de dados
na Esta¸c˜ao de Sat´elites Cient´ıficos (ESC), do Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais
(INPE), em Alcˆantara no estado do Maranh˜ao. Os dados armazenados precisam ser pe-
riodicamente transmitidos `a Terra, liberando espa¸co para novos dados no computador de
bordo.
A miss˜ao CoRoT ainda conta com masi duas e sta¸c˜oes de recep¸c˜ao de dados no hem-
isf´erio norte, uma em Toulouse (sede do CNES) e a de Miruna (esta¸c˜ao russa do c´ırculo
polar ´artico), pr´oxima a Madri, para as quais transmite uma parte dos dados armazena-
dos. Sem uma esta¸c˜ao no hemisf´erio sul, o sat´elite n˜ao poderia descarregar o restante dos
dados, implicando em uma perda significativa de cerca de 50% das observa¸c˜oes. Cientis-
tas brasileiros estiveram ent˜ao diretamente envolvidos na sele¸c˜ao dos alvos da miss˜ao, no
desenvolvimento de software para controle do sat´elite e para tratamento e an´alise de dados.
Se¸c˜ao 2.3. O sat´elite Kepler 67
2.3 O sat´elite Kepler
2.3.1 Aspectos Gerais
De maneira an´aloga `a descri¸c˜ao do CoRoT, todas as informa¸c˜oes do sat´elite Kepler que
ser˜ao apresentadas abaixo foram obtidas do site: http://kepler.nasa.gov/.
O sat´elite Kepler consiste de um telesc´opio espacial projetado pela NASA exclusiva-
mente para a busca de planetas extrassolares. Para tanto, projeta-se que o telesc´opio
observar´a cerca de 100 mil estrelas de uma dada regi˜ao do c´eu pelo per´ıodo de 3,5 anos
(fim de sua primeira estimativa de vida ´util), a fim de detectar alguma oculta¸c˜ao peri´odica
da estrela por um de seus eventuais planetas.
Ao contr´ario do CoRoT, o Kepler n˜ao dever´a permanecer em ´orbita da Terra, mas sim
em uma ´orbita heliocˆentrica de persegui¸c˜ao `a ela, a fim de que a Terra n˜ao oculte estrelas
que estejam sendo observadas pelo telesc´opio, e tamb´em para que fique distante de suas
luzes. Os detalhes de sua ´orbita ser˜ao abordados posteriormente. O sat´elite foi lan¸cado
em 6 de mar¸co de 2009 do Cabo Canaveral, Fl´orida, a bordo do ve´ıculo de lan¸camento
Boeing 7925-10L (Delta-II), e foi colocado em ´orbita helio cˆentrica de 372,5 dias de per´ıodo
para, dessa forma, monitorar constantemente a mesma regi˜ao do c´eu s ituada pr´oxima a
constela¸c˜ao de Cygnus (Cisne).
O sat´elite, que custou em torno de 470 milh˜oes de d´olares, tem uma massa estimada de
995 kg, e seu principal instrumento ´e um telesc´opio de 0,95 metros de diˆametro. Atualmente
em opera¸c˜ao, o sat´elite Kepler teve os seus primeiros resultados anunciados em 4 de janeiro
de 2010, ap´os estudos realizados na Terra sobre os dados das primeiras seis semanas, e
revelaram cinco planetas antes desconhecidos, todos bem pr´oximos de suas estrelas, um
do tamanho semelhante ao de Netuno e quatro do tamanho de J´upiter. Por curiosidade,
um deles, o Kepler-7b, tem uma das densidades mais baixas j´a encontrada em um planeta
extrasolar, 0,17 gramas/cm
3
que corresponde a densidade do isopor (poliestireno).
2.3.2 Estrutura da Miss˜ao
O Kepler foi projetado exclusivamente para detectar e explorar a diversidade dos sis-
temas planet´arios. Para atingir este objetivo, um grande n´umero de estrelas dever˜ao ser
observadas. Eis os prop´ositos dessa miss˜ao: (i) determinar quantos planetas semelhantes
68 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados
`a Terra e gigantes gasosos existem nas proximidades da zona habit´avel de uma ampla
variedade de estrelas; (ii) determinar o tamanho das ´orbitas de sses planetas; (iii) estimar
quantos planetas existem em sistemas estelares m´ultiplos; (iv) determinar o tamanho e o
tipo da ´orbita, brilho, massa, densidade e tamanho dos planetas gigantes de curto per´ıodo;
(v) identificar membros adicionais a cada descoberta de um sistema planet´ario, fazendo o
uso de outras t´ecnicas; (vi) de terminar as propriedades das estrelas que hospedam sistemas
planet´arios.
Espera-se tamb´em que os resultados do Kepler forne¸ca dados para outras futuras
miss˜oes semelhantes da NASA como a Space Interferometry Mission (SIM), e o Terrestrial
Planet Finder (TPF), pois, os resultados do Kepler permitir˜ao que sejam identificadas
estrelas com caracter´ısticas comuns e que possam ser hospedeiras de planetas, e assim
submetˆe-las a uma pesquisa mais profunda. Com os seus resultados espera-se tamb´em que
seja definido o volume de espa¸co necess´ario a ser pesquisado, otimizando a pesquisa dessas
miss˜oes futuras sendo elas seja apontadas para os sistemas estelares dos quais j´a se saiba
que tenham planetas do tipo da Terra em suas ´orbitas.
Para que os pr´opositos sejam alcan¸cados, a miss˜ao Kepler foi estruturalmente desen-
volvida para observar, de maneira ininterrupta, uma regi˜ao do c´eu de 105 graus quadrados.
Com esse grande campo de vis˜ao, observado por um fotˆometro composto por 42 CCD’s,
e tendo em vista que o tempo vida do sat´elite est´a previsto inicialmente para 3,5 anos,
espera-se com isso monitorar simultˆaneamente 100 mil estrelas. Portanto, as condi¸c˜oes de
detectabilidade de planetas por trˆansito fica satisfeita, cf. subse¸c˜ao 2.1.1. Outro ponto
importante a ser considerado ´e que o intervalo de magnitudes de observa¸c˜ao, V varia de 9
at´e 14.
Vale ressaltar ainda, que a observa¸c˜ao ininterrupta por 3,5 anos vai permitir: (i) a
observa¸c˜ao de v´arios trˆansitos, dependendo do sistema, e com isso a rela¸c˜ao sinal ru´ıdo dos
dados pode ser aprimorada, facilitando a detec¸c˜ao de planetas menores; (ii) a detec¸c˜ao de
planetas em ´orbitas maiores; (iii) a detec¸c˜ao de planetas ao redor de estrelas mais fracas ou
que possuam uma maior variabilidade de suas luminosidades em raz˜ao de processos f´ısicos
pr´oprios.
Sendo assim, baseado na descri¸c˜ao acima, juntamente com os crit´erios de detec¸c˜ao
apresentados na se¸c ˜ao anterior, levando-se em conta a variabilidade estelar, apenas ´orbitas
Se¸c˜ao 2.3. O sat´elite Kepler 69
com 4 trˆasitos durante os 3,5 anos da miss˜ao, e assumindo que planetas sejam frequentes
ao redor de estrelas como o Sol, espera-se que sejam obtidos os seguintes resultados para
trˆansitos de planetas terrestres com ´orbita de um ano: (i) cerca de 50 planetas que tenham
a mesmo tamanho da Terra (R ∼ 1, 0R
⊕
); (ii) cerca de 185 planetas que tenham o tamanho
de R ∼ 1, 3R
⊕
; (iii) cerca de 640 planetas que tenham o tamanho de R ∼ 2, 2R
⊕
; (iv) cerca
de 12% de sistemas que tenham dois ou mais planetas. Note que esses n´umeros podem
aumentar substancialmente se as ´orbitas entre poucos dias at´e um ano forem consideradas.
Analogamente, para planetas gigantes internos detectados pela an´alise da modula¸c˜ao
da sua luz refletida, espera-se encontrar cerca de 870 planetas com per´ıodo de menos de
uma semana. E a partir da an´alise de trˆansitos de planetas gigantes espera-se encontrar:
cerca de 135 objetos com ´orbitas muito pr´oximas de suas estrelas (planetas internos), sendo
que destes, 35 possam ter suas densidades calculadas; e cerca de 30 obj etos com ´orbitas
mais externas. Tamb´em ´e esperado que a detec¸c˜ao de planetas gigantes de curto per´ıodo
dever´a ocorrer logo nas primeiras semanas da miss˜ao.
2.3.3 Modo de observa¸c˜ao e campo de observa¸c˜ao
Conforme dito anteriormente, o sat´elite Kepler foi projetado para observar, de modo
cont´ınuo, alvos contidos em uma mesma regi˜ao do c´eu. Para isso, o campo de vis˜ao obser-
vado pelo fotˆometro deve estar fora do plano da ecl´ıptica para que ele n˜ao seja bloqueado
periodicamente pelo Sol pela Lua. Um campo de estrelas suficientemente denso, e pr´oximo
ao plano gal´actico que satisfa¸ca essas condi¸c˜oes foi selecionado e corresponde a uma regi˜ao
pr´oxima a constela¸c˜ao de Cygnus. Veja figura 2.9.
A disposi¸c˜ao orbital que permite a observa¸c˜ao ininterrupta dessa regi˜ao corresponde
a uma ´orbita heliocˆentrica de persegui¸c˜ao `a Terra, com per´ıodo de 372,5 dias. Outra
vantagem dessa ´orbita ´e que o fato de n˜ao estar em ´orbita da Terra implica que n˜ao h´a
torques devido a gradientes de gravidade, momentos magn´eticos, ou arrasto atmosf´erico.
O maior torque externo e xistente ´e devido `a press˜ao solar. Esta ´orbita tamb´em evita a
alta dosagem de radia¸c˜ao associada com `a ´orbita da Terra, mas de tempos em tempos est´a
sujeita a flares solares. A figura 2.10 mostra a disposi¸c˜ao orbital do Kepler e tamb´em os
pontos onde ele deve realizar manobras trimestrais para que seus pain´eis solares fiquem
sempre voltados para o Sol, e tamb´em para que o fotomˆetro sempre esteja protegido da
70 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados
Figura 2.9: Imagem do c´eu mostrando o campo de vis˜ao observado pelo fotˆometro do Kepler.
Note que a regi˜ao observada est´a entre as contela¸c˜oes de Cygnus (Cisne) e Lyra (Lira).
(NASA).
luz solar.
J´a foi mencionado que o telesc´opio ir´a monitorar continuamente uma regi˜ao de 105
graus quadrados do c´eu. Para isso, foi constru´ıdo um fotˆometro composto de 42 CCD’s,
onde cada CCD de 50x25 mm tem 2200x1024 pixels (2,5 graus quadrados). Ele est´a
apontado para uma regi˜ao estendida da vizinhan¸ca solar, nas proximidades da constela¸c˜ao
de Cygnus e Lyra, ao longo do bra¸co de Orion da Gal´axia, com centro em α = 19h22m40s
e δ = +44
o
30’00”. Al´em deste campo de observa¸c˜ao ser distante o suficiente do plano
da ecl´ıptica c omo j´a foi mencionado, ele tamb´em elimina virtualmente qualquer tipo de
confus˜ao resultante de oculta¸c˜oes por aster´oides e de objetos do cintur˜ao de Kuiper. As
figuras 2.9 e 2.11 mostram a localiza¸c˜ao no c´e u do campo de vis˜ao e a mesma regi˜ao
amplificada, respectivamente. Nas figuras, o campo de vis˜ao ´e representado pela imagem
que o fotˆometro observa, ou seja, a sua pr´opria forma com os 42 CCD’s.
Ap´os selecionado o campo de vis˜ao se faz necess´ario selecionar os alvos. Previamente
tamb´em j´a foi citado que a proposta do sat´elite ´e observar 100 mil estrelas que est˜ao
contidas no campo. A sele¸c˜ao de tais estrelas foi realizada atrav´es do cat´alogo USNO-
A1.0 digitalizado p elo Observat´orio Palomar. A digitaliza¸c˜ao completa at´e magnitude
V = 18 foi utilizada para determinar o n´umero de estrelas com V < 14 de todos os
tipos espectrais e classes de luminosidades, contidas no campo de vis˜ao. Essa an´alise
resultou em 223 mil estrelas onde aproximadamente 61% est˜ao estimadas em ser estrelas
Se¸c˜ao 2.3. O sat´elite Kepler 71
Figura 2.10: Esquema da ´orbita heliocˆentrica do sat´elite Kepler. Os intervalos em azul
indicam os movimetos trimestrais que o sat´elite ´e obrigado ´e realizar para que os pain´eis
solares sempre fiquem voltados para o Sol, e tamb´em para que o fotˆometro seja sempre
protegido, pelo protetor do telesc´opio, da radia¸c˜ao solar . (NASA).
de sequˆencia principal. Antes do lan¸camento, foi realizada espectroscopia de alta resolu¸c˜ao
para identificar e eliminar as es trelas gigantes do campo de vis˜ao. E finalmente, durante
o primeiro ano da miss˜ao, os 25% de e strelas an˜as mais ativas ser˜ao eliminadas reduzindo
dessa forma o n´umero para cerca de 100 mil alvos aprove it´aveis.
72 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados
Figura 2.11: Campo de vis˜ao do Kepler mostrado em detalhes. O centro est´a em α =
19h22m40s e δ = +44
o
30’00”. Os quadrados mostram o campo de vis˜ao para cada um dos
21 m´odulos de CCD’s. Cada m´odulo de 5 graus quadrados ´e composto por dois CCD’s. Note
que os espa¸cos entre os m´odulos est˜ao alinhados de modo que metade das 15 estrelas mais
brilhantes que V = 6 do campo de vis˜ao caiam neles.
Cap´ıtulo 3
Diagn´osticos de Idade
Para compreender melhor certas propriedades de uma estrela, como em que condi¸c˜oes
sistemas planet´arios possam vir a se formar ao seu redor, faz-se necess´ario conhecer sua
idade. A determina¸c˜ao desse parˆametro, ou, o modo de como ele ´e determinado, ´e de vital
importˆancia para esse trabalho, pois os alvos ser˜ao selecionados na base da idade. Por´em,
a idade ´e um dos parˆametros estelares mais dif´ıceis de s e determinar com precis˜ao.
A determina¸c˜ao de idades estelares ganhou forte impulso nas ´ultimas d´ecadas devido
ao reconhecimento de associa¸c˜oes e grupos de estrelas jovens em movimento na vizinhan¸ca
solar. Zuckerman e Song (2004b) descrevem alguns m´etodos para determina¸c˜ao de idades
como por exemplo: (i) abundˆancia do L´ıtio; (ii) curvas de evolu¸c˜ao no diagrama HR
juntamente com a cinem´atica estelar ; (iii) taxa de rota¸c˜ao e atividade estelar; e por
crit´erio de completeza: (iv) localiza¸c˜ao de uma estrela de tipo espectral A sobre o diagrama
cor-magnitude; e (v) an´alise da fra¸c˜ao de luminosidade devido `a poe ira circunsestelar.
Com poucas exce¸c˜oes, todos esses diagn´osticos s˜ao estat´ısticos e, portanto, n˜ao muito
quantitativos. Isso significa que eles n˜ao podem ser calibrados no sentido absoluto e,
mais ainda, n˜ao podem ser muito confi´aveis quando aplicados a uma s´o estrela, mas sim,
preferivelmente, a um conjunto delas. N˜ao obstante, todos esses indicadores qualitativos
s˜ao muito importantes no sentido de se estabelecer idades estelares com precis˜ao razo´avel.
A metodologia de cada indicador ser´a descrita com mais detalhes nas se¸c˜oes subsequentes,
e ser´a dada mais ˆenfase ao item (i), sobre o m´etodo baseado na abundˆancia do l´ıtio que
foi o proposto a ser utilizado neste trabalho.
74 Cap´ıtulo 3. Diagn´osticos de Idade
3.1 Determina¸c˜ao de idade atrav´es do estudo da abundˆancia qu´ımica do
Li
O l´ıtio ´e “queimado” `a medida em que a estrela envelhece e sua abundˆancia fotosf´erica
pode ser usada para estimar a sua idade. O exame da abundˆancia qu´ımica do litio ´e
considerado, atualmente, um dos melhores indicadores de idade para estrelas jovens e frias
(desde o tipo espectral G-tardio at´e M-intermedi´ario), por´em com algumas ressalvas que
ser˜ao discutidas ao longo do texto. A sua distribui¸c˜ao (de abundˆancias) ´e fundamental
para o entendimento de mecanismos de forma¸c˜ao estelar e em particular, par se verificar a
possibilidade de ocorrˆencia de m´ultiplos eventos de forma¸c˜ao dentro de uma mesma regi˜ao.
As medidas de larguras equivalentes da linha de litio (λ6708) n˜ao s˜ao bem compreendidas
no ˆambito dos atuais modelos de evolu¸c˜ao estelar, e algumas propostas para explic´a-las
incluem a atividade estelar.
A metodologia de obten¸c˜ao da idade para um conjunto de estrelas se baseia no lev-
antamento amostral da largura equivalente, ou abundˆancia qu´ımica do Li, em fun¸c˜ao de
sua varia¸c˜ao em rela¸c˜ao `a temperatura (Martin, 1997). Um dos motivos para usar a linha
λ6708 como estimativa de idade de estrelas jovens ´e que ela estabelece um crit´erio muito
´util para se identificar estrelas pr´e-sequˆencia principal (PMS) (Walter et al., 1988; Martin
et al., 1992; Pallavicini et al., 1992; Bouvier e Appenzeller, 1992). Es sas estrelas passam
seus primeiros poucos milh˜oes de anos de vida como estrelas T Tauri (TTS), e gradual-
mente evoluem para estrelas p´os T Tauri (PTTS), que representam uma fase de observa¸c˜ao
ainda pouco conhecida. Observa¸c˜oes das abundˆancias de l´ıtio e m estrelas TTS s˜ao um teste
para modelos de PMS porque dessa forma elas podem ser confrontadas com as abundˆancias
preditas pelo modelo do desaparecimento dessa linha conforme a estrela evolui, ou seja,
conforme a estrela come¸ca a entrar na sequˆencia principal. Esse modelo (Mentuch et al.,
2008) descreve a deple¸c˜ao da linha do l´ıtio conforme a evolu¸c˜ao da estrela se processa.
Existem diversos trabalhos que analisam a deple¸c˜ao do l´ıtio em estrelas jovens, como por
exemplo: Bodenheimer (1965); Martin et al. (1994).
No trabalho de da Silva et al. (2009) ´e mostrado em detalhes como ´e feita a determina¸c˜ao
da idade de algumas das associa¸c˜oes estudadas neste trabalho. A metodologia utilizada se
baseia em realizar o levantamento amostral da abundˆancia qu´ımica do l´ıtio, atrav´es da linha
Se¸c˜ao 3.1. Determina¸c˜ao de idade atrav´es do estudo da abundˆancia qu´ımica do Li 75
Figura 3.1: Compara¸c˜ao entre as LDPs de associa¸c˜oes jovens e abundˆancias de l´ıtio para aglomerados
jovens de Sestito e Randich (2005). Acima: Aglomerado IC 2602 e IC 2391. No meio: α Per e NGC 2451.
Abaixo: As Pleiades. Para cada painel as LDP obtidas por da Silva et al. (2009) tˆem idades pr´oximas ao
aglomerado e ´e mostrado como a linha mais espessa.
76 Cap´ıtulo 3. Diagn´osticos de Idade
λ6708, das estrelas presentes na associa¸c˜ao, em fun¸c˜ao das suas respectivas temperaturas
efetivas e, paralelamente, compar´a-las com estrelas de aglomerados jovens com idades
conhecidas atrav´es de outros m´etodos como is´ocronas do diagrama HR.
´
E importante
enfatizar que esse m´etodo s´o ´e v´alido para aglomerados com idades de at´e 100 milh˜oes
de anos, pois ap´os essa idade o padr˜ao da abundˆancia do l´ıtio na superf´ıcie da estrela
muda e pode ser afetado por outros fatores como convec¸c˜ao da estrutura interna da estrela
(Martin et al., 1994), mascarando assim os resultados. Uma ve z entendido esse crit´erio,
tem-se que o resultado desse levantamento amostral indica um padr˜ao de deple¸c˜ao do l´ıtio
observado nas estrelas que varia com a temperatura e, ´e poss´ıvel notar pela figura 3.1 que
mostra alguns resultados dos autores, os diferentes padr˜oes de deple¸c˜ao (LDP de lithium
depletion pattern) para cada idade. Baseando-se nesses resultados ´e poss´ıvel aplic´a-lo a
outros aglomerados e assim obter uma sequˆencia de padr˜oes de “iso-idades” de LDP para
aplicar em outras associa¸c˜oes jovens conforme da Silva et al. (2009) obtiveram na figura 3.2.
Vale lembrar tamb´em que as LDP obtidas pelos autores resultam de ajustes polinomiais e
as idades s˜ao obtidas por compara¸c˜ao da distribui¸c˜ao de l´ıtio em aglomerados jovens.
O procedimento, embora pare¸ca ser simples `a primeira vista, exige detalhes a serem
observados, como por exemplo: (i) quais s˜ao os passos at´e a obten¸c˜ao do valor final da
abundˆancia do Li? (ii) Como ´e determinada a temperatura efetiva de cada estrela da
associa¸c˜ao? Esses e outros pontos merecem um tratamento um pouco mais detalhado
neste trabalho, j´a que s˜ao os parˆametros necess´arios ao estudo.
No artigo em quest˜ao (da Silva et al., 2009), primeiramente, a determina¸c˜ao da abundˆancia
qu´ımica do l´ıtio (A
Li
) ´e obtida utilizando os programas de Monique Spite, do Observat´orio
de Paris-Meudon, aplicando-se os modelos de Kurucz e Castelli, ou Gus tafsson, para at-
mosferas estelares (atualmente os modelos de Kurucz s˜ao os mais adotados pois come¸cam
em T
eff
= 3500 K para o valor de temperatura efetiva). O m´etodo consiste em determinar
a abundˆancia do l´ıtio (A
Li
), a partir da linha de ressonˆancia de 6708
˚
A do espectro ob-
servado, atrav´es de compara¸c˜ao com os c´alculos te´oricos das larguras equivalentes (EW)
dessa linha. Com isso a (A
Li
) ´e alterada iterativamente `a medida que a diferen¸ca entre o
calculado e o observado seja inferior a 0,2 m
˚
A.
J´a a temperatura efetiva pode ser obtida a partir dos dados observacionais dispon´ıveis
na literatura. Por exemplo, se o ´ındice de cor V − I Cousins est´a dispon´ıvel, seja a partir
Se¸c˜ao 3.1. Determina¸c˜ao de idade atrav´es do estudo da abundˆancia qu´ımica do Li 77
de observa¸c˜oes do sat´elite Hipparcos (preferivelmente) ou por outras fontes, ele ´e utilizado
para determinar a temperatura efetiva (T
eff
). Na sua ausˆencia, o ´ındice de cor Johnson
B − V tamb´em pode ser utilizado. Outros parˆametros do modelo s˜ao mantidos fixos, como
metalicidade ([Fe/H]), gravidade superficial (log g), e velocidade de microturbulˆencia.
Figura 3.2: Compara¸c˜ao dos ajustes polinomais das LDPs obtidas por da Silva et al. (2009). Esquerda:
Ajustes polinomiais para cada associa¸c˜ao estudada conforme os s´ımbolos: Cha (linha s´olida e triˆangulos
cheios); TW Hydrae (linha tracejada e c´ırculos cheios); β Pictoris (linha pontilhada e diamantes); Tucana-
Horologium (linha tracejada e triˆangulos virados para baixo); Carina (linha s´olida e triˆangulos virados
para direita); Argus (linha tracejada e pontilhada com pent´agonos); e , AB Doradus (linha tracejada e
hex´agonos). Direita: Zoom na regi˜ao mais fria que T
eff
= 4800 K onde uma separa¸c˜ao entre as LDP ´e
mais evidente.
Pela figura 3.2, nota-se nitidamente os diferentes padr˜oes de idade para algumas das
associa¸c˜oes estudadas. Foi identificado tamb´e m que n˜ao h´a diferen¸ca entre as LDP de
20 e 30 milh˜oes de anos. As idades obtidas para as associa¸c˜oes s˜ao, em milh˜oes de anos:
Cha- 6; TW Hydrae- 8; β Pictoris- 10; Octans- 20; Tucana Horologium- 30; Columba- 30;
Carina- 30; ArgusA- 40 e AB Doradus- 70.
Note que todo o procedimento envolvido nesta metodoligia requer cuidados observa-
cionais e isso deve ser levado em conta ao se determinar ou analisar, a validade das idades
78 Cap´ıtulo 3. Diagn´osticos de Idade
dos objetos selecionado na base de dados. A seguir, ´e esbo¸cada uma breve descri¸c˜ao sobre
as t´ecnicas alternativas de se diagnosticar a idade estelar. Como j´a foi mencionado neste
trabalho, escolheu-se enfatizar a determina¸c˜ao de idades atrav´es do estudo da linha do
l´ıtio; contudo, ´e importante explicar brevemente como a idade de uma estrela pode ser
obtida por outros m´etodos.
3.2 Determina¸c˜ao de idade atrav´es de curvas de evolu¸c˜ao juntamente
com a cinem´atica estelar
A t´ecnica mais precisa para se obter a idade de estrelas jovens utiliza a compara¸c˜ao
do diagrama cor-magnitude (CMD, do inglˆes color magnitude diagram), ou diagrama
Hertzprung-Russel (HR), da posi¸c˜ao das estrelas com as de trajet´orias evolutivas te´oricas
pr´e-sequˆencia principal. As primeiras aplica¸c˜oes deste m´e todo frequentemente utilizavam
gr´aficos da magnitude visual absoluta (M
V
) versus a cor de cada estrela, como por exemplo
V − I, em Barrado y Navascu´es et al. (1999). Entretanto, com as publica¸c˜oes ao longos
dos anos dos cat´alogos 2MASS e DENIS (Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky)
que contˆem uma rica e precisa quantidade de dados de magnitudes aparentes na banda K,
tornou-se muito mais confi´avel graficar a magnitude absoluta na banda K (M
K
) versus o
´ındice de cor V − K, como pode ser visto na figura 3.3, obtida de Song et al. (2003).
A existˆencia e o reconhecimento de grupos coevos jovens tem aumentado bastante a
aplicabilidade dos diagramas cor-magnitude. Antes da descoberta desses grupos, o pro-
cedimento para a determina¸c˜ao da idade de uma estrela do tipo K ou M era realizado da
seguinte maneira: graficava-se a estrela no diagrama, acreditando que as linhas evolutivas
te´oricas que se ajustavam `a ela deveriam ser confi´aveis. Obviamente, esse procedimento
n˜ao inspirava confian¸ca por trˆes raz˜oes: (i) existiam v´arias curvas te´oricas evolutivas e
na maioria das vezes elas n˜ao concordavam exatamente entre si; (ii) a transforma¸c˜ao cor-
temperatura efetiva ´e algo incerto; e (iii) n˜ao existia ne nhum tipo de teste estat´ıstico
preciso. Mais ainda, esse procedimento ´e inaplic´avel na dedu¸c˜ao da idade de uma estrela
do tipo espectral F ou G que j´a tenha mais de 10 milh˜oes de anos, j´a que a essa idade e com
esses tipos espectrais, a estrela j´a ingressou na sequˆencia principal. De fato, excetuando
os tipos espectrais M intermedi´ario e tardio, com aproximadamente 50 milh˜oes de anos,
Se¸c˜ao 3.2. Determina¸c˜ao de idade atrav´es de curvas de evolu¸c˜ao juntamente com a cinem´atica estelar 79
Figura 3.3: Magnitude absoluta na banda K versus o ´ındice de cor V − K de estrelas de
sequˆencia principal e pr´e-sequˆencia principal. Todas as estrelas tem suas distˆancias medi-
das pelo sat´elite Hipparcos. As is´ocronas foram obtidas atrav´es de modelos de evolu¸c˜ao de
metalicidade solar (Song et al., 2003) e est˜ao graficadas no intervalo de 10 a 100 milh˜oes de
anos.
as estrelas em um diagrama cor-magnitude j´a est˜ao situadas muito pr´oximas `a sequˆencia
principal para que as curvas de evolu¸c˜ao produz am um diagn´ostico preciso de idade.
Por outro lado, quando um conjunto de estrelas de tipo tardio pode ser considerado
como um grupo, estando ligado cinematicamente, elas ir˜ao tra¸car uma sequˆencia no dia-
grama cor-magnitude ou diagrama HR (Song et al., 2003; Zuckerman et al., 2001). Essa
sequˆencia ´e que fornece a forma da curva te´orica de uma certa idade. A idade absoluta a
que corresponde esta sequˆencia pode ser obtida e calibrada, se for poss´ıvel tra¸car retroati-
vamente no sentido cinem´atico a trajet´oria dos membros do grupo at´e uma regi˜ao es pacial
de pequenas dimens˜oes, que ´e possivelmente o lugar de seus nascimentos. Um exemplo
claro desse pro ce dimento pode ser visto com o grupo β Pictoris no qual teve idade de-
terminada por esse m´etodo como aproximadamente de 12 milh˜oes de anos. Os detalhes
deste processo est´a fora do escopo deste trabalho e mais detalhes podem ser encontrados
em Song et al. (2003).
80 Cap´ıtulo 3. Diagn´osticos de Idade
Uma curiosidade a mais deste m´etodo ´e que quando estrelas de tipo espectral F e G
tem as componentes UVW em comum com as estrelas pr´e-sequˆencia principal do tipo K e
M, juntamente com outros diagn´osticos de idade consistentes, ent˜ao ´e seguro afirmar que
as quatro classes tˆem a mesma idade. Este ´e o ´unico m´etodo dispon´ıvel para obter idades
precisas para estrelas de campo jovens do tipo F e G. Entretanto, um ponto essencial ´e
que a utiliza¸c˜ao da cinem´atica, isto ´e, do movimento espacial em comum, se faz necess´ario,
mas n˜ao ´e um crit´etio suficiente para estabelecer idades em comum por que muitas estrelas
mais velhas podem compartilhar do mesmo movimento espacial das estrelas jovens. Ent˜ao,
os diagn´osticos de idade, embora apenas qualitativos, s˜ao essenciais e devem ser usados
em conjun¸c˜ao com a cinem´atica.
3.3 Determina¸c˜ao de idade atrav´es da taxa de rota¸c˜ao e atividade estelar
´
E sabido que as estrelas diminuem a sua velocidade de rota¸c˜ao com o passar do tempo.
Ent˜ao uma componente alta de v sin i, isto ´e, uma estrela com rota¸c˜ao r´apida, pode ser
utilizada como um indicador de idade. Mas, devido ao fato de que estrelas nascem com
uma grande diversidade de taxas iniciais de rota¸c˜ao, e porque geralmente a componente
sin i ´e desconhecida, tem-se que v sin i ´e, na melhor das hip´oteses, um diagn´ostico de idade
rudimentar e qualitativo. Entretanto, vale ressaltar que uma rota¸c˜ao r´apida na presen¸ca de
uma zona de convec¸c˜ao estelar sub-fotosf´erica gera grandes regi˜oes de manchas superficiais
magn´eticas. A modula¸c˜ao rotacional dessas grandes manchas estelares gera uma variabil-
idade fotom´etrica de aproximadamente 0,1 magnitudes, que geralmente ´e detectada em
estrelas jovens (Lawson et al., 2001). Por outro lado, essas manchas geram atividades
que se manifestam como emiss˜oes, por exemplo, em raios-X e H
α
, como pode ser visto
nas figuras 3.4 e 3.5. O aprofundamento deste diagn´ostico de idade est´a fora do escopo
deste trabalho, mas cabe citar que, Pizzolato et al. (2003) apresentam resultados do estudo
da rela¸c˜ao entre emiss˜ao coronal em raios-X e a rota¸c˜ao estelar em uma amostra de 259
estrelas de sequˆencia principal, com ´ındice de cor B − V no intervalo de 0,5 at´e 2,0.
Mais ainda, no trabalho de Kastner et al. (1997) foram considerados a atividade em
raios-X (L
x
/L
bol
) para estrelas K5 e M3 com idades entre 1 milh˜ao de anos e a idade
do Sol. Seus resultados sugerem um ligeiro aumento, em m´edia, na raz˜ao (L
x
/L
bol
) para
estrelas com idades de 10 a 100 milh˜oes de anos. Contudo, as diferen¸cas n˜ao s˜ao suficientes
Se¸c˜ao 3.3. Determina¸c˜ao de idade atrav´es da taxa de rota¸c˜ao e atividade estelar 81
Figura 3.4: Raz˜ao da luminosidade em raios-X em func˜ao da bolom´etrica como fun¸c˜ao do
´ındice de c or B − V . Estrelas jovens do tipo espectral K e M frequentemente aparecem
saturadas com atividade de raios-X (L
x
/L
bol
∼ 10
−3
). (Zuckerman e Song, 2004b)
Figura 3.5: Distribui¸c˜ao de larguras equivalentes de H
α
de e strelas jovens (Song et al., 2004)
e de estrelas de se quencia principal (Panagi e Mathioudakis, 1993).
82 Cap´ıtulo 3. Diagn´osticos de Idade
para se usar essa raz˜ao para determinar uma idade precisa para estrelas mais jovens que
aproximadamente 100 Manos, devido ao largo espalhamento em (L
x
/L
bol
) para uma dada
idade qualquer no intervalo supracitado.
Vale mencionar que em um intervalo restrito de tipos espectrais, as linhas H
α
e outras
linhas de emiss˜ao ´opticas podem prover uma medida um pouco mais precisa da idade ao
inv´es da luminosidade em raios-X. Por exemplo, para tipos espectrais K intermedi´arios e
tardios (B − V ∼ 1, 1), as linhas de emiss˜ao em H
α
, provavelme nte ir´a indicar uma estrela
com idade < 50 Manos (veja figura 3.5). Linhas de emiss˜ao de s´odio neutro em 5890
˚
A e
5896
˚
A e de h´elio neutro em 5876
˚
A e 6678
˚
A simplesmente desaparecem para estrelas do
tipo M mais recentes com uma idade de ∼ 12 Manos; essas linhas podem, por´em, voltar
em tipos mais tardios que M3 (Song et al., 2003). Note tamb´em que, pelo que foi dito
nesta se¸c˜ao fica evidente que se a estrela possuir emiss˜ao de raios-X detect´avel ´e poss´ıvel
inferir que o objeto ´e jovem.
3.4 Determina¸c˜ao de idade atrav´es da localiza¸c˜ao de uma estrela de tipo
espectral A sobre o diagrama cor-magnitude
No trabalho de Jura et al. (1998) foram plotados ∼ 1000 estrelas de tipo A em um
diagrama cor-magnitude M −v versus B−V com os seguintes crit´erios: (i) todas as estrelas
eram do Yale Bright Star Catalog; (ii) deveriam ter m
v
< 6, 5 e; (iii) deveriam estar a uma
distˆancia de no m´aximo 100 pc de acordo com os dados do Hipparcos. Deste modo, foi
descoberta a luminosidade correspondente `a sequencia principal de idade zero (ZAMS)
para estrelas do tipo A. Esta ZAMS ´e mostrada ainda mais claramente no diagrama cor-
magnitude reproduzido produzido por Lowrance et al. (2000). Embora as estrelas ZAMS
do Tipo A, com idade menor que ∼ 10 Manos, populem a parte mais inferior do diagrama,
algumas estrelas com idade pr´oximas `as Pleiades tamb´em s˜ao encontradas nessa regi˜ao.
Deste modo, mesmo que esse diagrama seja um indicador muito ´util da idade de estrelas
desse tipo, a precis˜ao com que se localiza uma estrela nele n˜ao pode ser interpretada de
maneira precisa.
Se¸c˜ao 3.5. Determina¸c˜ao de idade atrav´es da an´alise da fra¸c˜ao de luminosidade de p oeira 83
Figura 3.6: Diagrama HR para estrelas do tipo A presentes no Yale Bright Star Catalog
reproduzido de Jura et al. (1998) com os aglomerados estelares mais pr´oximos plotados. As
linhas indicam idades em comum para os aglomerados das Hyades/Preasepe (600 Manos) e
para αPer/IC 2391 (50-90 Manos). Os asteriscos indicam estrelas com idades entre 4 e 20
Manos.
3.5 Determina¸c˜ao de idade atrav´es da an´alise da fra¸c˜ao de luminosidade
de poeira
Aglomerados embebidos contˆem objetos estelares jovens em v´arios est´agios evolutivos,
incluindo estrelas pr´e-sequˆencia principal cercadas por discos de acre¸c˜ao protoplanet´arios.
Aglomerados s˜ao particularmente ´uteis em estudos estat´ısticos de tais objetos. Por exem-
plo, observa¸c˜oes fotom´etricas e espectrosc´opicas no infravermelho tˆem sido utilizadas em
estudos comparativos para investigar as naturezas f´ıs icas e evolutivas de popula¸c˜oes em-
bebidas em aglomerados, como as investiga¸c˜oes observacionais do aglomerado ρ Ophiuchi
que levaram `a identifica¸c˜ao de quatro classes de objetos estelares jovens correspondendo `a
quatro fases de evolu¸c˜ao estelar primitiva (Lada e Wilking, 1984). A raz˜ao do n´umero de
objetos em v´arios est´agios evolutivos acoplado, com as idades estelares levaram a estimati-
vas de tempos de vida dos v´arios estados da evolu¸c˜ao estelar primitiva, como por exemplo,
as fases relativamente curtas de ∼ 10
4−5
anos de protoestrelas em aglomerados jovens.
Dessa forma, aglomerados jovens oferecem um excelente laborat´orio para investigar
escalas de tempo de evolu¸c˜ao de discos protoplanet´arios. Tais aglomerados apresentam
amostras estat´ısticamente significativas de estrelas cujas idades m´edias s˜ao bem deter-
84 Cap´ıtulo 3. Diagn´osticos de Idade
minadas. Observa¸c˜oes no infra-vermelho distante de estrelas da sequˆencia principal em
aglomerados jovens e do campo indicam que, `a medida em que as estrelas evoluem, elas
est˜ao em m´edia, sendo orbitadas cada vez menos por pequenas part´ıculas de poeira (Habing
et al., 2001; Spangler et al., 2001). Seja τ a energia total emitida por part´ıculas de poeira
em ´orbita de uma estrela dividida pela luminosidade bolom´etrica da mesma, ent˜ao τ repre-
senta uma medida da fra¸c˜ao de radia¸c˜ao UV e vis´ıvel emitida pela estrela que ´e absorvida
pela poeira. Se τ 0, 001, ent˜ao uma dada estrela n˜ao ´e mais velha que 100 Manos
(Spangler et al., 2001), veja figura 3.7 repro duz ida de Zuckerman (2001). Um exemplo
da aplicabilidade deste m´etodo ´e o resultado do trabalho de Zuckerman e Song (2004a),
que usaram esta t´ecnica e as demais descritas anteriormente, para obter as idades de uma
amostra de 58 estrelas com poeira ao seu redor, a uma distˆancia de 100 pc do Sol. As
estrelas mais jovens e pr´oximas dessa amostra s˜ao excelentes alvos de pesquisa por im-
ageamento, atrav´es de ´optica adaptiva, na procura de planetas massivos em processo de
resfriamento.
Figura 3.7: Energia total emitida por part´ıculas de poeira em torno de estrelas em fun¸c˜ao
de suas idades. O Sol e estrelas do tipo Vega est˜ao graficadas como c´ırculos que representam
aglomerados pr´oximos, incluindo α Per, as Plˆeiades, Ursa Maior, Coma Berenices, e Hyades
(Spangler et al., 2001). O valor de τ do Sol ´e baseado na poeira zodiacal at´e uma distˆancia
de 5 UA, e n˜ao inclui a contribui¸c˜ao do cintur˜ao de Kuiper. A regress˜ao linear representada
pela linha tem um inclina¸c˜ao de −1, 75. Adaptado de Zuckerman (2001)
.
Se¸c˜ao 3.5. Determina¸c˜ao de idade atrav´es da an´alise da fra¸c˜ao de luminosidade de p oeira 85
Ficou claro que a metodologia descrita nessa se¸c˜ao ´e muito utilizada no estudo de
discos protoplanet´arios circumestelares. A descri¸c˜ao dessa classe de objetos n˜ao se insere
no contexto desse cap´ıtulo, por´em ´e de muita importˆancia para a completeza do assunto
nesse trabalho. Sendo assim, uma descri¸c˜ao desses objetos pode ser encontrada no apˆendice
A.
86 Cap´ıtulo 3. Diagn´osticos de Idade
Cap´ıtulo 4
Base de dados
4.1 Associa¸c˜oes estelares
Conforme o descrito anteriormente, o principal objetivo desse trabalho ´e fazer um
levantamento de estrelas nos campos do sat´elite CoRoT com movimentos pr´oprios an´alogos
(caracterizando-os assim como membros de uma associa¸c˜ao), utilizando-se os resultados
de Torres et al. (2006) e os cat´alogos UCAC2 e USNOB1. Ap´os esse levantamento, seriam
realizadas observa¸c˜oes em espectroscopia Coud´e no Laborat´orio Nacional de Astrof´ısica
(LNA), de novos alvos, a fim de determinar suas velocidades radiais, tipo espectral e
estimar sua idade.
O in´ıcio do levantamento da base de dados teve in´ıcio com uma r´apida estadia de dois
dias na cidade de Itajub´a em agosto de 2008, e tamb´em serviu para uma familiariza¸c˜ao com
o tema abordado. O pesquisador C.A.P.C.O. Torres possui uma grande quantidade de da-
dos sobre associa¸c˜oes com muitas das propriedades bem determinadas, e sua contribui¸c˜ao
serviu como ponto de partida para in´ıcio de uma an´alise superficial sobre o que poderia
ser feito com seu banco de dados. Posteriormente, foi estudada a possibilidade de um lev-
antamento de novos alvos utilizando o banco de dados dos cat´alogos UCAC2 e USNOB1.
Por´em, uma dificuldade em um p onto crucial para o desenvolvimento do projeto surgiu:
para observa¸c˜ao de espectroscopia Coud´e de alta resolu¸c˜ao no LNA se faz necess´ario a uti-
liza¸c˜ao de um detector CCD espec´ıfico para o tipo de trabalho proposto, ou seja, um CCD
de campo maior, para que a espectroscopia de alta resolu¸c˜ao, a ser realizada no teles c´opio
de 1,62 m do Observat´orio do Pico dos Dias (OPD), seja obtida com suces so na regi˜ao es-
tudada, pois, com alvos novos seria necess´ario estudar determinadas linhas a fim de obter
suas velocidades radiais, tipo espectral e idade. Para isso seriam utilizadas as regi˜oes H
α
,
88 Cap´ıtulo 4. Base de dados
Na D λλ5950, λ6300,λ6450 que indicariam os parˆametros f´ısicos, e λ6708 para determinar
a idade das estrelas. Logo, a espectroscopia em alta resolu¸c˜ao seria indispens´avel para re-
solver as linhas λ6708 e de H
α
(λ6563) que se situam pr´oximas. Por´em, com a observa¸cao
espectrosc´opica de alta resolu¸c˜ao o campo de vis˜ao necessariamente ´e menor, e com isso
a observa¸c˜ao das outras linhas de parˆametros f´ısicos s´o seria poss´ıvel com um dispositivo
CCD de campo maior, que ´e exatamente o problema encontrado no trabalho. Entretanto,
o ´unico CCD de grandes dimens˜oes existente no OPD foi acidentalmente queimado, e n˜ao
foi poss´ıvel realizar as observa¸c˜oes. De acordo com a informa¸c˜ao obtida em agosto de
2008 com os pr´oprios t´ecnicos do LNA, verificada no mˆes de maio de 2009, e novamente
confirmada em agosto desse mesmo ano, a compra do dispositivo j´a havia sido efetuada,
mas n˜ao havia uma previs˜ao para a chegada do material devido a quest˜oes burocr´aticas.
Algumas sa´ıdas foram ent˜ao analisadas juntamente com o orientador, j´a que a realiza¸c˜ao
de eventual observa¸c˜ao, no OPD, tornou-se invi´avel. Mesmo que houvesse garantias que o
instrumento chegaria em meados de agosto ou setembro ´ultimos, n˜ao haveria mais prazo
para realizar-se pedido de tempo para o uso do telesc´opio.
Uma das sa´ıdas encontradas seria utilizar-se outro local para realizar as observa¸c˜oes,
como por exemplo o European Southern Observatory (ESO) em La Silla, Chile, com instru-
menta¸c˜ao FEROS, uma vez que o pesquisador C.A.P.C.O. Torres tem f´acil acesso a esse
telesc´opio. Por´em, essa id´eia n˜ao seguiu adiante pois foi conclu´ıdo n˜ao haver tempo h´abil
restante no mestrado para realizar o levantamento de novos alvos nos cat´alogos UCAC2
e USNOB1 previamente citadas, organizar e submeter o pedido de tempo para o ESO,
esperar pelas observa¸c˜oes e ainda depois analis´a-las. Pelos c´alculos realizados, estimou-se
que mesmo se houvesse tempo h´abil para realizar o levantamento dos objetos no cat´alogo,
e levando em conta que o pedido de tempo fosse aprovado pela comiss˜ao julgadora, n˜ao
haveria tempo suficiente para analisar os dados e redigir toda a disserta¸c˜ao dentro do
per´ıodo restante da bolsa. Vale mencionar tamb´em, que o ESO n˜ao renovou o aluguel dos
instrumentos para os brasileiros.
A outra sa´ıda, que foi a adotada, foi a realiza¸c˜ao do levantamento completo do banco
de dados j ´a estudado por Torres e a obten¸c˜ao dos alvos de estudo que interessam ao
campo de visibilidade do CoRoT e que se prestam ao teste proposto. Devido ao fato
de o sat´elite Kepler j´a estar em opera¸c˜ao, o mesmo tratamento realizado para o CoRoT
Se¸c˜ao 4.2. Aglomerados abertos 89
tamb´em foi feito para o Kepler, tornando dessa maneira os resultados mais completos.
Primeiramente foram analisados os dados das primerias associa¸c˜oes estudadas no in´ıcio
dos trabalhos; posteriormente, outros objetos apresentados neste cap´ıtulo foram tamb´em
alvos de an´alise e sele¸c˜ao. As associa¸c˜oes estudadas por Torres e analisadas nesse trabalho
s˜ao: AB Doradus; Argus; βPictoris; Carina; Columba; Octans; TW Hya; Uma situada na
dire¸c˜ao do centro gal´actico; e outra no anti-centro. As tabelas com os membros de cada
associa¸c˜ao encontra-se no apˆendice C. O procedimento realizado com os parˆametros de
cada membro est´a explicado no cap´ıtulo 5, juntamente com a discuss˜ao dos resultados.
4.2 Aglomerados abertos
O principal cat´alogo de aglomerados abertos utilizado neste trabalho foi o DAML (Dias
et al., 2002), compilado originalmente em 2002 por Dias, Alessi, Moitinho e L´epine. A
partir de dados de outros cat´alogos, tais como o de Lynga (1985) e de Mermilliod (1995)
inclu´ıdos na base de dados WEBDA, descrita mais abaixo, esses autores elaboram o que ´e
considerado um dos principais e mais completos cat´alogos de aglomerados abertos. Al´em
das coordenadas, idade, diˆametro angular aparente, excesso de cor e distˆancia existentes
nos cat´alogos utilizados na constru¸c˜ao do DAML, neste foram inclu´ıdos novos aglomerados,
dados cinem´aticos e de metalicidades. A cinem´atica de aglomerados abertos deste cat´alogo
foi explorada utilizando m´etodos estat´ısticos de Sanders (1971) a fim de obter o movimento
pr´oprio, bem como a probabilidade de pertencer ao aglomerado, baseados em uma amostra
relativamente grande de estrelas, presentes nos cat´alogos Hipparcus (ESA 1997) e Tycho
2 (Hog et al., 2000). Em 2006 tamb´em foram inclu´ıdos dados sobre a cinem´atica de boa
parte dos aglomerados deduzidos por Dias e colaboradores, a partir dos dados do cat´alogo
UCAC2 (Zacharias et al., 2004).
A vers˜ao mais recente do DAML utilizada neste trabalho foi disponibilizada em abril
de 2010, e consiste em uma lista de parˆametros fundamentais e cinem´aticos, incluindo
informa¸c˜oes de 1787 aglomerados abertos. Para a maioria dos aglomerados h´a uma tabela
contendo os dados dos membros que comp˜oem cada um. Nesta lista, est˜ao apresentados
parˆametros como: as coordenadas equatoriais em J2000.0, magnitude no sistema UCAC
(579 - 642 nm), movimento pr´oprio (determinado atrav´es do cat´alogo UCAC2), magnitude
aparente nas bandas J, H e K, obtidas do cat´alogo 2MASS.
90 Cap´ıtulo 4. Base de dados
O trabalho de Dias et al. foi o resultado de uma vasta pesquisa bibliogr´afica so-
bre aglomerados abertos, al´em de parte dos resultados deduzidos de medidas feitas pelos
pr´oprios autores. O DAML ´e constantemente atualizado, e devido `a grande quantidade
de objetos, ele s´o pode ser acessado em http://www.astro.iag.usp.br/˜wilton. Vale citar
que outro importante cat´alogo de aglomerados ab ertos ´e o WEBDA 2, uma vers˜ao web
do banco de dados de estrelas em aglomerados abertos da Gal´axia, conhecido como Base
Donn´es Amas (BDA) que foi desenvolvida em 1987 no Instituto de Astronomia da Uni-
versidade de Lausanne (Su´ı¸ca) por Jean-Claude Mermilliod e ´e mantido e atualizado por
Ernest Pauzen do Instituto de Astronomia da Universidade de Vienna (Austria). Esse
cat´alogo pode ser acessado em http://www.univie.ac.at/webda.
A vasta cole¸c˜ao de dados observacionais do WEBDA cobre significativamente mais
do que 100.000 estrelas em cerca de 500 aglomerados dos cat´alogos NGC, IC e outros.
Este banco de dados tenta listar todas as informa¸c˜oes publicadas de estrelas em aglomer-
ados abertos, que podem ser ´uteis para determinar n˜ao s´o a qual aglomerado uma estrela
pertence, mas tamb´em suas propriedades como um todo. O WEBDA foi desenvolvido
para ser n˜ao apenas mais uma ferramenta eficiente para armazenar e fornecer informa¸c˜oes,
mas tamb´em para proporcionar um ambiente vers´atil para an´alise dos dados e estudo de
aglomerados abertos. A base de dados inclui medidas fotom´etricas, na maioria dos sistemas
nos quais os aglomerados j´a foram observados, dados astrom´etricos e observa¸c˜oes espec-
trosc´opicas. Boa parte das informa¸c˜oes contidas no WEBDA s˜ao fornecidas no DAML,
mas em alguns casos h´a divergˆencias sobre certos parˆametros. O DAML foi escolhido
como uma das ferramentas de pesquisa deste trabalho aglomerados abertos pois cont´em
uma quantidade maior desses objetos e tamb´em p or possuir mais dados sobre suas idades.
O procedimento realizado com esse cat´alogo, assim como a obten¸c˜ao dos dados de interesse
para este trabalho est˜ao descritos no cap´ıtulo 5.
Cap´ıtulo 5
An´alise dos Dados - Resultados e Discuss˜oes
A an´alise dos dados apresentados no cap´ıtulo 4 ser´a dividida em quatro etapas: (i) uma
breve an´alise sobre os campos de observa¸c˜ao; (ii) a an´alise detalhada de obj etos nos campos
de visibilidade do CoRoT; (iii) idem para o Kepler; e (iv) sugest˜ao de outros campos a
serem observados. Por crit´erio de simplicidade, a an´alise ´e realizada com o aux´ılio de
gr´aficos, o que significa que os dados s˜ao tratados atrav´es de proje¸c˜oes polares celestes.
Dessa forma, a filtragem dos dados em fun¸c˜ao dos parˆametros das janelas de observa¸c˜ao
dos sat´elites mencionados no cap´ıtulo 2 se torna muito simples. Deve-se citar tamb´em que
a filtragem dos dados pelo crit´erio de magnitude visual aparente, V , ´e realizada em um
momento anterior `a realiza¸c˜oes das proje¸c˜oes, quando dados de associa¸c˜oes estelares forem
analisados.
Na pr´oxima se¸c˜ao, ser´a apresentado de que maneira os campos de visibilidade de cada
sat´elite se desenham nas proje¸c˜oes polares celestes. Na sequˆencia, ser´a mostrada a an´alise
e sele¸c˜ao para janela de observa¸c˜ao do sat´elite CoRoT e posteriormente para os mesmos
dados, de maneira semelhante, para o Kepler. Por ´ultimo, ser´a apontado a possibilidade
de realiza¸c˜ao do mesmo estudo para outros campos de observa¸c˜ao.
5.1 Os campos de visibilidade do CoRoT e do Kepler
Antes de prosseguir com a an´alise dos dados, faz-se necess´ario apresentar como as
janelas de observa¸c˜ao dos sat´elites CoRoT e Kepler se desenham nas proje¸c˜oes polares
celestes. A figura 5.1 mostra como os “olhos” do CoRoT se projetam no c´eu, nos hemisf´erios
norte (esquerda) e sul (direita). Lembre-se que a dire¸c˜ao dos centros dos campos de
observa¸c˜ao desse sat´elite s˜ao 6h50m e 18h50m, centrados no equador (δ = 0
o
) com uma
92 Cap´ıtulo 5. An´alise dos Dados - Resultados e Discuss˜oes
abertura de 10
o
de raio.
Figura 5.1: Proje¸c˜oes polares celestes para os hemisf´erios norte (esquerda) e sul (direita). A regi˜ao
delimitada em linhas vermelhas correspondem `as janelas de observa¸c˜ao norte e sul do CoRoT, direita e
esqueda respectivamente.
Do mesmo modo, a figura 5.2 mostra como o “olho” do Kepler se projeta no c´eu.
Lembre-se tamb´em que a dire¸c˜ao de observa¸c˜ao desse sat´elite ´e centrada em α = 19h22m40s
e δ = +44
o
30’00” e tem um campo de 105 graus quadrados de observa¸c˜ao, conforme a figura
2.11.
Uma vez entendidos e situados os campos nas proje¸c˜oes polares celestes, ´e poss´ıvel dar
sequˆencia `a an´alise das associa¸c˜oes e aglomerados abertos contidos no banco de dados,
conforme mencionado anteriormente.
5.2 An´alise e sele¸c˜ao dos dados para os campos de observa¸c˜ao do CoRoT
Seguindo o cronograma do projeto, a an´alise ´e iniciada com as primeiras associa¸c˜oes
apresentadas na reuni˜ao de agosto de 2008 com o pesquisador C.A.P.C.O. Torres. Essas
associa¸c˜oes s˜ao: AB Doradus, Argus, β Pictoris, Carina, Columba, Octans e TW Hya.
Todas elas possuem idades bem determinadas pelo grupo do colaborador e servem como
ponto de partida.
Como feito na se¸c˜ao anterior, nas figuras 5.3 at´e 5.7 est˜ao representadas as proje¸c˜oes
polares celestes de cada associa¸c˜ao presente no banco de dados, para os hemisf´erios norte
Se¸c˜ao 5.2. An´alise e sele¸c˜ao dos dados para os campos de observa ¸c˜ao do CoRoT 93
Figura 5.2: Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio norte com a regi˜ao delimitada em linhas verdes
correspondentes `a janela de observa¸c˜ao do Kepler.
Figura 5.3: Proje¸c˜oes polares celeste para os hemisf´erios norte (direita) e sul (esquerda) das estrelas com
11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸c ˜ao AB Doradus de ∼ 70 milh˜oes de anos. A regi˜ao delimitada pelas linhas
vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT.
e sul (quando houver ambos), mostrando quais estrelas se situam no campo de visibilade
do sat´elite CoRoT. Os dados exibidos nessas proje¸c˜oes j´a est˜ao filtrados pelo crit´erio de
magnitude de observa¸c˜ao (11, 5 ≤ V ≤ 16), s´o restando assim a sele¸c˜ao pelo crit´erio das
coordenadas (α,δ) dos campos de observa¸c˜ao, que ´e mostrado em cada figura.
A primeira observada ´e AB Doradus de ∼ 70 Manos. Note que, observando a quan-
94 Cap´ıtulo 5. An´alise dos Dados - Resultados e Discuss˜oes
tidade de elementos presentes na tabela C.1 juntamente com os crit´erios de sele¸c˜ao do
sat´elite CoRoT, n˜ao sobram muitas estrelas, e dessas, nenhuma est´a presente nos cam-
pos de observa¸c˜ao. Portanto, nessa associa¸c˜ao, com idade apropriada para forma¸c˜ao de
planetas rochosos, n˜ao h´a candidatos-alvo para observa¸c˜ao nesse telesc´opio.
Figura 5.4: Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio sul das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸c˜ao
Argus de ∼ 40 milh˜oes de anos. A regi˜ao delimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do
CoRoT.
Observando a figura 5.4 da proje¸c˜ao polar celeste da associa¸c˜ao Argus, que possui ob-
jetos somente no hemisf´erio sul, percebe-se que acontece fato idˆentico `a assoc ia¸c˜ao AB
Doradus. Note tamb´em que o resultado para a associa¸c˜ao Argus revela que quase todos
os alvos ´uteis est˜ao concentrados em uma regi˜ao com declina¸c˜oes entre -50
o
e -60
o
, rep-
resentando dessa forma, uma janela de 10
o
poss´ıvel e interessante para futuras miss˜oes
de observa¸c˜ao na dire¸c˜ao α = 8h40m. Note tamb´em que tal fato n˜ao acontece com as
associa¸c˜oes AB Doradus, β Pictoris, Carina, e Tw Hya, onde alvos que est˜ao espalhados
no plano de ascen¸c˜ao reta e declina¸c˜ao, tamb´em n˜ao est˜ao contidos nos “olhos” do CoRoT,
como mostrados nas figuras 5.5 at´e 5.7.
Mais ainda, analisando as proje¸c˜oes das figuras 5.8 e 5.9 correspondentes `as associa¸c˜oes
de Carina e Octans, respectivamente, ´e poss´ıvel notar que, ap´os a aplica¸c˜ao dos crit´erios
de sele¸c˜ao do sat´elite em quest˜ao, s´o restou um alvo em cada uma delas, e al´em disso eles
est˜ao distantes do campo de observa¸c˜ao.
Embora todas as associa¸c˜oes previamente analisadas n˜ao retornaram nenhum resultado
Se¸c˜ao 5.2. An´alise e sele¸c˜ao dos dados para os campos de observa ¸c˜ao do CoRoT 95
Figura 5.5: Proje¸c˜oes polares celes tes para os hemisf´erios norte (direita) e sul (esquerda) das estrelas
com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸c˜ao β Pictoris de ∼ 10 milh˜oes de anos. A regi˜ao delimitada pelas linhas
vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT.
Figura 5.6: Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio sul das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸c˜ao
Columba de ∼ 30 milh˜oes de anos. A regi˜ao delimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do
CoRoT.
aproveit´ave l, elas serviram para um simples prop´osito: familiariza¸c˜ao com a metodologia de
sele¸c˜ao de alvos. Contudo, em meados de setembro de 2008, C.A.P.C.O Torres comunicou
que tinha identificado duas associa¸c˜oes no seu cat´alogo, SACY, que se situavam nos campos
de observa¸c˜ao do CoRoT, uma na dire¸c˜ao centro (α =18h50m) e outra na do anti-centro
gal´actico (α =6h50m). O ´unico problema da primeira associa¸c˜ao ´e que ela n˜ao tinha a
96 Cap´ıtulo 5. An´alise dos Dados - Resultados e Discuss˜oes
Figura 5.7: Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio sul das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸c˜ao
TW Hya de ∼ 30 milh˜oes de anos. A regi˜ao delimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do
CoRoT.
Figura 5.8: Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio sul das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸c˜ao
Carina de ∼ 30 milh˜oes de anos. A regi˜ao delimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do
CoRoT.
idade bem determinada, mas poderia-se supor como sendo composta de estrelas jovens
(Torres, comunica¸c˜ao privada). A associa¸c˜ao do anti-centro tem uma idade estimada em
70 Manos. A figura 5.10 mostram as proje¸c˜oes polares celestes de cada hemisf´erio para
as estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸c˜ao localizada na regi˜ao do centro gal´actico, e
a figura 5.11 mostra o mesmo resultado para a associa¸c˜ao localizada no anti-centro, que
Se¸c˜ao 5.2. An´alise e sele¸c˜ao dos dados para os campos de observa ¸c˜ao do CoRoT 97
Figura 5.9: Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio sul da associa¸c˜ao OctA de ∼ 20 milh˜oes de anos. A
regi˜ao delimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT.
possui objetos somente no hemisf´erio norte com V no intervalo citado.
Figura 5.10: Proje¸c˜oes polares celestes para os hemisf´erio norte (direita) e sul (esquerda) de uma associa¸c˜ao
do cat´alogo SACY localizada na regi˜ao do centro da Gal´axia. A regi˜ao delimitada pelas linhas verme lhas
correspondem ao olhos do CoRoT.
Pela an´alise das figuras 5.10 at´e 5.11 ´e poss´ıvel notar que a associa¸c˜ao localizada no
centro gal´actico tem quatro alvos aproveit´aveis para observa¸c˜ao, trˆes no hemisf´erio norte e
um no sul; e para a associa¸c˜ao localizada na dire¸c˜ao do anti-centro gal´actico tˆem-se mais
dois alvos pass´ıveis de observa¸c˜ao. As tabelas 5.1 e 5.2 mostram as coordenadas e a magni-
98 Cap´ıtulo 5. An´alise dos Dados - Resultados e Discuss˜oes
Figura 5.11: Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio sul de uma associa¸c˜ao de ∼ 70 Manos do cat´alogo
SACY localizada na regi˜ao do anti-centro da Gal´axia. A regi˜ao delimitada pelas linhas vermelhas corre-
spondem ao olhos do CoRoT.
tudes aparentes dos resultados de cada uma de ssas associa¸c˜oes.
´
E importante lembrar que
a associa¸c˜ao localizada no centro gal´actico n˜ao tem ainda uma idade bem determinada,
mas, uma vez que esse parˆametro seja obtido em estudos futuros, fica registrado neste
trabalho, poss´ıveis alvos para observa¸c˜ao com sat´elite e que servir˜ao para o prop´osito aqui
estudado. Outro ponto importante: as estrelas da associa¸c˜ao de ∼ 70 Manos localizada na
regi˜ao do anti-centro gal´actico possuem idade suficiente para terem eventualmente planetas
rochosos.
Com isso, a sele¸c˜ao de objetos estelares para observa¸c˜ao pelo CoRoT, relacionados `as
associa¸c˜oes, est´a feita. Os seis resultados mostrados nas tabelas 5.1 e 5.2 mostram todos
os parˆametros necess´arios dos objetos que podem ser propostos `a observa¸c˜ao. Note que,
apesar da grande quantidade de dados utilizados conforme descrito no cap´ıtulo 4, apenas
seis objetos atendem aos prop´ositos deste trabalho.
Tabela 5.1 - Objetos estelares aproveit´aveis da ass ocia¸c˜ao localizada no centro gal´actico
(SACY), pass´ıveis de observa¸c˜ao pelo sat´elite CoRoT.
Nome α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) V Tipo Espectral
0450 0064 18 32 18,9 +02 14 54 11,76 N/D
1026 1952 18 47 25,6 +08 41 07 12,22 N/D
Continua na pr´oxima p´agina. . .
Se¸c˜ao 5.2. An´alise e sele¸c˜ao dos dados para os campos de observa ¸c˜ao do CoRoT 99
Tabela 5.1 - Continua¸c˜ao
Nome α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) V Tipo Espectral
5115 0069 18 58 14,4 +00 27 00 11,65 N/D
5129 0396 19 08 42,4 -01 00 05 12,12 N/D
Tabela 5.2 - Objetos estelares aproveit´aveis da associa¸c˜ao de ∼ 70 Manos localizada no
anti-centro gal´actico (SACY), pass´ıveis de observa¸c˜ao pelo sat´elite CoRoT.
Nome α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) V Tipo Espectral
G4813 0908 M 06 53 24,1 -06 33 13 11,80 G8IV-V
4809 1845 M 06 56 09,6 -04 59 48 11,67 G3V
Com o objetivo de enriquecer mais os resultados, foi necess´ario buscar outros bancos
de dados de estrelas jovens. De acordo com o cap´ıtulo 4 a an´alise foi estendida para o
cat´alogo de aglomerados jovens l´a descrito (DAML). Com efeito, a tabela 5.3 mostra os
resultados obtidos para o campo de observa¸c˜oes do CoRoT. Nessa tabela s˜ao mostrados
os parˆametros de cada aglomerado aproveit´avel tais como: nome, coordenadas, distˆancia,
extin¸c˜ao (E
BV
) e idade.
A an´alise com os aglomerados foi basicamente a mesma realizada com as associa¸c˜oes,
mas devido ao fato das estrelas do primeiro grupo estarem mais concentradas em uma
dada regi˜ao do c´eu, ao contr´ario do segundo, tem-se que nesse caso a filtragem por posi¸c ˜ao
aconteceu antes da filtragem por magnitudes, ou seja, primeiramente foi realizada uma
filtragem com as coordenadas dos aglomerados (α e δ), diretamente da tabela do banco de
dados; em seguida os aglomerados foram filtrados por idade at´e o limite de 80-90 Manos
(log t ∼ 7, 90 − 7, 95); na sequˆencia foram realizadas as proje¸c˜oes polares celestes desses
aglomerados a fim de verificar suas posi¸c˜oes em rela¸c˜ao aos “olhos” do CoRoT; e por fim,
foi realizada a filtragem por magnitude das estrelas de cada aglomerado aproveit´avel, para
obter os resultados que atendam os prop´ositos deste trabalho.
100 Cap´ıtulo 5. An´alise dos Dados - Resultados e Discuss˜oes
Tabela 5.3 - Aglomerados ab ertos do cat´alogo Dias et al. 2002 (cf. cap´ıtulo 4), contidos
no campo de observa¸c˜ao sat´elite CoRoT. O objetos com a etiqueta N na ´ultima coluna, s˜ao
aqueles que n˜ao possuem dados de seus elementos dispon´ıveis para an´alise.
Nome α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) Distˆancia (pc) E
BV
Idade (log t) Di sponibilidade
Centro gal´actico
NGC 6611 18 18 48 -13 48 24 1800 0,8 6,11 N
NGC 6604 18 18 03 -12 14 30 1696 0,97 6,81 S
NGC 6683 18 42 13 -06 12 42 1197 0,54 7 N
NGC 6664 18 36 37 -07 48 48 1164 0,709 7,162 N
Bica 3 18 26 04 -13 03 32 1640 2,18 7,4 N
Berkeley 82 19 11 20 +13 07 06 860 1,021 7,493 S
Collinder 35 9 18 01 06 +02 54 00 249 0,193 7,50 6 N
NGC 6649 18 33 27 -10 24 12 1369 1,201 7,566 S
NGC 6755 19 07 49 +04 16 00 1421 0,826 7,719 S
NGC 6756 19 08 42 +04 42 18 1507 1,18 7,79 S
Berkeley 79 18 45 12 -01 13 00 2300 1,19 7,81 S
Trumpler 35 18 42 54 -04 08 00 1206 1,218 7,862 S
NGC 6704 18 50 45 -05 12 18 2974 0,717 7,863 N
Basel 1 18 48 12 -05 51 00 2178 0,482 7,893 S
NGC 6694 18 45 18 -09 23 00 1600 0,589 7,931 S
Anti-centro gal´actico
Bochum 2 06 48 54 +00 23 00 2661 0,831 6,665 N
Dolidze 25 06 45 06 +00 18 00 6800 0,8 6,8 S
NGC 2244 06 31 55 +04 56 30 1445 0,463 6,896 S
NGC 2264 06 40 58 +09 53 42 667 0,051 6,954 S
ASCC 24 06 28 44 -07 01 12 400 0,14 6,96 N
Collinder 10 7 06 37 42 +04 44 00 1738 0,54 7 S
Collinder 96 06 30 18 +02 52 00 962 0,51 7,031 S
NGC 2169 06 08 24 +13 57 54 1052 0,199 7,067 N
NGC 2302 06 51 55 -07 05 00 1500 0,23 7,08 S
NGC 2343 07 08 06 -10 37 00 1056 0,118 7,104 N
Alessi 21 07 10 47 -09 20 12 500 0,07 7,47 N
NGC 2232 06 27 15 -04 45 30 359 0,03 7,727 N
NGC 2186 06 12 07 +05 27 30 1445 0,272 7,738 S
Platais 6 06 15 26 +03 50 42 348 7,78 N
NGC 2401 07 29 24 -13 58 00 5888 0,35 7,8 N
Berkeley 28 06 52 12 +02 56 00 2557 0,761 7,846 S
NGC 2345 07 08 18 -13 11 36 2251 0,616 7,853 N
Bochum 3 07 03 24 -05 03 00 1762 0,24 7,89 S
NGC 2353 07 14 30 -10 16 00 1119 0,072 7,974 N
´
E importante explicar que a filtragem por magnitudes, nesse caso, necessitou de uma
Se¸c˜ao 5.2. An´alise e sele¸c˜ao dos dados para os campos de observa ¸c˜ao do CoRoT 101
aten¸c˜ao especial. Conforme descrito no cap´ıtulo 4, o cat´alogo de aglomerados analisados
foi elaborado com aux´ılio do cat´alogo de estrelas UCAC2. Foi desse cat´alogo que se obteve
os parˆametros de cada estrela presente em um dado aglomerado. O problema encontrado
´e que esse cat´alogo n˜ao fornece a magnitude aparente na banda V das estrelas, mas so-
mente nas bandas J, H e K que foram determinadas pelo (2MASS), o que n˜ao ´e aplic´avel
diretamente a este trabalho. Para solucionar esse problema foi realizado um contato com
o pesquisador Marcelo Assafin, do Observat´orio do Valongo (OV-UFRJ), que trabalhou
com o cat´alogo UCAC2. A solu¸c˜ao encontrada foi a seguinte: como os parˆametros das
estrelas dos aglomerados do cat´alogo utilizado se baseia no dados do UCAC2, a id´eia seria
atualiza-los com base no cat´alogo UCAC3, mais recente. No banco de dados do UCAC3 ´e
poss´ıvel obter, al´em das magnitudes nas bandas J, H e K, as magnitudes nas bandas B, R
e I que foram extra´ıdas do projeto SuperCosmos (Hambly et al., 2001). A magnitude na
banda V n˜ao est´a dispon´ıvel. Por´em o trabalho de Natali et al. (1994), com fotometria dos
filtros UBVRI Johnson-Cousins em estrelas de aglomerados abertos, mostra uma rela¸c˜ao
entre os ´ındices de cor (B − I) e (B − V ):
(B − I) = 2, 36(B − V )
Com isso, uma vez obtidas as magnitudes B e I do cat´alogo UCAC3 pode-se obter a
magnitude na banda V, que ´e o parˆametro desejado. Note que, todo esse procedimento
produz um certo grau de incerteza no resultado. Analisando o cat´alogo UCAC3, foi encon-
trada que a incerteza nas magnitudes B e I ´e de 0,3. No trabalho de Natali et al. (1994) n˜ao
foi encontrada um valor preciso sobre qual seria a incerteza envolvida nos seus c´alculos.
Levando-se em conta esses fatores, e realizando a propaga¸c˜ao usual de erros, chegou-se a
conclus˜ao que o valor final da magnitude na banda V tem uma incerteza de 0,5 magnitude.
Lembre-se tamb´em que, al´em de tudo que foi dito acima, ´e importante realizar essa
an´alise em estrelas de sequˆencia principal, que ´e o prop´osito deste trabalho, e tamb´em
do cat´alogo SACY, conforme mencionado no cap´ıtulo 4. Na an´alise realizada anterior-
mente com as estrelas das associa¸c˜oes, essas j´a haviam sido selecionadas por esse crit´erio
(SACY), por´em, quando se analisa as estrelas de um aglomerado qualquer ´e necess´ario
impor mais esse v´ınculo no processo de sele¸c˜ao, pois, um aglomerado de estrelas cont´em
objetos de diferentes tipos espectrais. Ora, como a distˆancia dos aglomerados ´e conhecida,
102 Cap´ıtulo 5. An´alise dos Dados - Resultados e Discuss˜oes
assim como a extin¸c˜ao E
BV
, pode-se usar a equa¸c˜ao do m´odulo de distˆancia corrigida pelo
avermelhamento (equa¸c˜ao 5.1):
M
V
= V − 5 log d(pc) + 5 − A
V
(5.1)
onde A
V
´e o avermelhamento e ´e calculado utilizando a extin¸c˜ao E
BV
atrav´es da express˜ao:
A
V
= 3, 2E
BV
. Obt´em-se assim a magnitude absoluta na banda V e, com o aux´ılio do
sistema de calibra¸c˜ao MK para classifica¸c˜ao de estrelas, conforme tabela 5.4 (Cox, 1999),
selecionar as estrelas de sequˆencia principal de tipos espectrais F, G, K, M.
Tabela 5.4 - Sistema de calibra¸c˜ao MK para classifica¸c˜ao espectral de estrelas (Cox, 1999).
Tipo Espectral M
V
Sequˆencia Principal, V
O5 -5,7
O9 -4,5
B0 -4
B2 -2,45
B5 -1,2
B8 -0,25
A0 +0,65
A2 +1,3
A5 +1,95
F0 +2,7
F2 +3,6
F5 +3,5
F8 +4
G0 +4,4
G2 +4,7
G5 +5,1
G8 +5,5
K0 +5,9
K2 +6,4
K5 +7,35
M0 +8,8
M2 +9,9
M5 +12,3
Gigantes, III
G5 +0,9
G8 +0,8
K0 +0,7
K2 +0,5
K5 -0,2
M0 -0,4
M2 -0,6
M5 -0,3
Supergiga ntes, I
O9 -6,5
B2 -6,4
B5 -6,2
B8 -6,2
A0 -6,3
A2 -6,5
A5 -6,6
F0 -6,6
F2 -6,6
F5 -6,6
Continua na pr´oxima p´agina. . .
Se¸c˜ao 5.2. An´alise e sele¸c˜ao dos dados para os campos de observa ¸c˜ao do CoRoT 103
Tabela 5.4 - Continua¸c˜ao
Tipo Espectral M
V
F8 -6,5
G0 -6,4
G2 -6,3
G5 -6,2
G8 -6,1
K0 -6
K2 -5,9
K5 -5,8
M0 -5,6
M2 -5,6
M5 -5,6
Note que, analisando a tabela 5.4, as estrelas do tipo F, G, K e M de sequˆencia principal
ser˜ao aquelas com M
V
> 2, 7. Portanto, com este ´ultimo passo de filtragem dos dados,
o procedimento de an´alise para as estrelas dos aglomerados da tabela 5.3 fica completa.
Nessa mesma tabela, a ´ultima coluna mostra duas etiquetas: “S” de sim ou “N” de n˜ao,
que informam se os aglomerados possuem informa¸c˜oes sobre seus membros dispon´ıveis no
banco de dados para an´alise, cf. Dias et al. (2002). Fixado isso, a figura 5.12 mostra as
proje¸c˜oes polares celestes dos hemisf´erios norte e sul dos aglomerados da tabela 5.3 que
contˆem dados (S) a serem analisados pelo filtro de magnitudes.
Pela tab ela 5.3 e pela figura 5.12 ´e poss´ıvel identificar os 18 aglomerados a serem
analisados pelo filtro de magnitudes. As tabelas com as estrelas analisadas para cada
aglomerado se encontram no apˆendice D
1
. Ao examin´a-las ´e poss´ıvel perceber que nem
todas possuem alvos aproveit´aveis para observa¸c˜ao do CoRoT. Esse ´ultimo proc esso de
filtragem se procedeu da seguinte maneira: ap´os calculadas as magnitudes V e M
V
, as
estrelas de cada aglomerado foram ordenadas de maneira que as magnitudes estivessem
em ordem crescente; com iss o foi poss´ıvel selecionar as estrelas que contˆem V entre 11,5 e
16 magnitudes e M
V
> 2, 7. Os objetos contidos nesses intervalos s˜ao os alvos selecionados
para observa¸c˜ao. Tamb´em foi citado anteriormente, que o erro no c´alculo do valor das
magnitudes analisadas ´e de 0,5 magnitude, e com isso, foi poss´ıvel selecionar nas amostras
estrelas com V entre 11 e 11,5 com M
V
entre 2,2 e 2,7 magnitudes, e outras com V entre
16 e 16,5 que possuam M
V
> 2, 7 magnitudes. Logo, a sele¸c˜ao dos alvos aproveit´aveis est´a
feita, levando-se em conta margens de erro. Os resultados de todos esses alvos encontram-se
1
A vers˜ao completa encontra-se sob forma eletrˆonica (CD) em anexo
104 Cap´ıtulo 5. An´alise dos Dados - Resultados e Discuss˜oes
Figura 5.12: Proje¸c˜oes polares celestes para os hemisf´erios norte (direita) e sul (esquerda) dos aglomerados
abertos do cat´alogo DAML (Dias et al., 2002), c f. cap´ıtulo 4, contidos no campo de observa¸c˜ao sat´elite
CoRoT, e que possuem dados de seus elementos dispon´ıveis para an´alise. A regi˜ao delimitada pelas linhas
vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT.
no apˆendice E
2
nas tabelas E.1 para o centro gal´actico, e E.2 para o anti-centro.
Uma vez realizada a sele¸c˜ao proposta, a ´ultima etapa restante ´e a identifica¸c˜ao dos
alvos em que se poder´a encontrar planetas gigantes e/ou rochosos. Analisando novamente
a tabela 5.3, juntamente com os resultados das tabelas do apˆendice E, nota-se que os
aglomerados NGC 6604, NGC 6649, NGC 6756, Berkeley 79, Trumpler 35, Dolidze 25, e
Berkeley 28, n˜ao forneceram em alvos que atendessem os requisitos de sele¸c˜ao por mag-
nitudes. Por outro lado, os aglomerados NGC 2244 de 7,87 Manos, NGC 2264 de 8,99
Manos, Collinder 107 de 10 Manos, Collinder 96 de 10,74 Manos, e NGC 2302 de 12,02
Manos contˆem alvos onde deve-se encontrar somente planetas gigantes gasosos, de acordo
com o cap´ıtulo 1.
Nos aglomerados relativamente mais velhos, que contˆem alvos aproveit´aveis, tais como:
NGC 6755 de 52,36 Manos, Basel 1 de 78,16 Manos, NGC 6694 de 85,31 Manos, NGC 2186
de 54,70 Manos, NGC 2422 de 72,61 Manos e Bochum 3 de 77,62 Manos, deve-se encontrar
planetas rochosos e gasosos. Portanto a etapa de sele¸c˜ao de alvos a serem observados pelo
CoRoT est´a feita, e com isso, os eventuais resultados observacionais servir˜ao de teste para
2
A vers˜ao completa encontra-se sob forma eletrˆonica (CD) em anexo
Se¸c˜ao 5.3. An´alise e sele¸c˜ao dos dados para os campos de observa ¸c˜ao do Kepler 105
as escalas de tempo de forma¸c˜ao planet´aria propostos nos modelos correntes (Zuckerman
e Song, 2004b).
5.3 An´alise e sele¸c˜ao dos dados para os campos de observa¸c˜ao do Kepler
O pro cess o de an´alise e sele¸c˜ao de alvos para o sat´elite Kepler ´e idˆentico ao que foi
apresentado na se¸c˜ao anterior, no que diz respeito `a base de dados utilizada e `as etapas
de filtragem. As duas ´unicas diferen¸cas nessa parte da an´alise s˜ao: a sele¸c˜ao de alvos por
coordenadas de observa¸c˜ao, que para o Kepler est˜ao centradas em α = 19h22m40s e δ =
+44
o
30’00” conforme figura 2.11; e ao intervalo de magnitudes na banda V observada, que
est´a entre 9 e 14 magnitudes.
Do mesmo modo que foi realizado para o CoRoT, a an´alise para o Kepler ´e iniciada
com as mesmas associa¸c˜oes estelares, mas como esse sat´elite s´o observa alvos no hemisf´erio
norte, tem-se que as ´unicas associa¸c˜oes v´alidas para esse prop´osito s˜ao AB Doradus e β
Pictoris, de ∼ 70 Manos e ∼ 10 Manos respectivamente. As figuras 5.13 e 5.14 mostram
as proje¸c˜oes polares celestes das estrelas, com V entre 9 e 14, dessas associa¸c˜oes.
Figura 5.13: Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio norte das estrelas com 9 ≤ V ≤ 14 da associa¸c˜ao
AB Doradus de ∼ 70 milh˜oes de anos. A regi˜ao delimitada pelas linhas verdes correspondem ao “olhos”
do Kepler.
Note que em ambas associa¸c˜oes n˜ao h´a estrelas contidas no campo de observa¸c˜ao
do telesc´opio em quest˜ao, e portanto, dentre esses objetos com idades apropriadas para
106 Cap´ıtulo 5. An´alise dos Dados - Resultados e Discuss˜oes
Figura 5.14: Proje¸c˜ao polar celeste para o hemisf´erio norte das estrelas com 9 ≤ V ≤ 14 da associa¸c˜ao
β Pictoris de ∼ 10 milh˜oes de anos. A regi˜ao delimitada p elas linhas verdes correspondem ao “olhos” do
Kepler.
forma¸c˜ao de planetas gasosos (β Pic), e/ou rochosos (AB Doradus), n˜ao h´a candidatos-
alvo para observa¸c˜oes. Como essas duas associa¸c˜oes s˜ao as ´unicas do banco de dados que
se adequaram ao requisitos de observa¸c˜ao do Kepler, tem-se que a an´alise relacionada `as
associa¸c˜oes est´a encerrada.
Analogamente ao que foi realizado na se¸c˜ao anterior, a an´alise para o Kepler tamb´em
foi estendida para o cat´alogo dos aglomerados abertos jovens DAML (Dias et al., 2002), cf.
cap´ıtulo 4. O processamento de dados dos aglomerados para o Kepler foi o mesmo realizado
para o CoRoT, ou seja, realizou-se uma filtragem com as coordenadas dos aglomerados
(α e δ), diretamente da tabela do banco de dados; em seguida os aglomerados foram
filtrados por idade at´e o limite de 80-90 Manos (log t ∼ 7, 90 − 7, 95); na sequˆencia foram
realizadas as proje¸c˜oes polares celestes desses aglomerados a fim de situa-los no campo do
Kepler; e por fim, foi realizada a filtragem por magnitude das estrelas de cada aglomerado
aproveit´ave l, com o mesmo procedimento j´a explicado na se¸c˜ao anterior. A tabela 5.5
mostra os resultados obtidos para o campo de observa¸c˜oes do Kepler. Nela s˜ao mostrados
os parˆametros de cada aglomerado aproveit´avel tais como: nome, coordenadas, distˆancia,
extin¸c˜ao (E
BV
) e idade.
Se¸c˜ao 5.3. An´alise e sele¸c˜ao dos dados para os campos de observa ¸c˜ao do Kepler 107
Tabela 5.5 - Aglomerados ab ertos do cat´alogo Dias et al. 2002 (cf. cap´ıtulo 4), contidos
no campo de observa¸c˜ao sat´elite Kepler. Os objetos com a etiqueta N na ´ultima coluna, s˜ao
aqueles que n˜ao possuem dados de seus membros dispon´ıveis para an´alise.
Nome α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) Distˆancia (pc) E
BV
Idade (log t) Di sponibilidade
Stephenson 1 18 53 30 36 55 00 390 0,04 7,731 N
Basel 6 20 06 48 38 21 00 1548 0,58 7,977 S
Figura 5.15: Proje¸c˜ao polar celeste dos aglomerados abertos Stephenson 1 e Basel 6. A regi˜ao delimitada
pelas linhas verdes correspondem ao “olhos” do Kepler. Nenhum dos objetos est˜ao contidos nessa regi˜ao.
Note pela tabela 5.5, que somente dois aglomerados atendem `as restri¸c˜oes de ob-
serva¸c˜oes do Kepler, e somente um tem seus membros dispon´ıveis no cat´alogo para an´alise,
Basel 6. Mais ainda, este aglomerado tem idade estimada de ∼ 99,3 Manos apropriada
para identificar planetas gigantes gasosos e rochosos j´a formados. A figura 5.15 mostra a
proje¸c˜ao polar celeste desses dois aglomerados juntamente com a janela de observa¸c˜ao do
Kepler, e ´e poss´ıvel notar que nenhum dos objetos da tabela 5.5 est˜ao contidos no campo
de visibilidade, e com isso n˜ao h´a candidatos-alvo dispon´ıveis no cat´alogo DAML a serem
observados pelo Kepler, encerrando assim an´alise para esse telesc´opio.
108 Cap´ıtulo 5. An´alise dos Dados - Resultados e Discuss˜oes
5.4 Outros campos de observa¸c˜ao
Na se¸c˜ao 5.2 foi discutido que a associa¸c˜ao Argus de ∼ 40 Manos, n˜ao possui objetos
no campo de observa¸c˜ao do CoRoT, mas cont´em uma concentra¸c˜ao de estrelas em uma
regi˜ao de 10
o
centrada na dire¸c˜oes α = 8h40m e δ = -55
o
. Se alguma miss˜ao observacional,
que tenha objetivos semelhantes `as miss˜oes CoRoT e Kepler, puder observar um camp o
nessa dire¸c˜ao, fica registrado neste trabalho que existem poss´ıveis alvos para serem obser-
vados, e com idade conhecida que se adequam ao teste do modelo de forma¸c˜ao planet´aria
mencionado anteriormente.
O mesmo racioc´ınio pode ser feito para os dados do cat´alogo de aglomerados abertos
utilizado neste trabalho. Levando-se em conta somente a idade como crit´erio de sele¸c˜ao,
pode-se sugerir poss´ıveis janelas de observa¸c˜ao que contenham aglomerados entre 10 Manos
e 90 Manos aproximadamente. Esse resultado est´a mostrado na tabela 5.6, e os objetos
contidos em cada dire¸c˜ao est˜ao dispon´ıveis na tabela E.3, no apˆendice E. Deste modo,
sugere-se outros campos para a observa¸c˜ao em miss˜oes futuras que poder˜ao tamb´em anal-
isar a validade dos modelos de forma¸c˜ao planet´aria.
Tabela 5.6 - Dire¸c˜oes de outros campos de observa¸c˜ao sugeridas, baseado no cat´alogo de
aglomerados abertos (DAML) com idades entre 10 e 90 Manos aproximadamente.
α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) Raio angular do campo (
o
)
00 50 -60 8
01 40 -60 5
02 25 -58 3
05 27 +03 3
05 38 +30 5
07 50 -27 3
08 20 -55 10
12 20 -65 10
13 50 -62 10
16 40 -49 10
17 35 -32 4
20 10 +37 5
22 00 +59 8
23 20 +60 10
Cap´ıtulo 6
Conclus˜oes e Perspectivas
Com o intuito de testar os modelos correntes de forma¸c˜ao planet´aria (Zuckerman e
Song, 2004b), foi proposto neste trabalho selecionar estrelas jovens para serem observadas
com a inten¸c˜ao de serem detectados poss´ıveis sistemas planet´arios em forma¸c˜ao, utilizando
os sat´elites CoRoT e Kepler. Ao mesmo tempo, prop˜oe-se diferenciar objetos com possi-
bilidade de possuirem planetas gigantes gasosos, com per´ıodo de forma¸c˜ao da ordem de ∼
10 Manos, daqueles com planetas terrestres onde o per´ıodo de forma¸c˜ao ´e ∼ 30 Manos.
Com isso, as estrelas selecionadas devem ter idades de dezenas de milh˜oes de anos apenas.
Em rela¸c˜ao `a idade, um dos objetivos neste trabalho era entender como esse parˆametro
poderia ser estimado para um grupo de estrelas (aglomerado aberto ou associa¸c˜ao), utilizando-
se dados sobre abundˆancias qu´ımicas do l´ıtio nessas estrelas. Isso ´e poss´ıvel devido `a facil-
idade do l´ıtio ser destru´ıdo na fase pr´e-sequencia principal, a temperaturas superiores 2,5
10
6
K. Obviamente a sua taxa de destrui¸c˜ao depende da massa da estrela, e estudando es-
trelas da sequˆencia principal de tipo espectral F at´e M, ´e poss´ıvel realizar um levantamento
de como a abundˆancia desse elemento varia com a luminosidade e temperatura da estrela.
Ficou claro que esse tipo de amostra gera um padr˜ao de deple¸c˜ao do l´ıtio; obtendo-se v´arias
amostras para diferentes aglomerados de estrelas em que se conhe¸cam as idades, ´e poss´ıvel
ent˜ao determinar padr˜oes de isoidades para o modelo de deple¸c˜ao do l´ıtio e, com isso, gerar
um modelo qualitativo para se obter idades de associa¸c˜oes estelares, onde outros m´etodos
de determina¸c˜ao da idade n˜ao s˜ao aplic´aveis. As idades das associa¸c˜oes analisadas neste
trabalho foram determinadas dessa maneira a partir do trabalho de da Silva et al. (2009).
Com a impossibilidade de se realizar medidas espectrosc´opicas da linha do l´ıtio em
λ6708, para estrelas de associa¸c˜oes presentes nos campos dos sat´elites CoRoT e Kepler,
110 Cap´ıtulo 6. Conclus˜oes e Perspectivas
optou-se pela realiza¸c˜ao de um levantamento na literatura de objetos jovens existentes
em associa¸c˜oes com idades bem determinadas. O pesquisador C.A.P.C.O. Torres vem, ao
longo dos anos, estudando esses tipos de objetos, e portanto, sua base de dados (Torres
et al., 2008) foi o ponto de partida deste trabalho. E como o objetivo passou a ser a sele¸c˜ao
de sistemas planet´arios jovens em estrelas com idades conhecidas, o cat´alogo DAML de
Dias et al. 2002 de aglomerados abertos tamb´em foi um banco de dados intitulado ne ste
trabalho.
Portanto, o objetivo do trabalho passou a ser a sele¸c˜ao de poss´ıveis sistemas planet´arios
jovens a serem observados pelo m´etodo de trˆansitos pelos sat´elites mencionados acima, nas
amostras de estrelas em associa¸c˜oes e em aglomerados jovens, com idades de no m´aximo
∼ 80-90 Manos, onde as estrelas com idades pr´oximas a 10 Manos seriam identificadas
como sendo candidatas-alvo de possuirem somente planetas gigantes gasosos, e as demais,
com idades de algumas dezenas de Manos, a possuirem tamb´em planetas terrestres. A
idade dos objetos analisados foi extendida at´e ∼80 Manos, pois acredita-se (Zuckerman
e Song, 2004b) que algumas estrelas ainda poss am possuir discos de poeira circunstelar
nessa idade. Existem trabalhos, como por exemplo Zuckerman (2001), que adotam esse
limite como sendo de ∼ 100 Manos, mas neste trabalho decidiu-se n˜ao extrapolar a an´alise
at´e esse limite. A sele¸c˜ao dos alvos se baseou tamb´em nas caracter´ısticas particulares do
sat´elites CoRoT e Kepler tais como: intervalo de magnitudes observadas por cada um; e
posi¸c˜ao (α e δ) dos campos de observa¸c˜ao. Lembre-se que o CoRoT observa nas dire¸c˜oes no
centro e anti-centro gal´actico, e o Kepler em uma dire¸c˜ao entre as constela¸c˜oes de Cygnus
e Lyra.
A sele¸c˜ao dos dados para cada sat´elite pro duz iu resultados bem diferentes entre eles.
A come¸car pelo CoRoT, a an´alise do banco de dados de associa¸c˜oes retornou resultados
com uma associa¸c˜ao no centro gal´actico e outra de ∼ 70 Manos no anti-centro gal´actico,
conforme tabelas 5.1 e 5.2. Embora a primeira asso cia¸c˜ao citada n˜ao possua idade bem
estimada, pˆode-se supor que ela fosse jovem, cf. cap´ıtulo 5. Por outro lado, o Kepler n˜ao
retornou nenhum resultado positivo na an´alise das associa¸c˜oes.
Contudo, foi com a an´alise do cat´alogo DAML de aglomerados abertos que surgiram
muitos candidatos-alvo para observa¸c˜oes. Vale citar tamb´em, que o exame de estrelas
desse cat´alogo mostrou um m´etodo ´util para se calcular a magnitude na banda V dos
Cap´ıtulo 6. Conclus˜oes e Perspectivas 111
membros dos aglomerados, pois este parˆametro n˜ao est´a dispon´ıvel no banco de dados.
Com a atualiza¸c˜ao dos parˆametros do DAML do UCAC2 para o UCAC3, sugerida pelo
pesquisador Marcelo Assafin do OV que trabalhou com o cat´alogo UCAC2, foi poss´ıvel
obter as magnitude B e I dos membros de cada aglomerado, quando dispon´ıvel, e atrav´es da
rela¸c˜ao entre B, I e V obtida do trabalho de Natali et al. (1994) realizado em aglomerados
abertos, foi poss´ıvel obter a magnitude V , que atendia aos prop´ositos deste trabalho.
Com os parˆametros de sele¸c˜ao do CoRoT (limites de magnitude observada e dire¸c˜ao de
observa¸c˜ao) foram obtidos os alvos a serem observados em que se pode encontrar planetas
gigantes e/ou rochosos. Lembre-se que os aglomerados foram previamente selecionados
como sendo jovens de acordo com intervalo citado anteriormente. O n´umero de alvos
selecionados para esse sat´elite ´e bem grande, e est´a dispon´ıveis no CD em anexo nas
tabelas do apˆendice E. Com isso ´e poss´ıvel concluir que os aglomerados NGC 2244 de
7,87 Manos, NGC 2264 de 8,99 Manos, Collinder 107 de 10 Manos, Collinder 96 de 10,74
Manos, e NGC 2302 de 12,02 Manos contˆem alvos onde deve-se encontrar somente planetas
gigantes gasosos em est´agio inicial e/ou final de forma¸c˜ao, de acordo com o cap´ıtulo 1.
Os aglomerados relativamente mais velhos, onde devem-se encontrar planetas rochosos
e gasosos s˜ao: NGC 6755 de 52,36 Manos, Basel 1 de 78,16 Manos, NGC 6694 de 85,31
Manos, NGC 2186 de 54,70 Manos, NGC 2422 de 72,61 Manos e Bochum 3 de 77,62 Manos.
Portanto, a etapa de sele¸c˜ao de alvos a serem observados pelo CoRoT foi realizada, e
com isso, as eve ntuais observa¸c˜oes pelo CoRoT dos alvos propostos servir˜ao de teste para
as escalas de tempo de forma¸c˜ao planet´aria sugeridos nos modelos correntes, como por
exemplo em Zuckerman e Song (2004b). Vale lembrar que os aglomerados NGC 6604,
NGC 6649, NGC 6756, Berkeley 79, Trumpler 35, Dolidze 25, e Berkeley 28, n˜ao contˆem
alvos que atendam os requisitos de sele¸c˜ao por magnitudes, embora estejam contidos no
campo de visibilidade do CoRoT.
Ainda na an´alise com os aglomerados ab e rtos, tem-se que para os parˆametros de sele¸c˜ao
do Kepler, n˜ao foi encontrado nenhum objeto que satisfa¸ca tais condi¸c˜oes. Somente objetos
mais velhos que 100 Manos est˜ao contidos no campo de observa¸c˜ao do Kepler, mas esses
alvos n˜ao est˜ao no escopo deste trabalho. Portanto, conclui-se nessa an´alise que o sat´elite
CoRoT ´e o ´unico que possui candidatos-alvo a observa¸c˜ao.
Ainda no ˆambito de sele¸c˜ao de estrelas jovens, o cat´alogo DAML serviu para mais um
112 Cap´ıtulo 6. Conclus˜oes e Perspectivas
prop´osito: sugerir outros campos de observa¸c˜ao. Isso foi feito selecionando uma amostra
de aglomerados com idades entre 10 e 90 Manos, excetuando os que j´a foram analisados
pelo CoRoT e Kepler. O resultado, que est´a na tabela E.3, mostra algumas sugest˜oes
de dire¸c˜oes de observa¸c˜ao, com alguns candidatos. Esse resultado embora seja putativo,
pode fornecer uma diretiva na determina¸c˜ao de novas regi˜oes de observa¸c˜oes para miss˜oes
futuras, no que diz respeito `a detec¸c˜ao de sistemas planet´arios jovens.
O aspecto mais interes sante no campo de estudo de estrelas jovens, no ˆambito da
discuss˜ao neste trabalho, ´e que elas proporcionar˜ao em miss˜oes espaciais futuras, uti-
lizando observa¸c˜oes interferom´etricas, resolver todo o espectro de um sistema planet´ario
em forma¸c˜ao durante os primeiras dezenas de milh˜oes de anos que se sucede `a forma¸c˜ao da
estrela, cobrindo um intervalo espectral de F at´e M. Planetas gigantes gasosos, localizados
n˜ao muito pr´oximos de suas estrelas, ser˜ao os mais f´aceis de serem resolvidos. Mas even-
tualmente, at´e planetas terrestres em forma¸c˜ao po der˜ao ser identificados no espectro dos
sistemas. De acordo com Zuckerman e Song (2004b), o futuro das pesquisas em estrelas
jovens pr´oximas ao Sol seguir´a por pelo menos dois caminhos: Primeiro ser´a a identifica¸c˜ao
de uma sequˆencia principal mais fraca, e possivelmente sub-estelar. Os resultados atuais
est˜ao limitados pelo corte espectral do c´eu na regi˜ao do ´optico, limita¸c˜oes pelos cat´alogos
dos raios-X, e por uma falta de precis˜ao na medida de movimentos pr´oprios para objetos
estelares fracos e distantes. O segundo ser´a o sens´ıvel aumento de campanhas de inves-
tiga¸c˜oes do solo e espaciais, das associa¸c˜oes utilizadas neste trabalho, como β Pictoris, AB
Doradus, etc, visando ampli´a-las. Eventualmente, alguns estudos ir˜ao revelar, com mais
detalhes, como os sistemas planet´arios se formam.
Referˆencias Bibliogr´aficas
Alcal´a J. M., Covino E., Melo C., Sterzik M. F., Characterization of low-mass pre-main
sequence stars in the Southern Cross, A&A, 2002, vol. 384, p. 521
Barrado y Navascu´es D., Stauffer J. R., Patten B. M., The Lithium-Depletion Boundary
and the Age of the Young Open Cluster IC 2391, ApJ, 1999, vol. 522, p. L53
Bernasconi P. A., Maeder A., About the absence of a proper zero age main sequence for
massive stars., A&A, 1996, vol. 307, p. 829
Bertout C., T Tauri stars - Wild as dust, ARA&A, 1989, vol. 27, p. 351
Bildsten L., Brown E. F., Matzner C. D., Ushomirsky G., Lithium Depletion in Fully
Convective Pre-Main-Sequence Stars, ApJ, 1997, vol. 482, p. 442
Bodenheimer P., Studies in Stellar Evolution. II. Lithium Depletion during the Pre-Main
Contraction., ApJ, 1965, vol. 142, p. 451
Bouvier J., Appenzeller I., A magnitude-limited spectroscopic and photometric survey of
Rho Ophiuchus X-ray sources, A&AS, 1992, vol. 92, p. 481
Calvet N., D’Alessio P., Hartmann L., Wilner D., Walsh A., Sitko M., Evidence for a
Developing Gap in a 10 Myr Old Protoplanetary Disk, ApJ, 2002, vol. 568, p. 1008
Carrol B. W., Ostlie D. A., An Introduction to Modern Astrophysics. Second Edition. San
Francisco. Pearson Addison Wesley, 2007, p. 425
Castellano T., Jenkins J., Trilling D. E., Doyle L., Koch D., Detection of Planetary Transits
of the Star HD 209458 in the Hipparcos Data Set, ApJ, 2000, vol. 532, p. L51
114 Referˆencias Bibliogr´aficas
Cox A. N., Allen’s Astrophysical Quantities. Fourth Edition. Los Alamos. Springer, 1999
da Silva L., Torres C. A. O., de La Reza R., Quast G. R., Melo C. H. F., Sterzik M. F.,
Search for associations containing young stars (SACY). III. Ages and Li abundances,
A&A, 2009, vol. 508, p. 833
de Geus E. J., de Zeeuw P. T., Lub J., Physical parameters of stars in the Scorpio-Centaurus
OB association, A&A, 1989, vol. 216, p. 44
de Zeeuw P. T., Hoogerwerf R., de Bruijne J. H. J., Brown A. G. A., Blaauw A., A
HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations, AJ, 1999, vol. 117, p. 354
Dias W. S., Alessi B. S., Moitinho A., L´epine J. R. D., New catalogue of optically visible
open clusters and candidates, A&A, 2002, vol. 389, p. 871
Eggen O. J., Galactic Structure. A Blaauw, M Schmidt. Chicago. Univ. Chicago Press,
1965
Feigelson E. D., Lawson W. A., Garmire G. P., The Chamaeleontis Young Stellar Group
and the Characterization of Sparse Stellar Clusters, ApJ, 2003, vol. 599, p. 1207
Gagne M., Caillault J., The complete Einstein Observatory X-ray survey of the Orion
Nebula region., ApJ, 1994, vol. 437, p. 361
Greenstein J. L., Richardson R. S., Lithium and the Internal Circulation of the Sun., ApJ,
1951, vol. 113, p. 536
Habing H. J., Dominik C., Jourdain de Muizon M., Laureijs R. J., Kessler M. F., Leech K.,
Metcalfe L., Salama A., Siebenmorgen R., Trams N., Bouchet P., Incidence and survival
of remnant disks around main-sequence stars, A&A, 2001, vol. 365, p. 545
Haisch Jr. K. E., Lada E. A., Pi˜na R. K., Telesco C. M., Lada C. J., A Mid-Infrared Study
of the Young Stellar Population in the NGC 2024 Cluster, AJ, 2001, vol. 121, p. 1512
Hambly N. C., MacGillivray H. T., Read M. A., Tritton S. B., Thomson E. B., Kelly
B. D., Morgan D. H., Smith R. E., Driver S. P., Williamson J., Parker Q. A., Hawkins
M. R. S., Williams P. M., Lawrence A., The SuperCOSMOS Sky Survey - I. Introduction
and description, MNRAS, 2001, vol. 326, p. 1279
Referˆencias Bibliogr´aficas 115
Hartmann L., Ballesteros-Paredes J., B ergin E. A., Rapid Formation of Molecular Clouds
and Stars in the Solar Neighborhood, ApJ, 2001, vol. 562, p. 852
Herbig G. H., Apparent Lithium Isotope Ratios in F5-G8 Dwarfs., ApJ, 1964, vol. 140, p.
702
Hog E., Fabricius C., Makarov V. V., Urban S., Corbin T., Wycoff G., Bastian U., Schwek-
endiek P., Wicenec A., The Tycho-2 Catalogue (Hog+ 2000), VizieR Online Data Cat-
alog, 2000, vol. 1259, p. 0
Jayawardhana R., Greene T., eds,, 2001 Young Stars Near Earth: Progress and Prospects
vol. 244 of Astronomical Society of the Pacific Conference Series
Jeffries R. D., Oliveira J. M., The lithium depletion boundary in NGC 2547 as a test of
pre-main-sequence evolutionary models, MNRAS, 2005, vol. 358, p. 13
Jura M., Malkan M., White R., Telesco C., Pina R., Fisher R. S., A Protocometary Cloud
around HR 4796A?, ApJ, 1998, vol. 505, p. 897
Kasting J. F., Catling D., Evolution of a Habitable Planet, ARA&A, 2003, vol. 41, p. 429
Kastner J. H., Zuckerman B., Weintraub D. A., Forveille T., X-ray and molecular emission
from the nearest region of recent star formation., Science, 1997, vol. 277, p. 67
Lada C. J., Alves J., Lada E. A., Near-Infrared Imaging of Embedded Clusters: NGC
1333, AJ, 1996, vol. 111, p. 1964
Lada C. J., Lada E. A., Embedded Clusters in Molecular Clouds, ARA&A, 2003, vol. 41,
p. 57
Lada C. J., Muench A. A., Haisch Jr. K. E., Lada E. A., Alves J. F., Tollestrup E. V.,
Willner S. P., Infrared L-Band Observations of the Trapezium Cluster: A Census of
Circumstellar Disks and Candidate Protostars, AJ, 2000, vol. 120, p. 3162
Lada C. J., Wilking B. A., The nature of the embedded population in the Rho Ophiuchi
dark cloud - Mid-infrared observations, ApJ, 1984, vol. 287, p. 610
116 Referˆencias Bibliogr´aficas
Lawson W. A., Crause L. A., Mamajek E. E., Feigelson E. D., The η Chamaeleontis
cluster: photometric study of the ROSAT-detected weak-lined T Tauri stars, MNRAS,
2001, vol. 321, p. 57
Lowrance P. J., Schneider G., Kirkpatrick J. D., Be cklin E. E., Weinberger A. J., Zucker-
man B., Plait P., Malmuth E. M., Heap S. R., Schultz A., Smith B. A., Terrile R. J.,
Hines D. C., A Candidate Substellar Companion to HR 7329, ApJ, 2000, vol. 541, p.
390
Lynga G., Computer-Based Catalogue of Open Cluster Data. In The Milky Way Galaxy ,
vol. 106 of IAU Symposium, 1985, p. 143
Ma´ız-Apell´aniz J., The Origin of the Local Bubble, ApJ, 2001, vol. 560, p. L83
Mamajek E. E., Meyer M. R., Liebert J., Post-T Tauri Stars in the Nearest OB Association,
AJ, 2002, vol. 124, p. 1670
Martin E. L., Quantitative spectroscopic criteria for the classification of pre-main sequence
low-mass stars., A&A, 1997, vol. 321, p. 492
Martin E. L., Magazzu A., Rebolo R., On the post-T-Tauri nature of late-type visual
companions to B-type stars, A&A, 1992, vol. 257, p. 186
Martin E. L., Rebolo R., Magazzu A., Pavlenko Y. V., Pre-main sequence lithium burning.
1: Weak T Tauri stars, A&A, 1994, vol. 282, p. 503
Martioli Eder. J. D. F. J. o., Exoplanetas: O que s˜ao e como detect´a-los, S˜ao Jos´e do Cam-
pos: INPE - Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais, 2006, Disserta¸c˜ao de Mestrado,
150 p.
Mayor M., Queloz D., A Jupiter-mass companion to a solar-type star, Nature, 1995,
vol. 378, p. 355
Mentuch E., Brandeker A., van Kerkwijk M. H., Jayawardhana R., Hauschildt P. H.,
Lithium Depletion of Nearby Young Stellar Associations, ApJ, 2008, vol. 689, p. 1127
Mermilliod J., The database for galactic open clusters (BDA).. In Information On-Line
Data in Astronomy , vol. 203 of Astrophysics and Space Science Library, 1995, p. 127
Referˆencias Bibliogr´aficas 117
Natali F., Natali G., Pompei E., Pedichini F., The use of the (B-I) color index and appli-
cations of the (B-I) versus (B-V) relationship, A&A, 1994, vol. 289, p. 756
Neuh¨auser R., Low-mass pre-main sequence stars and their X-ray emission., Science, 1997,
vol. 276, p. 1363
Ortega V. G., de la Reza R., Jilinski E., Bazzanella B., The Origin of the β Pictoris Moving
Group, ApJ, 2002, vol. 575, p. L75
Ortega V. G., de la Reza R., Jilinski E., Bazzanella B., New Aspects of the Formation of
the β Pictoris Moving Group, ApJ, 2004, vol. 609, p. 243
Pallavicini R., Pasquini L., Randich S., Optical spectroscopy of Post-T Tauri star candi-
dates, A&A, 1992, vol. 261, p. 245
Panagi P. M., Mathioudakis M., The importance of surface inhomogeneities for K and M
dwarf chromospheric fluxes, A&AS, 1993, vol. 100, p. 343
Pizzolato N., Maggio A., Micela G., Sciortino S., Ventura P., Activity-rotation relationship
in stars (Pizzolato+ 2003), VizieR Online Data C atalog, 2003, vol. 339, p. 70147
Rana N. C., Mass function of stars in the solar neighbourhood, A&A, 1987, vol. 184, p.
104
Sanders W. L., An improved method for c omputing membership probabilities in open
clusters., A&A, 1971, vol. 14, p. 226
Sartori M. J., L´epine J. R. D., Dias W. S., Formation scenarios for the young stellar
associations between galactic longitudes l = 280degr - 360degr, A&A, 2003, vol. 404, p.
913
Sestito P., Randich S., Time scales of Li evolution: a homogeneous analysis of op en clusters
from ZAMS to late-MS, A&A, 2005, vol. 442, p. 615
Song I., Zuckerman B., Bessell M. S., New Members of the TW Hydrae Association, β
Pictoris Moving Group, and Tucana/Horologium Association, ApJ, 2003, vol. 599, p.
342
118 Referˆencias Bibliogr´aficas
Song I., Zuckerman B., Bessell M. S., On Ca II Emission as an Indicator of the Age of
Young Stars, ApJ, 2004, vol. 614, p. L125
Spangler C., Sargent A. I., Silverstone M. D., Becklin E. E., Zuckerman B., Dusty Debris
around Solar-Type Stars: Temporal Disk Evolution, ApJ, 2001, vol. 555, p. 932
Stevens I. R., Rees M. J., Podsiadlowski P., Neutron stars and planet-mass companions,
MNRAS, 1992, vol. 254, p. 19P
Strom K. M., Strom S. E., E dwards S., Cabrit S., Skrutskie M. F., Circumstellar mate-
rial associated with solar-type pre-main-sequence stars - A possible constraint on the
timescale for planet building, AJ, 1989, vol. 97, p. 1451
Torres C. A. O., Quast G. R., da Silva L., de La Reza R., Melo C. H. F., Sterzik M., Search
for associations containing young stars (SACY). I. Sample and searching method, A&A,
2006, vol. 460, p. 695
Torres C. A. O., Quast G. R., Melo C. H. F., Sterzik M. F., , 2008 Young Nearby Loose
Associations. pp 757–+
Walker M. F., Studies of Extremely Young CLUSTERS.I.NGC 2264., ApJS, 1956, vol. 2,
p. 365
Walter F. M., Brown A., Mathieu R. D., Myers P. C., Vrba F. J., X-ray sources in regions
of star formation. III - Naked T Tauri stars associated with the Taurus-Auriga complex,
AJ, 1988, vol. 96, p. 297
Wuchterl G., Tscharnuter W. M., From clouds to stars. Protostellar collapse and the
evolution to the pre-main sequence I. Equations and evolution in the Hertzsprung-Russell
diagram, A&A, 2003, vol. 398, p. 1081
Zacharias N., Monet D. G., Levine S. E., Urban S. E., Gaume R., Wycoff G. L., The
Naval Observatory Merged Astrometric Dataset (NOMAD). In Bulletin of the American
Astronomical Society , vol. 36 of Bulletin of the American Astronomical Society, 2004,
p. 1418
Zuckerman B., Dusty Circumstellar Disks, ARA&A, 2001, vol. 39, p. 549
Referˆencias Bibliogr´aficas 119
Zuckerman B., Song I., Dusty Debris Disks as Signposts of Planets: Implications for Spitzer
Space Telescope , ApJ, 2004a, vol. 603, p. 738
Zuckerman B., Song I., Young Stars Near the Sun, ARA&A, 2004b, vol. 42, p. 685
Zuckerman B., Song I., Bessell M. S., Webb R. A., The β Pictoris Moving Group, ApJ,
2001, vol. 562, p. L87
120 Referˆencias Bibliogr´aficas
Apˆendice
Apˆendice A
Discos Protoplanet´arios circunstelares
Na se¸c˜ao 3.5 foi mostrado, sem grandes detalhes, como pode ser estimada a idade
de estrelas jovens a partir da an´alise da fra¸c˜ao de luminosidade devida `a poeira. Isso
s´o porque existem ´e poss´ıvel devido aos discos protoplanet´arios situados ao redor desses
objetos. Esse apˆendice ´e dedicado a uma breve descri¸c˜ao dessa classe de objetos, os dis-
cos protoplanet´arios circunstelares, e tamb´em a uma descri¸c˜ao mais detalhada do que foi
exposto na se¸c˜ao 3.5.
Estrelas pr´e-sequˆencia principal existem em duas variedades (Lada e Lada, 2003): aque-
las com discos circunstelares (classe II) e aquelas sem tais discos (classe III). A frequˆencia
com que ocorrem discos em um aglomerado estelar ´e diretamente relacionada aos processos
f´ısicos de sua forma¸c˜ao e evolu¸c˜ao. Desde que discos circunstelares possam ser os progeni-
tores de sistemas planet´arios, o conhecimento da fra¸c˜ao de discos presentes no aglomerado
e como essa fra¸c˜ao evolui com o tempo tamb´em tem consequˆencias importantes no entendi-
mento da origem de tais sistemas. Uma vez que a maioria das estrelas s˜ao provavelmente
formadas em aglomerados embebidos em poeira, tem-se que a medida da fra¸c˜ao de disco
nesses objetos mais jovens produzem uma determina¸c˜ao da frequˆencia inicial dos discos,
que por sua vez mede diretamente a probabilidade de sua forma¸c˜ao ao redor de novas es-
trelas formadas. Juntamente com o conhecimento da probabilidade de forma¸c˜ao planet´aria
em discos circunstelares, a fra¸c˜ao inicial dos discos pode proporcionar uma estimativa e
um censo indireto de sistemas exoplanet´arios presentes na Gal´axia.
A varia¸c˜ao da fra¸c˜ao de discos do aglomerado com a sua idade estabelece uma escala
de tempo para a fase de evolu¸c˜ao do disco que neste caso ´e a escala de tempo de vida do
disco circunsstelar e forma¸c˜ao do planeta. Isso, portanto, fornece um v´ınculo cr´ıtico na
124 Apˆendice A. Discos Protoplanet´arios circunstelares
determina¸c˜ao da probabilidade de forma¸c˜ao planet´aria em discos circunstelares, e tamb´em
se relaciona diretamente com a quest˜ao da ubiquidade de sistemas exoplanet´arios. Quest˜oes
relacionadas `as origens de sistemas planet´arios tais como: - se estrelas de alta massa se
formam com discos circunstelares; se a probabilidade de forma¸c˜ao de sistemas planet´arios
est´a diretamente relacionado com massa da estrela central, ou com o ambiente no qual a
estrela se forma - podem ser respondidas atrav´es de observa¸c˜oes de aglomerados embebidos.
A fra¸c˜ao de disco do aglomerado e a dependˆencia com a massa estelar e idade do pr´oprio
aglomerado, em princ´ıpio, pode ser diretamente medida por obten¸c˜ao da distribui¸c˜ao es-
pectral de energia no infravermelho para toda a popula¸c˜ao do aglomerado, ou pelo menos
uma fra¸c˜ao representativa dela. Isso se deve ao fato de que estrelas com discos circunste-
lares possuem excesso de emiss˜ao infravermelha, que se mostra de maneira clara e espec´ıfica
como uma assinatura espectral na distribui¸c˜ao de energia ´optica-infravermelha da estrela.
No trabalho de Lada e Lada (2003), os autores afirmam que na pr´atica n˜ao se pode obter
por completo a distribui¸c˜ao espectral de energia (1 − 1000µm) de uma popula¸c˜ao de um
aglomerado, uma vez que seria necess´ario realizar observa¸c˜oes de solo e espaciais em muitos
comprimentos de onda. Entretanto, eles argumentam tamb´em que o excesso de infraver-
melho de um disco pode ser medido em qualquer comprimento de onda no infravermelho,
desde que ele esteja suficientemente distante do comprimento de onda do pico subjacente `a
distribui¸c˜ao de energia da estrela central. Apesar de que quanto maior o comprimento de
onda, maior ser´a o inequ´ıvoco de excesso infravermelho, tem-se que observa¸c˜oes em compri-
mentos de onda pr´oximos de 2µm, na banda K, podem detectar excessos no infravermelho
na maioria de discos em torno de estrelas.
Vale citar tamb´em que pesquisas realizadas por imageamento de infravermelho pr´oximo
(bandas JHK) em um grande n´umero de aglomerados e mbebidos, sugeriram que fra¸c˜ao ini-
cial de discos ´e relativamente alta (> 50% nos trabalhos de Lada et al. 1996). Nos trabalhos
de Lada et al. (2000) e Haisch et al. (2001), a fra¸c˜ao inicial de discos foi determinada em
80-85% para os aglomerados do Trapezium e NGC 2024, respectivamente. Esses resulta-
dos sugerem que discos circunstelares s˜ao um subproduto natural no processo de forma¸c˜ao
estelar e que, portanto, a maioria das estrelas, independentemente da massa, nascem com
a habilidade de formar sistemas planet´arios.
Entretanto, estudos em infravermelho de popula¸c˜oes embebidas e aglomerados sugerem
Apˆendice A. Discos Protoplanet´arios circunstelares 125
tamb´em que a dura¸c˜ao da acres¸c˜ao, ou da fase de disco protoplanet´ario, pode ser relativa-
mente breve, por volta de 3-15 ×10
6
anos (Strom et al., 1989). Uma vez que a escala de
tempo de forma¸c˜ao de planetas gasosos seja ∼ 10 Manos, como j´a foi mencionado na se¸c˜ao
1.1, ´e extremamente importante restringir a precis˜ao as medi¸c˜oes emp´ıricas do tempo de
vida do disco.
126 Apˆendice A. Discos Protoplanet´arios circunstelares
Apˆendice B
Deple¸c˜ao do L´ıtio
Existem evidˆencias consider´aveis (Bodenheimer, 1965) que sugerem que as estrelas
possuem um suprimento inicial de l´ıtio, seja herdado do material pr´e-estelar, ou produzido
durante a fase inicial de colapso, uma vez que n˜ao h´a produ¸c˜ao de l´ıtio durante a maior
parte da contra¸c˜ao gravitacional quasi-est´atica, ou durante evolu¸c˜ao na sequˆencia principal.
Este argumento pode ser sustentado pelos seguintes fatos: (i) embora o l´ıtio seja produzido
por uma das rea¸c˜oes pr´oton-pr´oton envolvidas na queima do hidrogˆenio no interior de
estrelas, ele ´e imediatamente consumido por outro pr´oton envolvido na rea¸c˜ao do ciclo
PP, e por isso os ´atomos desse elemento jamais atingir˜ao a superf´ıcie da estrela; (ii) a
alta abundˆancia de l´ıtio detectada na Terra e em meteoritos rochosos, e a abundˆancia
relativamente menor no Sol (Greenstein e Richardson, 1951), indicam que o material que
formou o Sol possuia abundˆancia de l´ıtio compar´avel a de estrelas T Tauri, mas esse
suprimento inicial foi em parte destru´ıdo; (iii) Herbig (1964) mostrou que existe forte
evidˆencia de que a estrela FU Orionis passou recentemente pelo colapso dinˆamico de pr´e-
sequˆencia principal, e esse objeto exibe uma abudˆancia de l´ıtio compar´avel `a das estrelas
T Tauri.
Uma abordagem relativamente nova para se estimar idades, ´e usar a evolu¸c˜ao da
abundˆancia qu´ımica do l´ıtio para estrelas pr´e-sequˆencia principal de baixa-massa, que
sejam parcialmente e completamente convectivas (Bildsten et al., 1997; Jeffries e Oliveira,
2005). O in´ıcio e a dura¸c˜ao da deple¸c˜ao do l´ıtio em estrelas pr´e-sequˆencia principal de-
pendem da massa, e s˜ao muito sens´ıveis `a temperatura central. O l´ıtio ´e convertido em
h´elio em rea¸c˜oes p, α em n´ucleos de estrelas de baixa-massa quando a temperatura alcan¸ca
2,5 10
6
K. Quanto mais baixa for a massa estelar, maior ser´a o tempo para alcan¸car esta
128 Apˆendice B. Deple¸c˜ao do L´ıtio
temperatura cr´ıtica. Por exemplo, uma estrela de 0,6 M
come¸ca a queimar o l´ıtio a uma
idade de 3 Manos, enquanto uma estrela de massa mais baixa, de 0,1 M
, come¸ca queimar
o l´ıtio a uma idade de 40 Manos. Estrelas com M < 0, 06M
nunca alcan¸cam esta tem-
peratura t´ıpica, enquanto que estrelas com 0, 6M
< M < 1, 2M
queimam o l´ıtio em um
per´ıodo curto (1-2 Manos) at´e que um n´ucleo radiativo se forma, e estrelas pr´e-sequˆencia
principal mais massivas n˜ao destroem mais o l´ıtio no envelope convectivo (Mentuch et al.,
2008; Bodenheimer, 1965).
O resultado destes processos ´e um desaparecimento na abundˆancia do l´ıtio como fun¸c˜ao
da luminosidade, que s´o afetam estrelas com tipos espectrais F5 tardios ou mais frias.
Conforme um grupo de estrelas envelhece, este desaparecimento se torna mais profundo e
espalhado na regi˜ao das estrelas mais frias `a medida que essas progressivamente alcan¸cam
a temperatura cr´ıtica no n´ucleo.
Esse comportamento na regi˜ao de estrelas mais frias vem sendo utilizado para datar
grupos coevos que contˆem estrelas an˜as de tipo espectral M-tardio, onde ´e identificado o
limite da deple¸c˜ao do l´ıtio (LDB do inglˆes lithium depletion boundary). Assim, o LDB
marca a luminosidade acima do qual todas as estrelas ter˜ao destru´ıdo todo o l´ıtio, e como
ele ´e destru´ıdo rapidamente nas estrelas de baixa massa, tem-se que as LDB marcam uma
n´ıtida separa¸c˜ao entre a parte em que a abundˆancia de l´ıtio come¸ca com seu valor inicial,
at´e pr´oximo a regi˜ao em que o l´ıtio destru´ıdo (depletado). Como a temperatura nos n´ucleos
de estrelas pr´e-sequˆencia principal aumenta com o tempo, tem-se que a LDB se desloca
para temperaturas mais frias conforme o grupo estelar envelhece. Idades determinadas
atrav´es do estudo de LDB foram determinadas para as Pleiades (125 ± 8 Manos), α Per
(90 ± 10 Manos), IC 2391 (53 ± 5 Manos), e NGC 2547 (35 ± 4 Manos) (Barrado y
Navascu´es et al., 1999; Mentuch et al., 2008; Jeffries e Oliveira, 2005).
Apˆendice C
Tabelas dos dados das associa¸c˜oes estelares
Neste apˆendice encontra-se os dados de cada associa¸c˜ao apresentada no cap´ıtulo 4, e
analisadas no cap´ıtulo 5. Aqui est˜ao mostradas somente as primeiras linhas de cada tabela,
uma vez que a vers˜ao completa est´a dispon´ıvel eletronicamente em forma de CD, em anexo.
Tabela C.1 - Membros da Associa¸c˜ao AB Doradus
Nome α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) V Tipo Espectra l Distˆancia (pc)
HD 1405 00 18 20,9 +30 57 22 9,14 K2V(e) 27
HD 4277 00 45 50,9 +54 58 40 7,8 F8V 49
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Tabela C.2 - Membros da Associa¸c˜ao Argus
Nome α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) V Tipo Espectral Dist ˆancia (pc)
HD 5578 M 00 56 55,5 -51 52 32 9,62 G6 120
CD-49 1902 05 49 44,8 -49 18 26 11,37 K e 141
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130 Apˆendice C. Tabelas dos dados das associa¸c˜oes estelares
Tabela C.3 - Membros da Associa¸c˜ao β Pictoris
Nome α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) V Tipo Espectra l Distˆancia (pc)
HIP 10679 02 17 24,7 +28 44 30 7,75 G2V 39
HD 14082 02 17 25,3 +28 44 42 6,99 F5V 40
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Tabela C.4 - Membros da Associa¸c˜ao TW Hya
Nome α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) V Tipo Espectral Dist ˆancia (pc)
TWA 7 10 42 30,1 -33 40 16 11,65 M2V 28
TWA 1 11 01 51,9 -34 42 17 11,07 K6V 53
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Tabela C.5 - Membros da Associa¸c˜ao Octans
Nome α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) V Tipo Espectral Dis tˆancia (pc)
CD-58 860 04 11 55,6 -58 01 47 10,01 G6V 82
CD-43 1451 04 30 27,3 -42 48 47 10,75 G9V 120
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Tabela C.6 - Membros da Associa¸c˜ao Columba
Nome α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) V Tipo Espectral Dis tˆancia (pc)
CD-52 381 01 52 14,6 -52 19 33 10,89 K2V 92
BD-16 351 02 01 35,6 -16 10 01 10,33 K1V 78
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Apˆendice C. Tabelas dos dados das associa¸c˜oes estelares 131
Tabela C.7 - Membros da Associa¸c˜ao Carina
Nome α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) V Tipo Espectra l Distˆancia (pc)
HD 42270 05 53 29,3 -81 56 53 9,14 K0V 59
AB Pic 06 19 12,9 -58 03 16 9,13 K1V 45
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Tabela C.8 - Membros de uma associa¸c˜ao do cat´alogo SACY e ncontrada no centro gal´actico.
Nome α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) V
5100 0032 18 03 05,7 -03 37 32 11,84
0438 0902 18 03 17,8 +04 48 26 10,2
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Tabela C.9 - Membros de uma associa¸c˜ao de ∼ 70 Manos do cat´alogo SACY encontrada no
anti-centro gal´actico.
Nome α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) V
0143 0656 06 11 58,8 +06 09 25 10,88
G0139 0177 M 06 13 24,0 +05 22 10 12,42
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132 Apˆendice C. Tabelas dos dados das associa¸c˜oes estelares
Apˆendice D
Tabelas dos aglomerados abertos analisados
Neste apˆendice encontram-se os dados dos aglomerados abertos do cat´alogo DAML que
foram analisados neste trabalho, conforme cap´ıtulo 5. Somente s˜ao mostrados os membros
de cada aglomerado que possuam medidas das magnitudes B e I. Aqui es t˜ao mostradas
somente as primeiras linhas de cada tabela, uma vez que a vers˜ao completa est´a dispon´ıvel
eletronicamente em forma de CD, em anexo.
Tabela D.1 - Aglomerados abertos do cat´alogo DAML analisados neste trabalho, localizados
no anti-centro gal´actico. Valores de V , B − V e M
V
foram calculados cf. cap´ıtulo 5.
α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) B I B − I B − V V M
V
Dolidze 25
06 44 27,845 +00 17 20,02 10,12 7,83 2,28 0,97 9,15 -7,57
06 45 41,875 +00 12 07,68 10,49 8,61 1,88 0,80 9,69 -7,03
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Tabela D.2 - Aglomerados abertos do cat´alogo DAML analisados neste trabalho, localizados
no centro gal´actico. Valores de V , B − V e M
V
foram calculados cf. cap´ıtulo 5.
α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) B I B − I B − V V M
V
NGC 6604
18 17 50,382 -12 15 42,63 12,41 10,33 2,08 0,88 11,53 -2,72
18 18 18,120 -12 16 48,22 13,80 9,22 4,58 1,94 11,86 -2,39
.
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134 Apˆendice D. Tabelas dos aglomerados abertos analisados
Apˆendice E
Tabelas dos alvos selecionados dos aglomerados abertos
Nesse apˆendice est˜ao os resultados finais deste trabalho. As tabelas E.1 e E.2 mostram
os parˆametros dos alvos a serem observados pelo CoRoT nas dire¸c˜oes do anti-centro e centro
gal´acticos, respectivamente. A tabela E.3 mostra o resultado de sugest˜oes de dire¸c˜ao de
outros campos de observa¸c˜ao. Aqui est˜ao mostradas somente as primeiras linhas de cada
tabela, uma vez que a vers˜ao completa est´a dispon´ıvel eletronicamente em forma de CD,
em anexo.
Tabela E.1 - Parˆametros dos objetos estelares aproveit´aveis dos aglomerados jovens estu-
dados, pass´ıveis de observa¸c˜ao pelo sat´elite CoRoT na dire¸c˜ao do anti-centro gal´actico. A
incerteza na magnitude ´e σ = 0, 5 magnitude.
α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) V M
V
NGC 2244 - 7,87 Manos
06 31 44,420 +04 59 58,24 14,52 2,24
06 32 20,832 +04 43 09,91 14,59 2,31
.
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Tabela E.2 - Parˆametros dos objetos estelares aproveit´aveis dos aglomerados jovens estuda-
dos, pass´ıveis de observa¸c˜ao pelo sat´elite CoRoT na dire¸c˜ao do centro gal´actico. A incerteza
na magnitude ´e σ = 0, 5 magnitude.
α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) V M
V
Berkeley 82 - 31,12 Manos
Continua na pr´oxima p´agina. . .
136 Apˆendice E. Tabelas dos alvos selecionados dos aglomerados abertos
Tabela E.2 - Continua¸c˜ao
α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) V M
V
19 11 05,796 +13 03 33,08 15,18 2,24
19 11 22,266 +13 03 16,89 15,18 2,24
.
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Tabela E.3 - Tabela de sugest˜oes de dire¸c˜ao de outros campos de observa¸c˜ao, baseado no
cat´alogo DAML.
Nome α
2000
(hh mm ss) δ
2000
(
oo
’ ’ ””) log t(M anos)
Dire¸c˜ao α = 0h50m ; δ = +60
o
NGC 129 00 30 00 +60 13 06 7,886
ASCC 3 00 31 09 +55 16 48 7,9
.
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