A rotação é um parâmetro que influencia fortemente a evolução estelar, encontran- do-se como ingrediente indispensável nas explicações de grande variedade de problemas de astrofísica. Com o auxílio desse parâmetro, informações valiosas podem ser obtidas sobre magnetismo das estrelas, processos de misturas no interior estelar, interações de marés em sistemas binários etc. Observações detalhadas revelam que a rotação varia com o tipo espectral, exibindo, em geral, valores mais elevados nas estrelas mais quentes. Juntamente com a profundidade da camada convectiva, a rotação constitui um parâmetro essencial para a existência de um dínamo eficiente. Como já assinalado,
essa eficiência pode ser medida através do número de Rossby, cuja definição acopla esses dois parâmetros. Mas, como medir essa rotação?
Na literatura especializada, mostram-se diferentes técnicas para a determinação da velocidade de rotação de uma estrela. Detalhes dos métodos de obtenção das ve- locidades de rotação podem ser encontrados em De Medeiros (1990).
Um resgate histórico das técnicas de medição desse parâmetro pode ser feito partindo do trabalho pioneiro de Smith e Gray, 1976, que se apresenta como a primeira técnica de alta-resolução para medir velocidade rotacional, tendo como base a análise do perfil das raias fotosféricas observadas. As velocidades de rotação e de turbulência são determinadas partindo da análise de Fourier do perfil dessas raias. Tal tratamento é particularmente possível no caso de estrelas brilhantes, onde a relação sinal-ruído é alta, ficando, portanto, uma limitação para as situações onde a relação sinal-ruído é baixa. Essa dificuldade foi sanada com o desenvolvimento do espectrômetro CORAVEL (COrrelation RAdial VELocity ) (Baranne et al., 1979), fruto do esforço do grupo franco-suíço, é baseado em correlação cruzada de dois espectros - o espectro da estrela que está sendo observada e um espectro de referência. Um espectro de referência usual, de Arcturus, com 1500 linhas - Griffin, 1968, se encontra gravado numa máscara, lâmina de vidro coberta por uma fina camada de cromo, localizada no plano focal do espectrômetro. Da maneira como essa máscara foi concebida, somente luz no centro das linhas de absorção é transmitida. A determinação da função de correlação cruzada é obtida movendo o espectro da estrela de nosso interesse com relação à máscara. Toda informação sobre a rotação que está contida no espectro é reduzida a um só perfil de correlação, o qual se aproxima de uma curva gaussiana, no caso de estrelas com rotações baixas ou moderadas. O ajuste de uma função gaussiana aos pontos que definem o perfil de correlação permite extrair três parâmetros: a velocidade radial, a metalicidade e a velocidade de rotação Vsini. A velocidade Vsini é a velocidade de rotação equatorial projetada na direção da linha de visada. Nessa expressão, o angulo i é o angulo entre a direção da linha de visada com o eixo de rotação da estrela. Para o nosso trabalho
Vsini é de grande interesse, sendo sua medida oriunda do valor da largura a meia altura da gaussiana que melhor se ajusta ao perfil de correlação.
Em 1981, Benz e Mayor fizeram calibração do CORAVEL para medir veloci- dades de rotação em estrelas da seqüência principal. Posteriormente, 1990, De Medeiros fez a calibração para medir as velocidades de rotação de estrelas evoluídas estando as incertezas nas medidas de velocidade de rotação para estrelas conhecidas como gigantes e subgigantes da ordem de 1.0km/s−1.
Para finalizarmos, ressaltamos ainda que existe método de medidas de veloci- dades de rotação que utiliza diretamente os valores observados dos períodos rotacionais para obtenção das velocidades.
Dados os esclarecimentos sobre medidas desse importante parâmetro, apre- sentaremos agora os valores das velocidades, Vsini, da nossa amostra. Parte signi- ficativa dos parâmetros que utilizaremos, incluindo a velocidade rotacional, podem ser vistos nas tabelas (A.1 ) e (A.2) encontradas no apêndice A deste trabalho. Na tabela (A.1), estão presentes diversas informações das estrelas simples e na tabela (A.2), encontram-se as informações das estrelas binárias. Uma apresentação sintética do quadro das velocidades rotacionais medidas pode ser vista nos histogramas da figura (4.3). Os histogramas de Vsini são apresentados tanto para a amostra das estrelas sim- ples como para a amostra das binárias. Uma análise desses histogramas revela a forte presença de estrelas com baixas velocidades rotacionais, com nítidas concentrações de valores menores ou iguais a 5km/s, tanto para as estrelas simples como para as estrelas binárias.
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50
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N
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Est
re
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s
Vsin i (km/s)
Estrelas Simples
Estrelas Binárias
Figura 4.3: Distribuição estatística das velocidades projetadas Vsini para estrelas simples e binárias. O passo (bin size) utilizado nesse histograma foi de 5km/s.
Uma maior clareza do perfil de evolução da rotação das estrelas da nossa amostra é adquirida com o auxílio das figuras (5.1) e (5.2) apresentadas no próximo capítulo. As estrelas simples e binárias serão apresentadas no diagrama HR. Os traçados evolutivos adicionados nesses diagramas, obtidos a partir do código de Toulouse-Geneve, auxiliam de modo significativo a identificação da posição evolutiva de cada estrela das amostras. A representação das estrelas com símbolos diferentes, segregando-as por intervalos de velocidades, além de dar uma visão de conjunto da distribuição das velocidades nos diferentes estágios evolutivos, agrega elementos relevantes para a discussão posterior no capítulo 5.
Para construir os diagramas HR, necessitamos das temperaturas efetivas Tef e
procedimentos:
• no que diz respeito aos cálculos das temperaturas efetivas Tef das estrelas da
nossa amostra utilizamos a proposta feita por Flower (1996), lançando mão da calibração (B-V) versus Log(Tef).
• no que diz respeito às luminosidades das estrelas, a base de cálculo foi a equação dada por
Log (L/L⊙) = 4.72 − Mbol
2.5 , (4.1)
onde, para obtenção da magnitude bolométrica absoluta, Mbol, seguimos os seguintes
passos:
Mbol= Mv+ BC, (4.2)
sendo BC a correção bolométrica obtida a partir da calibração Log(Tef) versus BC,
proposta por Flower (1996), e Mv, a magnitude visual absoluta. Por sua vez, Mv
pode ser obtido combinando as magnitudes visuais aparentes V e as paralaxes π como apresentado na equação (4.3), a seguir:
Mv = V + 5 − 5Log(dpc) + Aext. (4.3)
Como a maioria das estrelas que compõem nossa amostra estão a distância pequenas (<300 pc), admitiremos a extinção Aext = 0. Nessa equação, V é a magnitude visual
aparente (no sistema fotométrico de Johnson) e dpcé a distância em parsecs, dada pela
equação dpc= 1000/π.