Infravermelho-médio em sistemas binários com componentes evoluídas

Texto

(1)UNIVERSIDADE FEDERAL DO RIO GRANDE DO NORTE CENTRO DE CIÊNCIAS EXATAS E DA TERRA DEPARTAMENTO DE FÍSICA TEÓRICA E EXPERIMENTAL PROGRAMA DE PÓS - GRADUAÇÃO EM FÍSICA. I NFRAVERMELHO - MÉDIO EM S ISTEMAS B INÁRIOS COM C OMPONENTES E VOLUÍDAS A NTÔNIO D GERSON P EREIRA DA C OSTA. NATAL - RN. SETEMBRO 2016.

(2) A NTÔNIO D GERSON P EREIRA DA C OSTA. I NFRAVERMELHO - MÉDIO EM S ISTEMAS B INÁRIOS COM C OMPONENTES E VOLUÍDAS. Tese de Doutorado apresentada ao programa de pós-graduação em Física do Departamento de Física Teórica e experimental da Universidade Federal do Rio Grande do Norte como requisito parcial para obtenção do grau de DOUTOR em FÍSICA. Orientador: Prof. Dr. Bruno Leonardo Canto Martins Co-orientador: Prof. Dr. José Renan de Medeiros. NATAL - RN. 2015.

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(4) Pessoas especiais... Meus pais Francisco José da Costa Filho Maria Irismar Pereira da Costa. Meus irmãos Deibson José Pereira da Costa Deise Pereira da Costa. Minha Noiva Joselina da Silva. Minha Sobrinha Alice Silva Costa. i.

(5) AGRADECIMENTOS. Primeiramente a DEUS que em todos os dias da minha vida me deu forças para nunca desistir dos meus objetivos. A meus pais, Francisco José da Costa Filho e Maria Irismar Pereira da Costa pelos ensinamentos que me fizeram ser que sou. Estes sim, são Doutores na arte de viver. Tenho muita sorte em tê-los como pais. Sem o apoio, compreensão e amor que têm por mim, nunca chegaria ao final desse objetivo; A meus irmãos, Deibson José Pereira da Costa e Deise Pereira da Costa que sempre me apoiaram e incentivaram nesta luta; Ao meu orientador, Prof. Dr. Bruno Leonardo Canto Martins e ao meu co-orientador Prof. Dr. José Renan de Medeiros, com os quais aprendi inúmeras coisas, muitas em relação à nossa atividade de pesquisa e tantas outras da vida. Além da excelente orientação, estiveram sempre disponíveis para ouvir minhas dúvidas e tecer palavras de incentivo; Agradeço a meus tios Raimundo Iran, Raimundo Ivan e Aerson Moreira, as minhas tias Aila Maria e Maria Iraídes que sempre me apoiaram e me incentivaram nesta luta. Agradeço também a meus avós, Maria pereira e Raimundo Nonato, os quais sempre torceram por mim; A todos os meus colegas de pós-graduação, pelos agradáveis momentos de interação e aprendizado. Em especial agradeço aos colegas Gislana Pereira, Eloíse Cristina e Jânio Cavalcante, com os quais compartilhei momentos de extrema dedicação; Ao meu professor e orientador de mestrado, Prof. Dr. José Ronaldo Pereira da Silva, que me ajudou a enxergar a ciência de uma maneira diferente; A CAPES pelo apoio financeiro.. ii.

(6) A estrada é sua, e somente sua. Quão distante ela é, depende de quão disposto estiver para percorrê-la. Muitos podem andar ao seu lado, mas poucos te ensinarão a andar na direção certa. A estrada é sua e NINGUÉM pode andar por você. ( O pescador).

(7) R ESUMO No presente trabalho, estudei o comportamento da emissão de infravermelho-médio, representada pelos índices de cor K − [22] e K − [12], obtidos a partir das magnitudes WISE e 2MASS, para uma amostra de 244 sistemas binários evoluídos de classe de luminosidade III e tipos espectrais F, G e K. Além de investigarmos esse comportamento em uma perspectiva evolutiva, analisamos também a relação entre tal emissão infravermelha e a velocidade de rotação, buscando por correlações e tendências entre esses parâmetros e reflexos de marés gravitacionais. Para um melhor entendimento do perfil de evolução das estrelas foi construído o diagrama HR da amostra, juntamente com traçados evolutivos indicando um intervalo de massa de 0,6 até 7,0 M

(8) . Verificamos neste diagrama que, a distribuição da emissão e da rotação apresentou comportamentos distintos. Enquanto a rotação apresenta uma descontinuidade em virtude da ausência de sincronização na maioria das estrelas, os índices de cor se mostram dispersos, sem dependências com a massa ou estágio evolutivo. Através de um diagrama cor-cor, identificamos 40 sistemas binários com características de excesso de infravermelho, dentre os quais, 26 foram confirmados por meio das distribuições espectrais de energia. A análise das imagens de tais estrelas revela uma não contaminação do excesso por artefatos ou efeitos de background de galáxias, sugerindo que tal excesso detectado pode ser proveniente da emissão infravermelha de um disco de poeira circunstelar. Estudamos o comportamento da emissão infravermelha em função de vários parâmetros, como a velocidade de rotação, período orbital e excentricidade. Com relação à rotação, observamos uma inibição do nível de emissão infravermelha para estrelas com rotação mais elevada, provavelmente devido a dispersão de possíveis discos circunstelares em virtude da ação de ventos estelares. Tal tendência é reforçada com o fato de que praticamente todas as estrelas com excesso de infravermelho confirmado pelas distribuições espectrais de energia, são estrelas de baixa rotação, ou seja, estrelas não-sincronizadas e não-circularizadas. Apesar deste fato, para a emissão infravermelha de uma maneira geral, não foi encontrada correlação clara entre tal emissão e os parâmetros orbitais (período orbital e excentricidade, sugerindo em um primeiro momento que, a emissão infravermelha não é influenciada pelos processos de sincronização e circularização dos sistemas binários. Ao iv.

(9) aplicarmos o teste Kolomogorov-Smirnov (teste KS), verificamos que as distribuições cumulativas dos índices de cor K − [22] e K − [12] para as estrelas sincronizadas e não-sincronizadas e circularizadas e não-circularizadas) não apresentam diferenças estatisticamente significativas.. v.

(10) A BSTRACT In the present work, we have studied the behavior of infrared radiation represented by color index K − [22] and K − [12] obtained from the magnitudes 2MASS and WISE, for a sample of 244 evolved binary systems of luminosity class III and spectral types F, G and K. In addition to investigating this behavior in an evolutionary perspective, we analyze the relationship of rotation and mid-infrared emission, searching for correlations and trends between these parameters and traces of gravitational tides. For a better understanding of evolution of the star profile we build HR diagram, with evolutionary tracings indicating a mass range of 0.6 to 7.0 M

(11) . We note from this diagram, that distribution of infrared emission and rotation have different behavior in the diagram. While rotation shows a discontinuity due to the absence of synchronization in most star, color indexes are shown to be dispersed with out dependence with mass or evolutionary stage. We study the behavior of the infrared emission in respect to many parameters. With respect to rotation, we observed a inhibition of the infrared emission of level for rapid rotators, probably due to dispersion circumstellar disks possible, by due to stellar winds. This trend is reinforced by the fact that virtually all the stars with excess infrared confirmed by spectral energy distributions are slow rotators, that is, non-synchronized stars. Despite this fact, to infrared emission in general, there was no correlation whatsoever between this emission and the orbital parameters (and excentricity and orbital period), suggesting that at first, the infrared emission is not affected the synchronization process and circularization of binary sistems. By applying the Kolomogorov-Smirnov test (KS test), we find that the cumulative distributions of color indexes K − [22] and K − [12] no statistically significant differences for (synchronized and non-synchronized) and (circularized and non-circularized) stars.. vi.

(12) LISTA DE FIGURAS. 1.1. Espectro eletromagnético. A parte inferior ilustra os principais tipos de radiação, classificadas como ondas de rádio, micro-ondas, infravermelho, luz visível, ultravioleta, raios X e raios gamma, cujas frequências e energias variam de valores extremamente baixos até valores bem altos. Na parte superior é mostrado um zoom na região do infravermelho e seus intervalos de comprimentos de onda, (0,7-1 até 5 µm), (5 até 25-40 µm) e (25-40 até 200-350 µm), correspondentes ao infravermelho-próximo, infravermelho-médio e infravermelho-distante, respectivamente. Figura adaptada do site http: home.howstuffworks.com/infrared. . . . .. 1.2. Impressão artística ilustrando um disco de poeira circunstelar e alguns planetas orbitando uma estrela central. Créditos: NASA. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 1.3. 2. 4. Densidade espectral de energia (SED) para quatro estrelas Kepler analisadas por Lawler & Gladman (2012), artigo do qual esta Figura foi adaptada. Os fluxos no visível e no infravermelho são representados pelos quadrados, triângulos, losangos e círculos. A linha tracejada azul representa o melhor ajuste para tais fluxos com um modelo de corpo negro. A poeira é ajustada também com um modelo de corpo negro representado pela linha tracejada magenta, enquanto que a soma dos dois ajustes é ilustrada pela linha contínua vermelha. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. vii. 8.

(13) 1.4. Esta Figura foi traduzida do artigo Mizusawa et al. (2012). Os autores mostram o comportamento do índice de cor Ks − [24] em função da velocidade de rotação projetada v sen i para um grupo de 263 estrelas de tipo espectral F. Os círculos abertos ilustram as estrelas sem excesso e os fechados as estrelas com excesso detectado. O grupo de estrelas com tipo espectral anterior a F são representados por círculos verdes (baixa rotação) e círculos azuis (alta rotação). Círculos magenta (baixa rotação) e círculos vermelhos (alta rotação) simbolizam as estrelas com tipo espectral posterior a F. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 1.5. 16. Esta Figura foi traduzida do artigo Sierchio et al. (2010). Os autores mostram o comportamento do excesso relativo em função da velocidade de rotação projetada v sen i para 71 estrelas dos aglomerados das Plêiades e Blanco 1. Os símbolos fechados ilustram as estrelas com significativo excesso de IR e os abertos representam aquelas com emissão de IR considerada normal. As Plêiades são representadas por círculos e as estrelas do aglomerado aberto Blanco 1 por círculos azuis. Os triângulos representam as estrelas (HII 1139, Pels 128, e Pels 173) removidas da amostra das Plêiades. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 2.1. 18. Ilustração das órbitas descritas por um sistema binário. As elipses, representadas com linhas contínuas, ilustram as órbitas individuais de cada estrela em torno do centro de massa CM do sistema, enquanto a linha tracejada corresponde a órbita relativa do sistema. Os índices 1 e 2 referem-se respectivamente, às estrelas primária e secundária. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 2.2. 23. Órbita relativa de um sistema binário. Os planos α e β são, respectivamente, o plano tangente ao céu e o plano da órbita do sistema. O segmento AB é a linha nodal. Fonte: (Da Silva 2000: Dissertação de mestrado. . . . . . . . . . . . . . . .. 2.3. 25. Ilustração do movimento de uma estrela binária espectroscópica e a variação de suas linhas espectrais. Quando as estrelas se aproximam ou se afastam do observador, suas linhas espectrais sofrem um deslocamento para o azul ou para o vermelho, respectivamente. Figura traduzida do site http://plato.acadiau.ca/courses/phys. . . .. viii. 29.

(14) 2.4. Curva de velocidade radial para a binária espectroscópica representada na Figura (2.3). Esta Figura foi traduzida do site http://plato.acadiau.ca/courses/phys. . . . .. 2.5. 31. Representação de um sistema binário e as forças de maré. Os círculos verde e vermelho representam, respectivamente, as estrelas primária e secundária. O ponto CM é o cento de massa do sistema. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 2.6. 35. Representação das protuberâncias de maré em um sistema binário. As formas das estrelas sem o efeito de maré seriam esféricas, como nos círculos vermelho e verde. As linhas tracejadas representam o desvio da simetria esférica devido a resultante das forças gravitacional e centrífuga. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 2.7. 37. Torque exercido em uma estrela pela sua companheira, devido ao efeito de maré. O ângulo α mede a defasagem (atraso) devido aos processos dissipativos. Exageramos as dimensões da estrela 1 com relação à estrela 2, com o objetivo de visualizarmos o esquema com mais clareza. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 3.1. Emissão térmica de poeira em torno da estrela Vega. Figura traduzida do artigo Holland et al. (1999) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 3.2. 39. 44. Dois dos parâmetros de um modelo de disco de detritos. Emissão de espectro de uma estrela G2V em 10 pc com um disco de detritos composto de poeira a temperaturas de 278 K, 88 K e 28 K mostrados em amarelo, vermelho e azul, respectivamente. O espectro do disco de detritos foi adicionado a níveis de fração de luminosidade f = 10−3 , 10−5 , e 10−7 , mostrados com linhas contínuas, tracejadas e pontilhadas, respectivamente. As linhas grossas mostram o espectro total de emissão, ao passo que, as linhas finas mostram a contribuição do disco. Figura traduzida do artigo Wyatt (2008). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 47. 4.1. Representação artística do telescópio espacial WISE em sua órbita em torno da terra 50. 4.2. Histograma da velocidade de rotação projetada v sen i para a nossa amostra de sistemas binários. O tamanho do passo utilizado nesse histograma foi de 2,51 km s−1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. ix. 53.

(15) 4.3. Comportamento da velocidade de rotação v sen i, em função dos parâmetros orbitais. A amostra é dividida em estrelas circularizadas (e ≤ 0,10) e não-circularizadas (e > 0,10), de acordo com De Medeiros et al. (2002). . . . . . . . . . . . . . . . .. 4.4. 54. Diagrama cor-cor, K − [22] versus J − H. Os pontos cinzas representam todas as estrelas sem excesso de infravermelho observadas pelo WISE. As cruzes azuis, a linha vertical vermelha e a linha preta, ilustram as candidatas a exibir excesso, o critério de seleção e o traçado de estrelas anãs normais, respectivamente. A cruz vermelha corresponde a uma estrela gigante candidata a excesso. Figura traduzida do artigo Wu et al. (2013). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 4.5. 57. Melhor ajuste gaussiano para o histograma do índice de cor K − [22]. Painel superior esquerdo (J − H ≤ 0, 1), painel superior direito (0, 1 < J − H ≤ 0, 3), painel inferior esquerdo (0, 3 < J − H ≤ 0, 5), painel inferior direito (J − H > 0, 5). Figura traduzida do artigo Wu et al. (2013). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 4.6. 61. Histogramas dos índices de cor K − [22]. A linha tracejada vermelha indica o valor K − [22] = 0, 22, estabelecido por Wu et al. (2013) para identificar candidatas a exibir excesso de infravermelho em 22 µm. Verifica-se que para 22 µm tal critério pode ser usado com relativa confiabilidade, já que a maioria das estrelas candidatas a exibir excesso correspondem a uma pequena porção da distribuição com características de comportamento não gaussiano. O tamanho do passo utilizado nesse histograma foi de 0,06. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 4.7. Histograma dos índice de cor K − [12]. O tamanho do passo utilizado nesse histograma foi de 0,06. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 4.8. 62. 63. Exemplo de diferentes problemas (contaminações) em imagens WISE: (Painel superior esquerdo) artefato na banda W3 para CoRoT-14; (Painel superior central) fonte extensa em W3 para KIC 11288505; (Painel superior direito) fonte extensa devido a confusão de fontes em W4 para KIC 6692833; (Painel inferior esquerdo) fonte extensa provavelmente devido a baixa relação S/N em W4 para KIC 2309719; deslocamento da luz em relação ao centro da imagem (Painel inferior central) em W3 e (Painel inferior direito) W4 para KIC 9007866. Fonte: Ribas et al. (2012). . . x. 64.

(16) 4.9. KIC 2853093: Uma clara detecção de uma fonte pontual isolada com excesso em W3 e W4. São mostradas as quatro bandas (da esquerda para direita W1, W2, W3 e W4). Nesse caso, não se observa confusão de fontes e a posição central é mantida em todas as imagens. Fonte: Ribas et al. (2012). . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 5.1. 65. Diagrama HR para a amostra deste trabalho em função da velocidade de rotação v sen i. Os traçados evolutivos obtidos a partir de Girardi et al. (2000) são mostrados para massas estelares que vão de 0,6 até 7,0 M

(17) . . . . . . . . . . . . . . . . .. 5.2. 68. Velocidade de rotação v sen i versus índice de cor B − V . A linhas vermelhas vertical e horizontal, ilustram os valores B − V = 0,7 e v sen i = 10 km s−1 , respectivamente. Do do ponto de vista rotacional, o comportamento das estrelas gigantes binárias é semelhante ao observado para as estrelas gigantes individuais. . . . . . .. 5.3. Diagrama HR para a amostra deste trabalho em função do índice de cor K − [22]. Os traçados evolutivos são os mesmos da Figura (5.1). . . . . . . . . . . . . . . .. 5.4. 71. Diagrama HR para a amostra deste trabalho em função do índice de cor K − [12]. Os traçados evolutivos são os mesmos da Figura (5.1). . . . . . . . . . . . . . . .. 5.5. 69. 72. Comportamento do índices de cor infravermelho K − [22] em função do índice de cor B − V . Verifica-se que não existe uma descontinuidade para a emissão infravermelha em 22 µm, semelhante àquela observada para a velocidade de rotação. 73. 5.6. Comportamento do índices de cor infravermelho K − [12] em função do índice de cor B − V . Verifica-se que não existe uma descontinuidade para a emissão infravermelha em 12 µm, semelhante àquela observada para a velocidade de rotação. 74. 5.7. Diagrama cor-cor K −[22] versus J −H. Nossa amostra é representado por círculos abertos cujas cores variam de vermelho até azul, de acordo com a segregação contínua na velocidade de rotação ilustrada pela barra vertical. A linha tracejada preta e as cruzes azuis, representam, respectivamente, o critério de seleção de estrelas com excesso e as estrelas da sequência principal estudadas por Wu et al. (2013). . . . .. xi. 76.

(18) 5.8. Diagrama cor-cor K − [12] versus J − H. A identificação das estrelas é a mesma da Figura (5.7). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 5.9. 77. Diagrama cor-cor [12] − [22] versus J − H. A identificação das estrelas é a mesma da Figura (5.7). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 78. 5.10 Distribuição espectral de energia para a estrela HD 119458. Os círculos vermelhos, verdes e azuis, representam as fotometrias no ótico (U, B e V), 2MASS (J, H e K) e WISE (W1, W2, W3 e W4), respectivamente. Para esta estrela, identificamos excesso de IR em 12 e em 22 µm. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 79. 5.11 Imagens WISE para a estrela HD 119458. Os painéis esquerdo e direito, mostram respectivamente, as imagens nas bandas W3 (12 µm) e W4 (22 µm). . . . . . . . .. 80. 5.12 Comportamento do índice K −[22] em função da rotação v sen i para nossa amostra de sistemas binários. As estrelas sincronizadas e não-sincronizadas são representadas por círculos abertos pretos e vermelhos, respectivamente. Os círculos azuis ilustram os sistemas binários sem parâmetros orbitais disponíveis na literatura e os círculos cheios vermelhos representam as estrelas de tipo espectral F. . . . . . . . .. 82. 5.13 Comportamento do índice K −[12] em função da rotação v sen i para nossa amostra de sistemas binários. A identificação das estrelas é a mesma da Figura (5.12). . . .. 83. 5.14 Teste KS para a velocidade de rotação em função da detecção de excesso de IR. Linha azul representa as estrelas com excesso detectado em 22 e/ou 12 µm e a linha vermelha representa as estrelas sem excesso. A maior divergência entre as distribuições é D = 0, 13066, com probabilidade de significância igual a P = 0, 77052. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 85. 5.15 Índice de cor B − V versus velocidade de rotação v sen i para as estrelas de nossa amostra. Os círculos vermelhos ilustram as estrelas com excesso de IR confirmado, enquanto que, os círculos azuis representam as estrelas sem excesso de IR. . . . . .. 86. 5.16 Comportamento de K − [22] em função da período orbital Porb para nossa amostra de sistemas binários. A barra vertical ilustra uma segregação contínua na velocidade de rotação v sen i para nossa amostra. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . xii. 89.

(19) 5.17 Comportamento de K − [12] em função da período orbital Porb para nossa amostra de sistemas binários. A barra vertical ilustra uma segregação contínua na velocidade de rotação v sen i para nossa amostra. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 90. 5.18 Comportamento de K − [22] para estrelas de nossa amostra com Porb ≤ 1000 dias. A barra vertical ilustra uma segregação contínua na velocidade de rotação v sen i para nossa amostra. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 91. 5.19 Comportamento de K − [12] para estrelas de nossa amostra com Porb ≤ 1000 dias. A barra vertical ilustra uma segregação contínua na velocidade de rotação v sen i para nossa amostra. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 92. 5.20 Comportamento de K − [22] em função da excentricidade e para nossa amostra de sistemas binários. A barra vertical ilustra uma segregação contínua na velocidade de rotação v sen i para nossa amostra. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 93. 5.21 Comportamento de K − [12] em função da excentricidade e para nossa amostra de sistemas binários. A barra vertical ilustra uma segregação contínua na velocidade de rotação v sen i para nossa amostra. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 94. 5.22 Teste KS para os índices de cor K −[22] e K −[12]. Linhas azuis representam as estrelas circularizadas (e ≤ 0, 10) e as linhas vermelhas as estrelas não-circularizadas (e > 0, 10). A maior divergência entre as distribuições são DK−[22] = 0, 16639 DK−[12] = 0, 20485, com probabilidades de significância iguais a PK−[22] = 0, 69571 e PK−[12] = 0, 44521. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 96. 5.23 Teste KS para os índices de cor K − [22] e K − [12]. Linhas azuis representam as estrelas sincronizadas (Porb ≤ 250 dias) e as linhas vermelhas as estrelas nãosincronizadas (Porb > 250 dias). A maior divergência entre as distribuições são DK−[22] = 0, 17361 e DK−[12] = 0, 10879, com probabilidades de significância iguais a PK−[12] = 0, 9688 e PK−[22] = 0, 60334. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 97. 5.24 Peíodo orbital versus excentricidade para os sistemas binários de nossa amostra com excesso de IR detectado em 22 e 12 µm. A linha tracejada azul representa o período de cut-off de 250 dias estabelecido por De Medeiros et al. (2002). . . . . . xiii. 98.

(20) B.1 Distribuições espectrais de energia para os 26 sistemas binários com excesso de infravermelho confirmado em 22 e/ou 12 µm . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 116 B.2 Imagens WISE para os 26 sistemas binários com excesso de infravermelho confirmado em 22 e/ou 12 µm. Para cada estrela mostramos da esquerda para a direita as imagens W1, W2, W3 e W4, correspondentes aos comprimentos de onda 3,4, 4,6, 12 e 22 µm, respectivamente. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121. xiv.

(21) LISTA DE TABELAS. A.1 Parâmetros fundamentais para nossa amostra de sistemas binários . . . . . . . . . 104 A.2 Índices de cor 2MASS e WISE para os 40 sistemas binários candidatos a exibir excesso na emissão infravermelha em 22 e/ou 12 µm . . . . . . . . . . . . . . . . 111. xv.

(22) SUMÁRIO. Agradecimentos. ii. Resumo. iv. Abstract. vi. Lista de Figuras. xiv. Lista de Tabelas. xv. 1. Introdução. 1. 1.1. Radiação infravermelha . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 2. 1.2. Discos de detritos: Procurando poeira para encontrar planetas . . . . . . . . . . . .. 3. 1.3. Excesso de infravermelho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 7. 1.4. Sobre a detecção de excesso de infravermelho em estrelas da sequência principal .. 9. 1.5. Sobre a detecção de excesso de infravermelho em estrelas gigantes . . . . . . . . .. 12. 1.6. Discos de detritos em sistemas binários . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 13. xvi.

(23) 2. 1.7. Sobre a relação entre excesso de infravermelho e rotação estelar . . . . . . . . . .. 15. 1.8. Objetivo e plano de trabalho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 19. Estrelas Binárias. 21. 2.1. Parâmetros orbitais dos sistemas binários . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 22. 2.1.1. Semi-eixo maior . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 22. 2.1.2. Excentricidade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 23. 2.1.3. Período orbital . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 24. 2.1.4. Tempo de passagem pelo periastro . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 24. 2.1.5. Inclinação da órbita . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 24. 2.1.6. Longitude do periastro . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 25. 2.1.7. Ângulo de posição . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 26. Classificação dos sistemas binários . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 26. 2.2.1. Binárias Visuais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 26. 2.2.2. Binárias elipsoidais variáveis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 26. 2.2.3. Binárias astrométricas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 27. 2.2.4. Binárias eclipsantes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 27. 2.2.5. Binárias espectroscópicas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 28. 2.3. Estimando os parâmetros orbitais de sistemas binários espectroscópicos . . . . . .. 30. 2.4. Estimando a massa de sistemas binários espectroscópicos . . . . . . . . . . . . . .. 32. 2.5. Interação gravitacional entre sistemas binários . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 34. 2.6. A sincronização e a circularização . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 37. 2.7. O torque de maré . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 38. 2.2. 3. Discos de detritos. 42 xvii.

(24) 4. 5. 6. 3.1. Temperatura e fração de luminosidade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 46. 3.2. Raio e massa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 47. Dados e Parâmetros Observacionais. 49. 4.1. A missão WISE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 50. 4.2. O catálogo 2MASS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 51. 4.3. Rotação . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 52. 4.4. Diagrama HR . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 55. 4.5. Diagrama cor-cor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 57. 4.6. Identificando excesso de infravermelho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 58. 4.7. Distribuição estatística das cores K − [22] e K − [12] . . . . . . . . . . . . . . .. 62. 4.8. Análise das imagens WISE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 64. 4.9. O teste Kolmogorov-Smirnov . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 65. Resultados e Discussão. 67. 5.1. Comportamento da velocidade de rotação no diagrama HR . . . . . . . . . . . . .. 67. 5.2. Comportamento dos índices de cor K − [22] e K − [12] no diagrama HR . . . . .. 70. 5.3. Diagramas cor-cor para 22 e 12 µm . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 75. 5.4. Comportamento da emissão infravermelha em 22 e 12 µm em função da rotação .. 81. 5.5. Comportamento da emissão infravermelha em função dos parâmetros orbitais . . .. 88. Conclusões e Perspectivas. 99. 6.1. Conclusões . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 99. 6.2. Perspectivas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101. A Parâmetros fundamentais e índices de cor xviii. 103.

(25) B SEDs e Imagens WISE. 112. C Publicações. 122. xix.

(26) CAPÍTULO 1 INTRODUÇÃO. O Universo nos envia uma quantidade enorme de informações sob a forma de radiação eletromagnética (ou luz). Grande parte desta radiação está no infravermelho, que não podemos ver com nossos olhos ou com instrumentos no visível. Apenas uma pequena quantidade da radiação infravermelha atinge a superfície da Terra. Ainda assim, estudando esta pequena porção do espectro, astrônomos descobriram uma riqueza de novas informações. Somente após o início da década de 1980, fomos capazes de enviar telescópios como o Infrared Astronomical Satellite (IRAS), com detectores no infravermelho em órbita ao redor da Terra e acima da atmosfera. As novas descobertas feitas por essas missões de satélites infravermelhos foram surpreendentes. Uma das descobertas mais excitantes da astronomia infravermelha tem sido a detecção de discos de materiais planetários (discos de detritos) em torno de outras estrelas. Neste trabalho, apresentamos um estudo sobre a emissão de radiação infravermelha em sistemas binários evoluídos de classe de luminosidade III, classificados como estrelas gigantes. Focamos nossa pesquisa na busca por correlações entre rotação estelar, sincronização dos períodos orbitais, circularização das órbitas e um possível excesso na emissão infravermelha, com o objetivo de entender melhor a incidência de discos de detritos e sua influência sobre os parâmetros e processos relevantes na evolução de sistemas binários.. 1.

(27) Capítulo 1. Introdução. 1.1. 2. Radiação infravermelha A radiação infravermelha é uma parte da radiação eletromagnética na região de compri-. mentos de onda entre 0,7 e 350 µm. Possui comprimentos de onda mais longos (e frequências mais baixas) que a luz visível, mas mais curtos (e frequências mais altas) que os da radiação de microondas. Foi descoberta em 1800 por William Herschel, um astrônomo inglês de origem alemã. Herschel colocou um termômetro de mercúrio no espectro obtido por um prisma de cristal com a finalidade de medir o calor emitido por cada cor. Descobriu que o calor era mais forte na parte do espectro próxima ao vermelho, observando que ali não havia luz.. Figura 1.1: Espectro eletromagnético. A parte inferior ilustra os principais tipos de radiação, classificadas como ondas de rádio, micro-ondas, infravermelho, luz visível, ultravioleta, raios X e raios gamma, cujas frequências e energias variam de valores extremamente baixos até valores bem altos. Na parte superior é mostrado um zoom na região do infravermelho e seus intervalos de comprimentos de onda, (0,7-1 até 5 µm), (5 até 25-40 µm) e (25-40 até 200-350 µm), correspondentes ao infravermelho-próximo, infravermelho-médio e infravermelho-distante, respectivamente. Figura adaptada do site http: home.howstuffworks.com/infrared.. 2.

(28) Capítulo 1. Introdução. 3. Esta foi a primeira experiência demonstrando que o calor pode ser captado em forma de imagem, como acontece com a luz visível. Como pode ser visto na Figura (1.1), a radiação infravermelha se divide tipicamente em três intervalos de comprimento de onda, infravermelho-próximo (0,7-1 até 5 µm), infravermelho-médio (5 até 25-40 µm) e infravermelho-distante (25-40 até 200350 µm), possuindo inúmeras aplicações nos mais diversos ramos do conhecimento humano. Em astronomia, especificamente, os astrônomos utilizam telescópios equipados com sensores de maneira a detectar objetos frios, como planetas, por exemplo. Vários objetos no universo que são muito frios e fracos para serem detectados através de sua luz visível, podem ser detectados no infravermelho. Estes incluem estrelas, galáxias, nuvens de partículas em torno de estrelas, nebulosas, moléculas interestelares e planetas. Por exemplo, a luz visível de um planeta é consideravelmente fraca em relação ao brilho da estrela que ele orbita, porém, no infravermelho, onde o planeta tem a maior intensidade de seu brilho , o brilho da estrela é relativamente reduzido, tornando-se possível detectar um planeta no infravermelho.. 1.2. Discos de detritos: Procurando poeira para encontrar planetas Disco circunstelar de detritos é uma nuvem achatada que circunda uma estrela. Normal-. mente se encontra ao redor de estrelas mais jovens, conservando e ao mesmo tempo transformando o material que futuramente formará planetas. Pode ser encontrado também na órbita de estrelas mais velhas, indicando que o material desse disco, agora restos planetários, sobreviveu à evolução estelar. Para os astrônomos, encontrar discos de poeira em torno de uma estrela - ou seja, poeira circunstelar - é como encontrar a próxima peça de um "quebra-cabeça" interestelar. Isso porque poeira circunstelar detém pistas para compreender não só a origem dos planetas fora do nosso Sistema Solar, mas também possibilita um melhor entendimento do nosso lugar no Universo. Antes que possamos descobrir o segredo de como a poeira e os exoplanetas estão ligados, precisamos entender o que acontece depois da formação de um sistema planetário. Uma vez que. 3.

(29) Capítulo 1. Introdução. 4. uma estrela é criada, ela deixa para trás um grande disco de gás e poeira. O gás e a poeira, por atração gravitacional, aglomeram-se em objetos maiores, como planetas, asteroides e cometas. Normalmente, cerca de 10 milhões de anos após a formação da estrela, toda poeira e gás restantes, terão sido acretados pela estrela, usados para formar planetas, asteroides e cometas ou ejetados para fora do sistema pelo vento estelar ou pela pressão de radiação. Entretanto, os astrônomos têm descoberto estrelas com idades superiores a 10 milhões de anos apresentando um disco de poeira circunstelar. De onde vem então essa poeira, se teoricamente ela não deveria existir mais? Corpos menores, como asteroides e cometas, ao passarem perto de planetas massivos, são gravitacionalmente atraídos e dependendo da intensidade dessa atração, esses corpos poderão sofrer alterações significativas em sua trajetória e consequentemente, colidir uns com os outros. Tais colisões podem ser catastróficas e destrutivas, quebrando o asteroide original em pedaços menores.. Figura 1.2: Impressão artística ilustrando um disco de poeira circunstelar e alguns planetas orbitando uma estrela central. Créditos: NASA.. Esses pedaços ao longo do tempo sofrerão colisões sucessivas até transformar o objeto original em poeira. A poeira, então, forma um disco ao redor da estrela - o que os astrônomos chamam de DISCO DE DETRITOS. Ocorre também o processo inverso. os grãos de poeira menores 4.

(30) Capítulo 1. Introdução. 5. coalescem e dão origem aos planetesimais e depois aos planetas em estágios anteriores. Na Figura (1.2), mostramos uma representação artística de um disco de detritos, juntamente com alguns planetas e a estrela central. Os astrônomos normalmente procuram discos de detritos através da medição da luz infravermelha proveniente de uma estrela. Essa radiação é absorvida pela poeira ao seu redor, fazendo com que esta se aqueça e, de maneira semelhante a um corpo negro, emita sua própria luz no infravermelho. A quantidade de luz infravermelha emitida pela poeira, combinada com a produzida pela estrela, será maior do que a quantidade de luz infravermelha produzida apenas pela estrela. Este excesso de infravermelho (IR)1 caracteriza fortemente a presença de poeira no sistema estelar. Astrônomos descobriram excesso de emissão em infravermelho - provavelmente causado por discos de detritos - em mais de 1000 sistemas estelares, todos os quais têm um potencial para hospedar sistemas planetários. Mas o que dizer de planetas? Como podemos confirmar que os planetas são responsáveis pela criação da poeira que estamos vendo? Em alguns casos, a obtenção de imagens de um sistema que possui um disco de detritos detectado revela muito mais do que podemos discernir a partir da medição da quantidade de luz infravermelha produzida por uma estrela. Kalas et al. (2005) usaram o Telescópio Espacial Hubble para imagear o disco de detritos de Fomalhaut - uma estrela cerca de 16 vezes mais brilhante e quase quatro bilhões de anos mais jovem que o nosso Sol. As imagens mostraram um anel excêntrico desalinhado, sugerindo que um grande planeta poderia estar orbitando dentro do disco de poeira. Observações posteriores, inspiradas por essa suspeita, revelaram um planeta, Fomalhaut b, muito embora a presença de um planeta não seja o único fator responsável pela forma do disco de detritos. Em 2008, os astrônomos finalmente descobriram um sinal fraco de um planeta com uma massa oito vezes a massa de Júpiter, capturado em imagens tiradas pelo VLT (Very Large Telescope) em 2003. Estes dois sistemas são apenas a ponta do iceberg, uma vez que muitas estrelas estão sendo estudadas, todas mostrando uma grande variedade de estruturas de discos e sugerindo a presença de planetas escondidos por trás da poeira. 1. Do inglês: Infrared.. 5.

(31) Capítulo 1. Introdução. 6. Como tudo isso está relacionado com nosso planeta Terra? Embora o "quebra-cabeça" de cada sistema extrasolar se torne mais claro quando estudamos o seu disco de detritos, informações recolhidas de todo o sistema podem ser utilizadas para deduzir se um sistema planetário como o nosso pode se formar em outras partes do Universo. Isto é possível principalmente, devido às interações dos planetas de nosso sistema solar com o cinturão de asteroides2 entre Marte e Júpiter e o com o cinturão de Kuiper3 , terem influenciado fortemente a atual estrutura do nosso Sistema Solar. Cerca de 3,7 bilhões de anos atrás, Júpiter e Saturno começaram uma dança gravitacional em que seus períodos orbitais se alinharam, de maneira que, Saturno efetuava duas voltas em torno do Sol, para cada volta dada por Júpiter. Essa interação gravitacional forçou Saturno a migrar lentamente para longe do Sol, empurrando também Urano e Netuno para mais longe no Sistema Solar. Netuno, fatalmente caiu no cinturão externo de Kuiper, enviando grandes massas de gelo e rocha em todo o sistema solar. Uma grande quantidade de poeira bastante perceptível a qualquer observador externo ao nosso sistema foi criada durante este período. Embora este evento tenha feito da Terra primordial um lugar infernal para se viver, há algumas boas notícias. Alguns cientistas têm teorizado que uma grande parte dos oceanos da Terra foram alimentados pelo transporte desses cometas ricos em água e asteroides do cinturão de Kuiper durante esse "Bombardeio". Desse modo, podemos pensar que, se essa interação entre os planetas do nosso sistema solar e o cinturão de detritos não tivesse acontecido, a Terra provavelmente não existiria como a conhecemos. Fortes evidências sugerem eventos catastróficos semelhantes ao redor do sistema jovem "eta Corvi". Lisse et al. (2012), usando dados espectroscópicos obtidos em 2010 com o telescópio espacial Spitzer, descobriram que, por algum motivo, um grande número de corpos cometários 2 É uma região do Sistema Solar compreendida aproximadamente entre as órbitas de Marte e Júpiter, abrigando múltiplos objetos irregulares denominados asteroides. Mais da metade da massa total desse cinturão está contida nos quatro objetos de maior tamanho: Ceres, 4 Vesta, 2 Palas e 10 Hígia. Ceres, o maior e o único planeta anão do cinturão, possui um diâmetro de 950 km e tem o dobro do tamanho do segundo maior objeto. 3 É uma área do Sistema Solar que se estende desde a órbita de Netuno até 50 unidades astronômicas do Sol. Os objetos do cinturão de Kuiper são comumente chamados de KBO (Kuiper belt object). A origem do cinturão de Kuiper é incerta, mas acredita-se que seus objetos são remanescentes da nebulosa protosolar que deu origem aos planetas. KBOs são rochas congeladas contendo metano, amônia e água com tamanhos que podem variar de 100 a 1000 km, com alguns maiores que isto.. 6.

(32) Capítulo 1. Introdução. 7. das regiões exteriores deste sistema colidiram com um corpo do tamanho planetário em sua região interior, liberando água e poeira de gelo cuja massa total é cerca de 0,1% de toda a água nos oceanos da Terra.. 1.3. Excesso de infravermelho Como dissemos na seção anterior, é comum em astronomia procurar por discos de detritos. através da medição da radiação infravermelha proveniente de uma estrela. Tal radiação, é absorvida pela poeira em torno da estrela e é re-irradiada juntamente com a radiação proveniente da própria estrela, resultando em um valor no fluxo observado superior ao valor esperado proveniente exclusivamente da fotosfera estelar. As estrelas não são corpos negros perfeitos, mas a emissão a partir delas é muito semelhante àquela emitida por tais corpos. Assim, através da comparação entre a radiação medida para a estrela e modelos teóricos de corpo negro, pode-se verificar se uma estrela apresenta ou não excesso de infravermelho em um determinado comprimento de onda. Tal comparação é feita por meio da distribuição espectral de energia (SED)4 que é um gráfico do fluxo de energia emitida por um objeto em função de diferentes comprimentos de onda. O excesso de infravermelho é confirmado se, dentro de um intervalo de confiabilidade estatística, o valor do fluxo de energia observado para a estrela for superior ao fluxo sintético gerado pelo modelo teórico no mesmo comprimento de onda. Como exemplo, mostramos o gráfico representado na Figura (1.3), onde os fluxos para os comprimentos de onda no visível e no infravermelho (quadrados, triângulos, losangos e círculos) são ajustados a um modelo de corpo negro (linha tracejada azul) para quatro estrelas observadas pelo satélite Kepler e analisadas por Lawler & Gladman (2012).. 4. Do inglês: Spectral Energy Density.. 7.

(33) Capítulo 1. Introdução. 8. Figura 1.3: Densidade espectral de energia (SED) para quatro estrelas Kepler analisadas por Lawler & Gladman (2012), artigo do qual esta Figura foi adaptada. Os fluxos no visível e no infravermelho são representados pelos quadrados, triângulos, losangos e círculos. A linha tracejada azul representa o melhor ajuste para tais fluxos com um modelo de corpo negro. A poeira é ajustada também com um modelo de corpo negro representado pela linha tracejada magenta, enquanto que a soma dos dois ajustes é ilustrada pela linha contínua vermelha.. Ao ajustar uma curva de corpo negro aos dados fotométricos de uma estrela, é esperado que a emissão de poeira em torno da mesma apareça como um excesso no fluxo observado, mas a uma temperatura muito mais baixa do que a estrela, já que é esta quem aquece a poeira. Às vezes, esta emissão pode ser ajustada também por outro corpo negro muito mais frio (linha tracejada magenta). Enquanto nos painéis a, b e c, as estrelas exibem um excesso considerável em torno de 10 µm, correspondendo a temperaturas de poeira iguais a 329, 400 e 471 K, respectivamente, no 8.

(34) Capítulo 1. Introdução. 9. painel d, a estrela apresenta um leve excesso, porém em um comprimento de onda relativamente menor que 10 µm, resultando em uma temperatura para a poeira da ordem de 1200 K. Discos de poeira quente emitem mais luz em comprimentos de onda mais curtos do que discos mais frios. Por conseguinte, quanto mais quente estiver a poeira, mais o comprimento de onda do pico estará deslocado para a esquerda do gráfico. Assim, dependendo da diferença entre os fluxos observados e sintéticos e do comprimento de onda no qual o excesso é detectado, pode-se obter uma variedade de temperaturas para a poeira, como pode ser observado na Figura (1.3). A linha vermelha contínua corresponde a soma dos dois ajustes. A necessidade de explicar fenômenos associados ao excesso de infravermelho e à formação de discos de detritos em qualquer tipo de estrela tem levado vários pesquisadores a se dedicarem ao assunto, a fim de entender os processos físicos responsáveis por tal fenômeno. Nesse sentido, para uma melhor fundamentação teórica, discutimos nas próximas seções alguns trabalhos relacionados à incidência de excesso de infravermelho em estrelas da sequência principal, gigantes e sistemas binários. Abordaremos também uma visão de como um possível disco de poeira, inferido pela detecção de excesso na emissão infravermelha, pode ser influenciado pela rotação da estrela.. 1.4. Sobre a detecção de excesso de infravermelho em estrelas da sequência principal Um excesso de infravermelho em torno de estrelas mais velhas, medido como um excesso. no fluxo observado em relação ao esperado oriundo exclusivamente da fotosfera estelar, é produzido por partículas de poeira orbitando a estrela. Esta poeira é destruída por processos físicos tais como pressão de radiação e foto-vaporização numa escala de tempo muito menor que a idade da estrela, sendo possível assim seu reabastecimento por colisões de planetesimais 5 .. 5. Planetesimais são corpos rochosos e/ou de gelo de 0,1-100 km de tamanho que supostamente se formaram no início do Sistema Solar. 9.

(35) Capítulo 1. Introdução. 10. Desde a descoberta inesperada de excesso de IR em torno da estrela Vega (Aumann et al. 1984), observações em infravermelho a partir do espaço confirmaram que a presença de discos circunstelares em torno de estrelas da sequência principal é um fenômeno comum (Trilling et al. 2008). No entanto, estes objetos mostram uma grande distribuição na temperatura da poeira (Tpoeira ) e , enquanto é comum encontrar discos frios de detritos (Tpoeira < 120K), discos quentes em torno deste tipo de estrela são raros, tendo sido detectados em poucas estrelas (Kennedy & Wyatt 2012). Tal estudo mostra também que 16% das estrelas F, G e K da sequência principal tem discos de detritos. As distribuições espectrais de energia (SEDs) no infravermelho de muitas estrelas com discos de detritos mostram picos de emissão em 70-100 µm, sugerindo a presença de poeira relativamente fria (Tpoeira ∼ 50 K). Bryden et al. (2006) usaram dados do telescópio espacial Spitzer para procurar por excesso na emissão de IR em torno de 69 estrelas da sequência principal com tipo espectral F, G e K, encontrando sete estrelas com excesso em 70 µm e apenas uma com excesso em 24 µm. Spangler et al. (2001), observaram com oInfrared Space Observatory (ISO), ∼ 150 estrelas da pré-sequência e sequência principal de tipos espectrais F e G com idades menores do que 1 giga-ano. Segundo os autores, 33 estrelas (uma taxa de detecção de 22%) apresentam evidências de excesso de IR. Koerner et al. (2010) usaram também o Spitzer para procurar por discos de detritos em torno de 634 estrelas do tipo solar, encontrando uma taxa de detecção de 4,6% em 24 µm e 4,8% em 70 µm. Com base em uma amostra de 309 estrelas do tipo solar com massas de 0,7 a 2,2 M

(36) e idades de 3 mega-anos até 13 giga-anos, todas observadas pelo Spitzer, Meyer et al. (2008), identificaram 30 estrelas exibindo clara evidência de excesso na emissão infravermelha em 24 µm. A frequência de detecção de evidências de discos de detritos desses sistemas em 24 µm varia de 8,5% a 19% em idades menores do que 300 mega-anos para menos do que 4% em estrelas mais velhas. Os resultados desse trabalho sugerem que muitos desses sistemas, talvez a maioria, assim como o Sol, podem formar planetas terrestres. Carpenter et al. (2009) investigou as propriedades e evolução da poeira circunstelar em torno de estrelas do tipo solar com idades de 3 mega-anos até 3 giga-anos. Usando uma amostra de 314 estrelas apresentando fotometria IRAC6 e MIPS7 obtidas a partir do programa de formação 6 7. Do inglês: Infrared Array Camera. Do inglês: Multiband Imaging Photometer Spitzer.. 10.

(37) Capítulo 1. Introdução. 11. e evolução de sistemas planetários do Spitzer, eles identificaram 46 fontes exibindo excesso na emissão infravermelha em 24 µm, e 21 fontes com excesso em 70 µm. Segundo esses autores, a fração de sistemas exibindo um excesso maior que 10,2% em 24 µm diminui de 15% para idades menores do que 300 mega-anos até 2,7% para sistemas mais velhos. A temperatura característica dos discos varia de 60 até 180 K, com evidências para a presença de poeira mais fria, em virtude do forte excesso observado em 70 µm. De uma maneira geral, Carpenter et al. (2009) não encontraram correlação alguma entre a temperatura da poeira e a idade estelar. A partir de uma amostra composta de mais 900 estrelas observadas pelo satélite espacial Kepler com candidatos a planetas e planetas confirmados, Ribas et al. (2012), analisando dados obtidos pelo Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), identificaram 13 estrelas mostrando excesso de infravermelho nas bandas 12 e 22µm. Tais autores afirmam que, sem observações em comprimentos de onda mais longos, não é possível determinar de maneira conclusiva a natureza deste excesso, muito embora argumentem que seja devido à presença de discos de detritos orbitando as estrelas. Assumindo valores limites para a temperatura da poeira e considerando que a emissão é oriunda de partículas grandes de poeira, os mesmos estimaram o raio do disco e mostraram que estes são comparáveis aos semi-eixos maior dos planetas, sugerindo que esses planetas podem ter agitado gravitacionalmente os planetesimais do sistema. Contrariamente aos resultados obtidos por Trilling et al. (2008) usando dados fotométricos do WISE em 4,6 e 22 µm, Cruz-Saenz et al. (2013) identificaram 197 estrelas com características de excesso em infravermelho. Através da comparação com modelos de corpo negro, estes autores estimaram a temperatura associada à poeira, bem como a fração de luminosidade e concluíram que mais de 80% de sua amostra possui poeira com temperatura maior que 120 K. Esta análise sugere a presença de poeira quente em torno de estrelas da sequência principal. No entanto, os mesmos afirmam também serem necessárias observações em comprimentos de onda maiores (infravermelho distante) para uma melhor caracterização e explicação da origem dessa emissão.. 11.

(38) Capítulo 1. Introdução. 1.5. 12. Sobre a detecção de excesso de infravermelho em estrelas gigantes Como discutido anteriormente, a descoberta com o IRAS de poeira em torno de estrelas. da sequência principal (Aumann et al. 1984), permitiu estudar poeira em torno de sistemas semelhantes ao Sol. Embora não tenham sido analisadas, é possível também a existência de gigantes vermelhas com poeira circunstelar, como mostrado por Judge et al. (1987) para a estrela δ And. De acordo com tais autores, essa poeira é consequência do processo de evolução do sistema da sequência principal para o ramo das gigantes, algo semelhante ao que se espera acontecer com a estrela Vega ao se tornar uma gigante vermelha. Se a poeira em torno de estrelas gigantes é remanescente da sequência principal, a análise destes sistemas pode ajudar a compreender a evolução a longo prazo da poeira em torno de outras estrelas do tipo solar, afirma Jura (1990). Jura (1999) reconhece que a presença de excesso de IR em estrelas gigantes que ainda não evoluíram até o ramo assintótico das gigantes seja devido à presença de discos de detritos em torno dessas estrelas. Alguns trabalhos sobre discos de detritos têm se concentrado em suas propriedades durante a fase da sequência principal, mas está se tornando claro que alguns discos sobrevivem até a fase de pós-sequência principal, como mostrado em Zuckerman & Becklin (1987). A presença de discos detectáveis em torno de estrelas evoluídas pode fornecer informações úteis sobre processos em discos de detritos, uma vez que elas têm campos de radiação que são distintos dos sistemas em que a estrela hospedeira é uma estrela da sequência principal. O estudo de discos de detritos pode ser especialmente frutífero para estrelas gigantes que ainda terão que ascender ao ramo assintótico das gigantes, uma vez que é pouco provável que a emissão de IR seja contaminada por emissão de poeira oriunda da própria estrela. No infravermelho médio, a incidência de excesso em estrelas gigantes G e K não é bem determinada. Existem indícios de que algumas dessas estrelas apresentam excesso em IR-médio. Por exemplo, um estudo realizado por Clarck et al. (2005), identificou quatro estrelas com tipo espectral G ou K e com classe de luminosidade III, mostrando um excesso em comprimentos de onda de 8 µm. Outro exemplo de gigantes G e K exibindo excesso de IR-médio é a estrela HD 233517. A partir de observações espectroscópicas usando o Spitzer, Jura (2006) chegaram à conclusão de 12.

(39) Capítulo 1. Introdução. 13. que essa estrela seria provavelmente um sistema binário com características peculiares. Buscando uma explicação para o que aconteceria com discos de detritos em estrelas da sequência principal (tipo Vega) quando estas evoluem para o ramo das gigantes, Jura (1990), a partir de observações do IRAS com cerca de 100 gigantes brilhantes, principalmente de tipo espectral G, concluiu que os excessos são muito mais raros para tais estrelas do que para estrelas tipo A da sequência principal. Estas observações sugerem que o aumento da luminosidade das estrelas contribui drasticamente para evaporar os detritos no disco circunstelar. Plets et al. (1997) analisando uma amostra completa de estrelas de classe de luminosidade III e tipos espectrais G e K também encontraram excesso de infravermelho para comprimentos de onda maiores que 25 µm. Estes autores acreditam que este excesso esteja associado ao fenômeno Vega, ou seja, os discos de poeira em torno dessas estrelas, gradualmente resfriados durante a fase da sequência principal, poderiam ser reaquecidos após a evolução para o ramo das gigantes. A taxa de detecção de estrelas gigantes G e K com excesso de IR parece ser distintamente menor que a detecção para estrelas da sequência principal.. 1.6. Discos de detritos em sistemas binários Cerca de metade de todas as estrelas fazem parte de um sistema múltiplo ou binário (Du-. quennoy et al. 1991, Eggleton & Tokovinin 2008, Raghavan et al. 2010 e Duchêne & Kraus 2013). Uma vez sendo comum a existência de sistemas múltiplos ou binários, consideramos de grande importância a abordagem das propriedades de formação planetária em tais sistemas. Cerca de 20% dos planetas extrasolares conhecidos residem em sistemas binários, com separações da ordem de 100 UA (Raghavan et al. 2006, Eggenberger et al. 2007). O satélite Kepler tem também revelado vários planetas que orbitam pares de sistemas binários próximos (por exemplo, Doyle et al. 2011, Welsh et al. 2012, Schwamb et al. 2013 e Kostov et al. 2014). Discos de poeira circunstelar foram observados em torno de muitas estrelas próximas. No entanto, como mencionado acima, muitas estrelas são parte de sistemas estelares binários ou múltiplos. Nesse contexto, surge naturalmente a seguinte questão: Qual a relação entre a presença e as propriedades de tais discos em sistemas com mais de uma estrela? Os efeitos provocados por 13.

(40) Capítulo 1. Introdução. 14. reflexos de maré gravitacional tem alguma influência na produção de discos de poeira circunstelar? Rodriguez et al. (2015), analisaram uma amostra de 449 sistemas com tipos espectrais A-M, dos quais, 188 são sistemas múltiplos ou binários, todos observados com o Herschel. A multiplicidade da amostra é examinada com relação à detecção de discos circunstelares para estrelas de tipo espectral A, F, G e K. Segundo os autores, em geral, os discos são menos comumente detectados em torno de estrelas individuais do que em binárias, embora a frequência com relação as estrelas tipo A seja comparável, independentemente da multiplicidade. No entanto, esta amostra revela que a distribuição dos períodos orbitais dos sistemas binários contendo discos é consistente com a dos sistemas sem disco. Tais autores, acreditam que as propriedades de discos em sistemas binários não são estatisticamente diferentes daquelas em torno de estrelas individuais. Embora, a frequência de binárias F, G e K contendo discos seja menor do que nas estrelas individuais, os processos por trás da formação dos discos e as características desses discos são comparáveis entre as duas populações. Discos circunstelares podem ser usados como evidência direta de planetas em sistemas binários. Por exemplo, a binária da sequencia principal, BD 20307, mostra uma grande quantidade de poeira quente na zona planetária terrestre (Song et al. 2005), que pode ser interpretada como o resultado de uma colisão em escala planetária neste sistema binário de idade 1 giga-anos (Zuckerman et al. 2008 e Weinberger et al. 2011). Estudos de discos de detritos em sistemas jovens da sequência principal tem mostrado que a presença de uma estrela companheira próxima pode dispersar tal disco (Jensen et al. 1996, Bouwman et al. 2006, Cieza et al. 2009, Andrews et al. 2010, Kraus et al. 2012), em boa concordância com o que se espera a partir de simulações numéricas (Artymowicz & Lubow 1994, Lubow & Artymowicz 2000). Discos de detritos em sistemas binários velhos também mostram um comportamento semelhante (Trilling et al. 2007 , Rodriguez & Zuckerman 2012). O estudo de discos de poeira apresenta-se como um complemento a maneira de explorar as propriedades de formação de planetas em sistemas binários.. 14.

(41) Capítulo 1. Introdução. 1.7. 15. Sobre a relação entre excesso de infravermelho e rotação estelar O comportamento da velocidade de rotação v sen i para estrelas gigantes é bem estabele-. cido de acordo com Gray (1989), De Medeiros & Mayor (1990, 1991). A distribuição da rotação em função do índice de cor B − V , apresenta uma descontinuidade em torno do tipo espectral G0III, correspondendo a B − V = 0, 7. Tal descontinuidade está associada a evolução das estrelas na região do gap de Hertzsprung. As estrelas desenvolvem um envelope convectivo e apresentam fortes ventos estelares durante sua rápida evolução no gap de Hertzsprung (Strassmeier et al. 1998). Elas perdem a maior parte de sua rotação abruptamente por ventos estelares quando atingem o tipo espectral G0III, imediatamente antes de deixarem o gap e evoluírem para o ramo das gigantes, criando a descontinuidade rotacional. Para sistemas binários com componentes evoluídas, especificamente, o comportamento da rotação foi analisado por De Medeiros et al. (2002) com base numa amostra de 134 sistemas binários espectroscópicos com no mínimo uma componente evoluída de tipo espectral F5III-K5III. A análise mostrou que a rotação de estrelas binárias gigantes tende a apresentar o mesmo comportamento de estrelas individuais para o mesmo intervalo espectral. No intervalo espetral G-K, as velocidades de rotação são essencialmente baixas, menores que 10 km s−1 . Entretanto, foram observadas muitas componentes G ou K exibindo rotação alta ou moderadamente alta (v sen i > 10 km s−1 ). Segundo os autores, esse comportamento rotacional tem haver com os processos de sincronização e circularização das órbitas, onde os sistemas apresentam período orbital em torno do cut-off necessário para a sincronização e uma órbita circular ou aproximadamente circular. Sabendo que tais processos estão ligados diretamente à interações gravitacionais de maré, Zahn (1977), e que um disco de poeira circunstelar está ligado também gravitacionalmente a sua estrela, existirá algum tipo de relação entre excesso de infravermelho e as velocidades altas e moderadamente altas detectadas em sistemas binários? A presença de um disco circunstelar pode ter influência significativa a ponto de retardar o processo de sincronização em tais sistemas? É sabido que ventos estelares podem ser responsáveis por uma queda na velocidade de rotação v sen i, e que esses ventos também podem remover suficientemente a poeira em torno de 15.

(42) Capítulo 1. Introdução. 16. uma estrela (Chen et al. 2005 e Plavchan et al. 2005, 2009). Nesse sentido, será possível algum tipo de correlação ou anti-correlação entre a rotação da estrela e um possível excesso de infravermelho proveniente da radiação emitida por um disco circunstelar?. Figura 1.4: Esta Figura foi traduzida do artigo Mizusawa et al. (2012). Os autores mostram o comportamento do índice de cor Ks − [24] em função da velocidade de rotação projetada v sen i para um grupo de 263 estrelas de tipo espectral F. Os círculos abertos ilustram as estrelas sem excesso e os fechados as estrelas com excesso detectado. O grupo de estrelas com tipo espectral anterior a F são representados por círculos verdes (baixa rotação) e círculos azuis (alta rotação). Círculos magenta (baixa rotação) e círculos vermelhos (alta rotação) simbolizam as estrelas com tipo espectral posterior a F.. 16.

(43) Capítulo 1. Introdução. 17. Em nosso trabalho de Doutorado, buscamos por respostas a essas questões, visto que são poucos os trabalhos realizados nesse sentido, o que torna tal cenário ainda incerto. Relatamos abaixo, alguns trabalhos desenvolvidos na busca por relações entre rotação e excesso de infravermelho. Mizusawa et al. (2012), usando uma amostra de 263 estrelas observadas pelos telescópios Spitzer e WISE realizaram um estudo de discos de detritos em torno de estrelas F a fim de explorar correlações entre rotação, vento estelar e disco circunstelar. Estes autores identificaram 22 estrelas com excesso de infravermelho em 22 e/ou 24 µm, correspondente a uma taxa de detecção de discos de detritos de 8%, consistente com determinações anteriores de taxa de discos em torno de estrelas do tipo solar. Embora seja esperado que estrelas com alta rotação tenham fortes ventos capazes de remover suficientemente a poeira, em tal estudo não foi encontrado correlação clara entre a velocidade de rotação e o excesso na emissão infravermelha, como é mostrado na Figura (1.4). A partir de observações com a câmera MIPS, do telescópio espacial Spitzer em uma amostra de 71 estrelas do tipo solar no aglomerado das Plêiades, Sierchio et al. (2010), relataram que 23 estrelas, ou 32% ± 6,8%, têm excesso em 24 µm, pelo menos, em 10% acima de sua emissão normal. Como é possível visualizar na Figura (1.5), os autores encontraram uma aparente anti-correlação entre a incidência de excesso e a taxa de rotação. Porém, testes estatísticos mostram que, devido ao número limitado de estrelas da amostra, essa aparente anti-correlação não é estatisticamente significativa. Com base em observações feitas com o satélite IRAS de estrelas anãs tipo Be de classes de luminosidade IV e V, Waters (1986) examinou a relação entre rotação e excesso de cor em 12 µm. Para estrelas com tipo espectral de B0 até B4, estes autores encontraram uma clara tendência para estrelas com baixa rotação não exibir excesso, enquanto que para altos valores de v sen i, a fração de estrelas com considerável excesso de IR aumenta. Para o intervalo espectral B5-B9.5, os dados mostram que o excesso de IR é menor para v sen i < 200 km s−1 , e bastante disperso para v sen i > 200 km s−1 . Isto sugere que a rotação facilita a presença de um disco circunstelar, porém existem outros mecanismos que determinam se uma estrela é ou não uma estrela Be. Assim, a existência de um disco não confirma uma correlação entre excesso de IR e velocidade de rotação.. 17.

(44) Capítulo 1. Introdução. 18. Figura 1.5: Esta Figura foi traduzida do artigo Sierchio et al. (2010). Os autores mostram o comportamento do excesso relativo em função da velocidade de rotação projetada v sen i para 71 estrelas dos aglomerados das Plêiades e Blanco 1. Os símbolos fechados ilustram as estrelas com significativo excesso de IR e os abertos representam aquelas com emissão de IR considerada normal. As Plêiades são representadas por círculos e as estrelas do aglomerado aberto Blanco 1 por círculos azuis. Os triângulos representam as estrelas (HII 1139, Pels 128, e Pels 173) removidas da amostra das Plêiades.. Recentemente, Rodrigues da Silva et al. (2015) usando dados do IRAS procuraram por algum tipo de relação entre estrelas evoluídas com alta rotação e excesso de emissão infravermelha. Neste trabalho, os autores detectaram excesso de infravermelho nas bandas 12 e 25 µm em 20 estrelas de classes de luminosidades IV, III, II e Ib de tipo espectral G e K, todas apresentando rotação anômala, ou seja, v sen i > 10 km s−1 . Tal resultado sugere a presença de uma possível correlação entre a poeira em torno dessas estrelas e a anomalia rotacional. Os autores acreditam que a rotação anômala esteja associada à processos de coalescência entre sistemas binários ou processos de acreção de planetas.. 18.