Analise do Excesso de Infravermelho de Estrelas Evoluídas Observadas pelo Satelite Kepler

(1)

Departamento de F´ısica Teórica e Experimental Programa de Pós-Graduação em F´ısica

An´

alise do Excesso de Infravermelho de Estrelas

Evolu´ıdas Observadas pelo Sat´

elite Kepler

Jos´

e Edvaldo de Lima J´

unior

Natal-RN Dezembro/2015

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An´

alise do Excesso de Infravermelho de Estrelas

Evolu´ıdas Observadas pelo Sat´

elite Kepler

Disserta¸cão de Mestrado apresentada ao Programa de Pós-Gradua¸cão em F´ısica de Departamento de F´ısica Teória e Experimental da Universidade Federal do Rio Grande do Norte como requisito parcial para a obten¸cão do grau de mestre em F´ısica

Orientador: Prof. Dr. Bruno Leonardo Canto Martins Co-Orientador: Prof. Dr. Jos´e Renan de Medeiros

Natal-RN Dezembro/2015

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Ao meu orientador Dr. Bruno L. C. Martins por acreditar em mim, a meu grande amigo Dgerson pela sua imprescid´ıvel ajuda, ao PPGF sob a coordena¸c˜ao do Dr. J.R. de Medeiros, a CAPES pelo apoio financeiro e finalmente a minha fam´ılia.

(4)

Carl Sagan

(5)

por

Jos´

e Edvaldo de Lima J´

unior

Resumo

Este trabalho têm como foco principal a análise do infravermelho das 1916 estrelas gi-gantes vermelhas do catálogo de Pinsonneault. Para realizar tal análise nos ultilizamos da avalia¸cão do diagrama cor-cor como primeiro critério de sele¸cão para a procura de estrelas com excesso de infravermelho, das quais 47 estrelas foram selecionadas, depois analisamos as distribui¸cões espectrais de energia ou SED onde 29 estrelas foram selecionadas e para confirma¸cão do excesso de infravermelho, passamos pela inspe¸cão visual, onde das 29 es-trelas apenas uma, a estrela KIC9728845, não apresentou contamina¸cão por background de galáxias ou por uma estrela próxima. Na inspe¸cão visual, e nas SEDS analisamos o excesso nas bandas W1, W2 e principalmente nas bandas W3 e W4 do satélite WISE. Por fim calculamos a tempertura dessa poeira em aproximadamente 200K.

Palavras-chaves: Kepler, Wise, 2MASS, Infravermelho, Poeira Interestelar.

(6)

by

Jos´

e Edvaldo de Lima J´

unior

Abstract

This work has focused primarily on the analysis of infrared of 1916 red giant stars Pinsonneault catalog. To perform this analysis we use the evaluation of the color-color diagram as a first selection criterion looking for stars with infrared excess, of which 47 were selected stars, then we analyze the spectral energy distributions or SED where 29 stars were selected and infrared excess of confirmation, We passed the visual inspection, where the 29 stars one, the KIC9728845 star, showed no contamination by background galaxies or a nearby star. On visual inspection, and the SEDS analyzed over the bands W1, W2 and W3 mainly by bands and bands W3 and W4 satellite WISE. Finally we calculate the tempertura this dust at about 200K.

Keywords: Kepler, Wise, 2MASS, Infrared, Warm Dust.

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1.1 Espectro eletromagn´etico em diferentes comprimentos de onda. . . 2

1.2 Secador de cabelo observado no vis´ıvel e no infravermelho. . . 3

1.3 Galaxia em diferentes comprimentos de onda. . . 3

1.4 Nebulosa cabe¸ca de cavalo observada no vis´ıvel, IR pr´oximo e m´edio. . . . 4

1.5 Centro gal´atico observado no IR. . . 5

1.6 Cometa observado no IR m´edio pelo IRAS. . . 6

1.7 O planeta Terra observado no IR m´edio. . . 7

1.8 Poeira em torno de Cirrus observado no IR m´edio pelo IRAS. . . 7

1.9 Nossa gal´axia observada no IR distante pelo sat´elite COBE. . . 8

1.10 IRAS vista infravermelha da gal´axia de Andrˆomeda (M31). . . 9

1.11 Forma¸c˜ao de um Sistema Planet´ario. . . 11

1.12 Disco de detritos em Beta Pictoris. . . 12

1.13 Reabastecimento do disco de detritos em Beta Pictoris. . . 14

1.14 Planeta Fomalhaut b no disco de detritos em torno da estrela Fomalhaut. . 15

2.1 Campo de vis˜ao do Kepler. . . 24

2.2 Fotˆometro do Satelite Kepler. . . 25

2.3 Sat´elite Kepler. . . 25

2.4 Diagrama HR para os trˆes diferentes m´etodos. . . 28

2.5 Cat´alogos do Kepler, APOKASC e Pinsonneault. . . 29

(8)

3.1 Diagrama cor-cor para a amostra de Wu et al. (2013). . . 35

3.2 Histograma dos ´ındices de cor. . . 35

3.3 SED de uma estrela sem excesso IR. . . 36

3.4 Estrela com excesso em W4 pelo SED. . . 37

3.5 Estrela KIC10658326 com excesso em W4 pelo SED. . . 38

3.6 Imagem da Estrela KIC10658326 sem fonte pontual em W4. . . 39

4.1 Diagrama HR do cat´alogo de Pinsonneault.. . . 41

4.2 Estrelas candidatas a excesso em W4 pelo diagrama cor-cor. . . 42

4.3 Histograma para J − H ≤ 0, 51. . . 43

4.4 Histograma para 0, 51 < J − H ≤ 0, 545. . . 44

4.5 Histograma para 0, 545 < J − H ≤ 0, 578. . . 44

4.6 Histograma para J − H > 0, 578. . . 45

4.7 Diagrama cor-cor mostrando os dois m´etodos de sele¸c˜ao. . . 46

4.8 Histograma mostrando os dois m´etodos de sele¸c˜ao. . . 47

4.9 Diagrama HR para as 30 estrelas selecionadas. . . 48

4.10 SED da estrela KIC7019157. . . 49

4.11 Posi¸c˜ao das estrelas selecionadas na gal´axia. . . 49

4.12 Imagem da estrela KIC6185317 sem excesso em W4.. . . 52

4.15 Estrela com excesso em W4 pelo SED. . . 55

4.16 Imagem da estrela com excesso de W1 at´e W4 . . . 56

4.17 Raio versus K-22. . . 57

4.18 Metalicidade versus K-22. . . 58

4.19 Massa versus K-22. . . 59

4.20 Temperatura da poeira em torno da estrela KIC9728845. . . 60

C.1 Sequˆencia Principal. . . 72

C.2 Estrelas muito brilhantes. . . 73

(9)

1.1 Regi˜oes do Infravermelho. (Cr´edito: Nasa/IPAC) . . . 10

2.1 Tipos espectrais. Fonte: Hetem (2006) . . . 30

2.2 Amostra de parˆametros de 29 estrelas do cat´alogo Pinsonneault. . . 31

3.1 As bandas J, H e K do 2MASS e W1, W2, W3 e W4 do WISE. . . 33

3.2 Crit´erio de sele¸c˜ao dos ´ındices de cor. . . 34

4.1 Novo critério de sele¸cão do ´ındices de cor para o catálogo de Pinsonneault. 42 4.2 Novo critério de sele¸cão dos ´ındices de cor. . . 47

4.3 Estrelas com excesso de IR selecionadas com suas respectivas magnitudes W1, W2, W3 e W4 do WISE e as bandas J, H e K do 2MASS. . . 50

4.4 Parˆametros das 30 estrelas selecionadas. Fonte: (Vizier). . . 51

A.1 Acen¸c˜ao reta e declina¸c˜ao das estrelas selecionadas. . . 64

A.2 Estrelas do cat´alogo de Pinsonneault. . . 65

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Agradecimentos i

Resumo iii

Lista de Figuras vii

Lista de Tabelas vii

1 Introdu¸c˜ao 1

1.1 Astronomia do Infravermelho . . . 2

1.2 Infravermelho Pr´oximo . . . 4

1.3 Infravermelho M´edio . . . 6

1.4 Infravermelho Distante . . . 8

1.5 Nascimento de estrelas e planetas . . . 10

1.6 Disco de Detritos . . . 12

1.6.1 Planetas e o Reabastecimento do Disco de Detritos . . . 13

1.7 Planetas e o Excesso de IR . . . 17

1.8 Estrelas da Sequˆencia Principal e o Excesso de IR . . . 18

1.9 Estrelas Gigantes e o Excesso de IR . . . 19

1.10 Objetivo e Plano de Trabalho . . . 20

2 Base de Dados 22 2.1 Miss˜ao Espacial Kepler . . . 22

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2.2 O Projeto 2MASS. . . 26

2.3 Miss˜ao WISE . . . 26

2.4 Amostra Estelar . . . 27

2.5 Parˆametros Estelares . . . 29

3 Metodologia 32 3.1 Diagramas Cor-Cor . . . 32

3.2 Avalia¸c˜ao das SEDS . . . 36

3.3 Inspe¸c˜ao Visual . . . 38

3.4 Temperatura da poeira . . . 39

4 Resultados e Discuss˜oes 40 4.1 Diagrama HR e Cor-Cor: Cat´alogo Pinsonneault . . . 40

4.2 SEDS . . . 48

4.3 Inspe¸c˜ao Visual . . . 52

4.4 Temperatura da Poeira . . . 59

5 Conclusões e Perspectivas 61 A Apendice A 63 A.1 Descri¸cão do parâmetros das estrelas . . . 63

A.2 Coordenadas das 30 estrelas selecionadas . . . 64

A.3 Caracter´ısticas das estrelas do cat´alogo de Pinsonneault . . . 65

B Apendice B 66 B.1 Imagens das bandas W1 a W4 das estrelas candidatas a excesso IR. . . 66

C Apendice C 71 C.1 Diagrama HR . . . 71

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INTRODUC

¸ ˜

AO

A Astronomia foi chamada, com razão, a mais antiga das ciências. Desde a aurora da civiliza¸cão o homem luta para compreender os complexos movimentos dos corpos celestes e muitas civiliza¸cões do passado basearam sua cultura na observa¸cão celeste. Ao olhar para o céu, elas procuravam padrões que os ajudassem a explicar o mundo a sua volta, como por exemplo, identificar os ciclos climáticos para escolher os momentos apropriados de suas planta¸cões e colheitas, além de alimentar suas cren¸cas e mitologias. Mas foi a partir dos filósofos da natureza como Copérnico, Kepler, Galileu Galilei e Newton que os mistérios dos céus come¸caram a ser descortinados.

A descoberta de que a luz era um onda eletromagnética, por James C. Maxwell, forneceu aos cientistas uma preciosa informa¸cão que faltava aos antigos. A partir da´ı o Universo podia ser observado em termos de frequência e comprimentos de onda. Essa descoberta deu aos cientistas, em particular aos astrônomos, ferramentas para estudar os mais diversos fenômenos na natureza, já que a luz traz a informa¸cão da estrelas, que eles se utilizam para seus estudos. Hoje sabemos que a luz vis´ıvel é uma pequena parte do espectro eletromagnético, figura (1.1).

Na figura (1.1), na parte superior temos os comprimentos de onda em ordem crescente da esquerda para direita. Logo abaixo temos as frequˆencias crescendo da direita para esquerda. Ao centro temos as faixas ou bandas do espectro eletromagn´etico e abaixo temos a luz ou espectro vis´ıvel.

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Figura 1.1: De cima para baixo temos: Comprimentos de onda, frequência, as faixas ou bandas do espectro eletromagnético, da esquerda para direita - raios cósmicos, raios γ , raio X, ultravioleta, vis´ıvel, infravermelho, microondas, ondas de rádio. Abaixo temos a luz ou espectro vis´ıvel. Fonte: Feltre (2000).

No espectro eletromagnético, a parte infravermelha (IR)1, nos fornece uma importante janela para investigar muitos fenômenos na astronomia, e é dessa faixa que vamos falar na próxima se¸cão.

1.1 Astronomia do Infravermelho

Desde a segunda metade do século passado iniciou-se uma empolgante fase da Astro-nomia do Infravermelho, Rieke (2009). O lan¸camento de satélites como o Infrared As-tronomical Satellite (IRAS) Mclaughlin & De Leeuw (1982), Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) Wright(2009), do Kepler Christensen-Dalsgaard et al.(2008) e do pro-jeto Two Micron All Sky Survey (2MASS)Kirkpatrick(2003), forneceram aos astrônomos muitos dados sobre essa faixa do espectro eletromagnético.

A importˆancia de se observar em comprimentos de onda diferentes ´e que podemos observar estruturas e processos f´ısicos espec´ıficos de acordo com o interesse do estudo.

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O infravermelho, por exemplo, pode revelar coisas escondidas na luz vis´ıvel. Na figura (1.2), `a esquerda, vemos um secador de cabelo ligado observado na luz vis´ıvel. `A direita o mesmo secador observado no infravermelho.

Figura 1.2: Esquerda: Luz vis´ıvel. Direita:Infravermelho. (Cr´edito:NASA/IPAC)

Na figura (1.3) temos a mesma galáxia observada em diferentes comprimentos de onda. Da esquerda para direita temos as observa¸cões que foram feitas na faixa do raio X, que podem ser causados pelo disco de acre¸cão de um buraco negro; no UV, ultravioleta onde observamos estrela quentes e jovens em comprimentos de onda da ordem de 200 nm; no vis´ıvel em 500 nm, onde podemos observar estrelas como o nosso Sol; no infravermelho próximo em 1.600 nm, onde encontramos estrelas frias e frequentemente velhas onde a poeira se torna transparente e, por fim, no infravermelho distante, à 100.000 nm, onde temos a presen¸ca de poeira fria ou aquecida por estrelas quentes, Rebull(2013).

Figura 1.3: Galáxia Cabe¸ca de Cavalo observada, da esquerda para direita em: Raio X, UV, Vis´ıvel, IR Próximo, Far IR . (Crédito: NASA/IPAC)

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A radia¸cão infravermelha é emitida por qualquer objeto que tenha temperatura, isto é, que emita calor. Então, todo objeto celeste emite energia no infravermelho. Essa emissão depende da temperatura do objeto observado. Para objetos mais frios temos comprimen-tos maiores e objecomprimen-tos mais quentes temos comprimencomprimen-tos de onda menores. Desse modo, alguns comprimentos de onda são mais adequados para o estudo de certos objetos celestes, do que outros. A medida que nos movemos, do infravermelho próximo para o infraver-melho médio, alguns objetos se tornam vis´ıveis enquanto outros desaparecem, como na figura (1.4). A imagem da esquerda mostra estrelas vistas no vis´ıvel, no centro estrelas frias e velhas, e a direita a poeira interestelar Rebull (2013).

Figura 1.4: Nebulosa cabe¸ca de cavalo observada no vis´ıvel (Esquerda), IR próximo pelo 2MASS (Centro) e médio pelo ISO (Direita). (Crédito:NASA/IPAC)

O espectro infravermelho está dividido em três regiões: próximo, médio e distante, em temperaturas que variam entre 10,6K até 5.200K. Nessas bandas, podemos observar desde proto-estrelas até a qu´ımica estelar e interestelar. Vamos falar sobre o IR próximo na se¸cão seguinte.

1.2 Infravermelho Pr´

oximo

Observa¸cões no Near Infrared ou infravermelho próximo, de 0,7 µm à 5 µm, foram feitas de observatórios terrestres desde a década de 60 Rieke (2009). Elas são feitas da

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mesma maneira que as observa¸c˜oes na luz vis´ıvel para comprimentos de onda inferiores a 1 µm, mas requerem detectores de infravermelho especiais para bandas al´em de 1 µm.

Quando observamos nessa região do espectro eletromagnético, as estrelas azuis quentes, vistas no vis´ıvel, desaparecem e as estrelas frias se tornam vis´ıveis. As estrelas gigantes vermelhas e as anãs vermelhas de baixa massa dominam o infravermelho próximo. Nessa faixa, a poeira interestelar se torna transparente.

Podemos notar, a partir da figura (1.5), que o centro da nossa galáxia fica escondido por uma espessa camada de poeira quando observada na luz vis´ıvel, figura (1.5(a)), e torna-se transparente quando observada no IR próximo, figura (1.5(b)). Muitas das estrelas mais quentes na imagem vis´ıvel desvaneceram-se na imagem do IR próximo. A imagem do IR próximo mostra estrelas avermelhadas e mais frias, anãs vermelhas, Kirkpatrick et al.

(1991) e principalmente gigantes vermelhas, que não aparecem no modo de exibi¸cão de luz vis´ıvel. As estrelas gigantes vermelhas já esgotaram seu combust´ıvel nuclear e estão produzindo metais pesados. Elas podem aumentar até 100 vezes seu tamanho original e tem temperaturas que variam 2000-3500K e irradiar mais intensamente na região do IR próximo Zeilik & Gregory (1998).

As outras estrelas na figura (1.5(b)) são anãs vermelhas. Elas são muito menores do que o nosso Sol e mais frias com uma temperatura de cerca de 3000 K, o que significa que essas estrelas irradiam mais fortemente no IR próximo.

(a) Vis´ıvel (b) IR Pr´oximo

Figura 1.5: Centro galático observado no a) vis´ıvel e no b)IR próximo. (Crédito:NASA/IPAC).

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1.3 Infravermelho M´

edio

A faixa que se estende o IR médio vai de 5µm até 40 µm. Para evitar conta-mina¸cão com a nossa atmosfera, observa¸cões no IR médio e distante só podem ser feitas por satélites acima da nossa atmosfera, pois a atmosfera da Terra absorve e emite IR

Hemachandra et al. (2015). Essas observa¸cões necessitam de detectores frios especiais contendo cristais, como germanium, cuja a resistência elétrica é muito sens´ıvel ao ca-lor, Low (1969). Nessa banda, as estrelas frias desaparecem e objetos ainda mais frios aparecem, tais como, planetas, cometas e asteróides.

Os asteroides emitem a maior parte de sua energia no IR médio fazendo dessa banda a mais eficiente para localizar asteroides escuros. O IR médio pode ajudar a determinar a superf´ıcie, a composi¸cão e o diâmetro dos asteroides. A poeira de cometas também tem forte emissão no IR médio, figura (1.6), Kelley et al. (2010).

Figura 1.6: Cometa observado no IR m´edio pelo IRAS. (Cr´edito:NASA/IPAC)

A poeira aquecida, warm dust, come¸ca a brihar no IR médio. Um exemplo disso é a poeira zodiacal que se situa no plano do nosso Sistema Solar. Essa poeira é composta de silicatos (como as rochas da Terra), de tamanhos que variam de microns até grandes rochas. Os silicatos emitem a maioria de sua radia¸cão em 10 µm, Fujiyoshi et al. (2015). Mapear a distribui¸cão da poeira pode nos fornecer pistas sobre a forma¸cão do nosso Sistema Solar.

Planetas absorvem a radia¸c˜ao de suas estrelas e reemitem o calor no infravermelho, que ´e diferente da luz vis´ıvel refletida pelo planeta. Os planetas do nosso Sistema Solar

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tˆem temperaturas entre 53K e 573K. Objetos nessa temperatura emitem a maior parte de sua luz no IR-m´edio, como por exemplo a Terra que irradia mais fortemente por volta do 10 µm figura (1.7), Low (1969).

Figura 1.7: O planeta Terra observado no IR m´edio. (Cr´edito:NASA/IPAC)

Poeira interestelar quente também come¸ca a brilhar quando entramos na região do IR médio. A poeira em torno das estrelas brilha com mais intensidade no infravermelho médio. Algumas vezes essa poeira é tão espessa que a observa¸cão da estrela é obscurecida e a poeira em torno dela pode ser observada no IR como mostrado na figura (1.8),Onaka

(2000).

Figura 1.8: Poeira em torno de Cirrus observado no IR m´edio pelo IRAS (Cr´edito: NASA/IPAC)

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Discos protoplanetários, discos de material que cercam estrelas recém-formadas, também brilham no IR médio. São nesses discos onde novos planetas possivelmente estão sendo formados,Ridpath (2011).

1.4 Infravermelho Distante

No IR distante, de 40µm até 350µm, todas as estrelas desaparecem e vemos a matéria fria do Universo (abaixo de 140K). Enormes nuvens de gás e poeira fria em nossa própria Galáxia, bem como em galáxias próximas, brilham no IR distante. Em algumas dessas nuvens, estrelas novas estão apenas come¸cando a se formar. Observa¸cões nessa banda po-dem detectar o calor de protoestrelas quando a nuvem come¸ca a se contrair,Abergel et al.

(1999).

O centro da nossa Galáxia também brilha no IR distante por causa da grande con-centra¸cão de estrelas envolvidas em densas nuvens de poeira, Green et al. (2015), como visto na figura (1.9), onde a região central brilha com grande intensidade. Essas estrelas aquecem a poeira e ocorre um aumento da intensidade no infravermelho.

Figura 1.9: Nossa galáxia observada no IR distante pelo satélite COBE em 60, 100 e 240 microns. (Crédito:Michael Hauser do Space Telescope Science Institute, COBE/DIRBE Science Team, e NASA).

(20)

central da Galáxia M31. O núcleo dessa galáxia irradia mais energia no IR distante do que todas as estrelas de nossa galáxia combinadas. Esta energia, no IR distante, vem da poeira aquecida por estrelas no centro dessa galáxia,Tabatabaei & Berkhuijsen (2010).

As regiões centrais da maioria das galáxias brilha muito intensamente no IR distante. Várias Galáxias possuem núcleos ativos escondidos em regiões densas de poeira, Zeilik

(2002), como mostrado na figura (1.10).

Figura 1.10: Vista da galáxia Andrômeda (M31). Notar o brilho da região central. Fonte: http://www.ipac.caltech.edu/outreach/Edu/Regions/irregions.html

Em algumas partes das Galáxias, a taxa de forma¸cão estelar é muito alta. Nes-sas regiões com grande concentra¸cão de matéria, principalmente gás e poeira, a matéria come¸ca a ser atra´ıda gravitacionalmente para um determinado ponto, e come¸cam a co-lapsar para forma¸cão de novas estrelas. Nesse processo o material se aquece e come¸ca a emitir sua energia no IR distante Low (1969).

A tabela (1.4) resume as principais caracter´ısticas das regi˜oes do IR 2_. 2_{Fonte: http://www.ipac.caltech.edu/outreach/Edu/Regions/irregions.html}

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Regi˜ao O que vemos Temperatura (K) λ (micron)

IR pr´oximo

Gigantes Vermelhas

Gigantes vermelhas frias 740 até 5.200 0,7 até 5 A poeira é transparente

IR M´edio

Planetas, Cometas e Asteroides

Poeira aquecida 140 até 740 5 até 40 Discos protoplanetários

IR Distante

Poeira fria

Núcleo das Galáxias 10,6 até 140 40 até 350 Núvens Moleculares frias

Tabela 1.1: Regi˜oes do Infravermelho. (Cr´edito: Nasa/IPAC)

1.5 Nascimento de estrelas e planetas

Novas estrelas são criadas pelo colapso de vastas nuvens de gás e poeira dentro das galáxias. Estes frequentes colapsos podem ser provocados pelas gravidade devido a estrelas próximas, as ondas de choque de uma explosão de uma supernova ou a mera rota¸cão lenta e regular de uma galáxia espiral . Dependendo do tamanho da nuvem e de outros fatores, estrelas podem nascer em grandes aglomerados ou em grupos menores. À medida que a nuvem se desintegra, ela se adensa e aquece. Qualquer movimento aleatório na nuvem inicial cresce até que ela se torna um disco achatado e giratório. Cada vez mais material é atra´ıdo pela gravidade da parte central da nuvem, chamada de protoestrela, que se aquece até que come¸ca a brilhar. Seu núcleo torna-se mais denso e mais quente, até atingir o ponto em que as rea¸cões nucleares podem come¸car, tornando-se realmente uma estrela. O gás e a poeira restante no disco protoplanetário dá origem aos planetas, asteroides, cometas e demais objetos celestes, Ridpath(2011).

O processo de forma¸cão dos sistemas planetários segue as seguintes etapas principais: 1. Forma-se um núcleo denso numa nuvem de gás e poeira; 2. A nuvem colapsa gravi-tacionalmente agregando mais matéria; 3. Uma protoestrela se acende com um fluxo de

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gás bipolar aquecido, em um disco de poeira e gás; 4. Forma-se um disco protoplanetário em torno da estrela central; 5. Os planetas se formam através de choques de materiais e come¸cam a atrair gravitacionalmente a matéria circundante, limpando sua órbita; Um novo sistema planetário se forma, (Figura 1.11).

Figura 1.11: Forma¸cão de um Sistema Planetário. (Crédito:NASA/IPAC)

As estrelas jovens continuam cercadas por uma grande nuvem de gás e poeira. Parte desta espirala e agrega-se na própria estrela, mas com frequência, outro tanto é ejetado. Muitas estrelas jovens desenvolvem um campo magnético que captura o material circuns-telar e o lan¸ca em jatos a partir dos polos. A pressão de radia¸cão pode também dispersar elementos no espa¸co. Nesse per´ıodo a estrela pode passar por um per´ıodo de pulsa¸cão e instabilidade, chamado de ’T Tauri’, antes de se estabelecer como uma estrela da sequência principal, Ridpath (2011).

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1.6 Disco de Detritos

O disco de detritos é uma nuvem achatada do material restante da forma¸cão estelar. Por esse motivo é comum encontrar esse disco em estrelas jovens. O disco fornecerá a matéria prima para forma¸cão dos planetas, como visto na se¸cão (1.11). Desse modo a poeira circunstelar é uma fonte de informa¸cão sobre as origens dos planetas e das estrelas

Rodigas et al. (2014).

Para encontrar discos de detritos os astrônomos medem o excesso de IR proveniente de uma estrela da seguinte formaCruz-Saenz de Miera et al.(2014): a estrela emite radia¸cão em todos os comprimentos de onda, inclusive no IR. Essa radia¸cão aquece a poeira em sua volta que passa a emitir no IR também. A soma da radia¸cão IR da estrela com a radia¸cão IR da poeira, provoca um excesso de IR na medi¸cão.

Desde a descoberta de um disco de poeira com excesso de IR em torno da estrela Vega

Aumann et al. (1984), o excesso de IR tem sido uma ferramenta útil na busca de discos de detritos. Muitos trabalhos na procura por estrelas com excesso de IR focaram nos comprimentos de onda de 60µm ou 70µm. Esses trabalhos já identificaram 146 estrelas que mostraram excesso em 60µm por correla¸cão cruzada com o catálogo Hipparcos, e em 33 estrelas foram encontrados discos de detritos Wu et al. (2013). Discos de poeira também foram observados no sistema Beta Pictoris, a aproximadamente cinquenta anos luz de distância, como mostrado na figura (1.12), Lagrange & Boccaletti (2014).

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Muitos outros trabalhos foram feitos em comprimentos de onda mais curtos, e.g. 24µm, especialmente, depois do lan¸camento do Telesc´opio Spitzer.

Desse modo, pela teoria da forma¸c˜ao dos sistemas planet´arios Fujiyoshi et al. (2015), ´

e natural encontrar discos de detritos em estrelas jovens e quentes, mas não em estrelas do tipo tardio, uma vez que, depois de cerca de 10 milhões de anos do nascimento da estrela, a poeira e o gás deve desaparecer, tendo sido capturados por sua estrela, usados na forma¸cão de asteróides, cometas e planetas ou ejetados pelo vento solar ou pressão de radia¸cão. Contudo, estrelas com idade superior a 10 milhões de anos têm apresentado um disco de poeira circunstelar, Costa (2015). Para se ter uma idéia de como o vento solar interage com o gás e a poeira, a missão MAVEN- Mars Atmosphere and Volatile Evolution da NASA, que estuda a evolu¸cão e volatilidade da alta atmosfera de Marte, capturou a fuga de part´ıculas da sua atmosfera que estavam sendo arrancadas pelo ventou solar,

Chaffin et al. (2015). Os cientistas acreditam que marte já teve um clima parecido com o da Terra, mas o perda do seu campo magnético deixou a atmosfera exposta ao cont´ınuo bombardeio de part´ıculas provenientes do Sol. Essas part´ıculas uma vez ionizadas são levadas para os confins do Sistema Solar juntamente com o vento Solar. Com a perda da umidade atmosférica e de gases vitais, como CO2, o clima de Marte se transformou

drasticamente. De um planeta capaz de sustentar água liquida para um planeta árido e inóspito.

A pergunta que pretendemos responder com o nosso estudo ´e: Qual a origem desse disco de detritos em estrelas tardias?

1.6.1 Planetas e o Reabastecimento do Disco de Detritos

Uma poss´ıvel explica¸cão para o reabastecimento do disco em estrelas tardias, é que planetas massivos, do tipo de Júpiter ou maiores, por exemplo, podem desviar a trajetória de asteróides e cometas de modo que eles podem colidir uns com os outros quebrando esses corpos em peda¸cos menores até virarem poeira, Lagrange et al. (2000), figura (1.13). A poeira então forma um disco ao redor da estrela que os astrônomos chamam de Disco de Detritos.

(25)

Figura 1.13: Concep¸cão art´ıstica dos choques que reabastecem o disco de detritos em torno da estrela central. Do lado superior esquerdo é mostrado um planeta que perturba a trajetória dos cometas e asteróides.(Crédito: W. Lyra & Kuchner)

De modo que a deteçcão de poeira em torno de estrelas do tipo tardia, é um indicativo de que pode existir planetas em sua órbita, pois do contrário não haveria um corpo para desviar as trajetórias e não haveria colisões e nem poeira, de forma que, encontrar um disco de detritos nos dá uma pista para encontrar planetas, Gomes et al.(2005).

Kalas et al.(2014) usaram o telescópio espacial Hubble para obter imagens do disco de detritos da estrela Fomalhaut, 16 vezes mais brilhante e quatro bilhões de anos mais jovem que o Sol. Observa¸cões posteriores revelaram a existência de um planeta batizado com o nome Fomalhaut b, que foi o primeiro planeta observado diretamente. Vemos na (Figura

1.14) um anel excˆentrico, desalinhado sugerindo que um grande planeta poderia estar orbitando a estrela central Fomalhaut. Em destaque no lado inferior direito o planeta Fomalhaut b, detectado nos anos de 2004 e 2006.

(26)

Figura 1.14: Imagem obtida pelo telesc´opio Hubble do planeta Fomalhaut b no disco de detritos em torno da estrela Fomalhaut. Em destaque a direita temos o planeta observado nos anos de 2004 e 2006. (Fonte: http://spacetelescope.org/images/html/heic0821a.html)

Estudar a intera¸cão entre o disco de detritos e os planetas pode nos esclarecer sobre a estrutura do nosso Sistema Solar, já que a intera¸cão entre o cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter e o cinturão de Kuiper, influenciaram fortemente a atual estrutura do nosso Sistema Solar, além de permitir a investiga¸cão sobre a forma¸cão de outros sistemas planetários em outras partes do Universo Gomes et al. (2005).

Acredita-se que muitas das crateras na Terra e na lua sugiram de choques catacl´ısmicos com bólidos celestes que foram atra´ıdos para o interior do Sistema Solar por uma intera¸cão gravitacional com os planetas gigantes Júpiter e Saturno por volta de 4,0 bilhões de anos atrás. Esse per´ıodo ficou conhecido como Bombardeio Pesado TardioGomes et al.(2005). Essa intera¸cão gravitacional for¸cou Saturno, Urano e Netuno para mais longe do Sol. A passagem de Netuno pelo cinturão de Kuiper, perturbou a trajetória dos corpos e enviou grandes massas de gelo e rocha para o interior do Sistema Solar. Alguns desses corpos se chocaram com os planetas e luas, e, devido a esse choques, uma grande quantidade de poeira foi gerada Levison et al. (2008).

(27)

sua composi¸cão, inclusive a água proveniente dos cometas, segundo teorizam alguns ci-entistas Walsh et al. (2011). Mais recentemente analisando a composi¸cão das amostras coletadas do cometa 67P Goesmann et al. (2015) detectaram 16 diferentes compostos orgânicos inclusive acetona eMorse et al.(2015) mediram diferentes taxas de água, CO2,

e CO. Esses elementos são vitais para a vida e caso não houvesse essa intera¸cão entre os planetas e o disco de detritos, e esse bombardeamento não houvesse ocorrido, a Terra seria um lugar bem diferente atualmente.

Em 2010 foram observados eventos semelhante no jovem sistema eta Corvi. Usando dados do telescópio espacial Spitzer, Marengo et al. (2014) descobriram que, um grande número de corpos cometários, das regiões exteriores deste sistema, colidiram com um corpo de tamanho planetário em sua região interior, liberando água e poeira de gelo cuja a massa total é de cerca de 0, 1% de toda água nos oceanos da Terra.

Se a água é um elemento fundamental para vida, isso nos leva a uma outra questão fundamental: Como eventos que levaram a vida na Terra podem estar acontecendo em outros sistemas?

Outra questão interessante é: qual será o futuro no nosso planeta e do Sistema So-lar? Em um trabalho recente Vanderburg et al. (2015) estudou a estrela moribunda WD1145+017 observada pelo teléscópio Kepler. Uma anã branca, na constela¸cão de Virgo, a 570 anos luz de distância. Eles detectaram a diminui¸cão de regular da intensi-dade do seu brilho num intervalo de 4,5 horas, que indica que há vários peda¸cos de rochas de um planeta em destro¸cos orbitando muito próximo da estrela. As imagens do Kepler corroboradas por observa¸cões e medi¸cões de outros telescópios, mostram um total de seis ou mais fragmentos rochosos e poeira.

Essa observa¸cões são importantes pois assim como o WD1145+017, quando o hi-drogênio acabar o Sol come¸cará a queimar elementos mais pesados como hélio, carbono e oxigênio, e se expandirá de forma a se desfazer de suas camadas externas e se tornar uma anã branca de tamanho semelhante ao núcleo de nosso planeta.

Ao fazer isso, consumirá provavelmente a Terra, Vênus e Mercúrio. E, na eventual hipótese de a Terra sobreviver a esta convulsão, ela acabará destru´ıda em peda¸cos à medida que a gravidade da anã branca a atrair em dire¸cão a ela.

(28)

rela¸c˜ao com os planetas, estrelas da sequˆencia principal e estrelas evolu´ıdas.

1.7 Planetas e o Excesso de IR

Atualmente existem 1956 exoplanetas3 _{confirmados, principalmente por trˆ}_ansito

pla-netário e velocidade radial e aproximadamente 2300 outros esperando confirma¸cão pela missão KeplerBatalha & Kepler Team (2012).

Werner et al. (2004) encontraram muitas estrelas pr´oximas rodeadas por discos de detritos a partir de observa¸c˜oes feitas com o Infrared Space Observatory (ISO) Salama

(2004), com o Infrared Astronomical Satelite (IRAS) Mclaughlin & De Leeuw (1982) e o Spitzer Space Telescope Patel & Spath (2004), possivelmente produzidos por colisões entre asteróides ou sublima¸cão de cometas. Dos 350 discos de detritos encontrados com o Spitzer cerca de 70 componentes possuem poeira quente com Tpoeira> 200K (Chen et al.

(2005),Su et al. (2006), Trilling et al. (2008), Carpenter et al. (2009)).

Segundo Beichman et al. (2005) e Bryden et al. (2006), os primeiros exoplanetas com disco de detritos foram descobertos pelo Spitzer. Apesar do disco de detritos fornecer ind´ıcios da presen¸ca de planetas, a rela¸cão entre planetas e disco de poeira ainda é in-certa. Estrelas do tipo espectral A com planetas também possuem discos de detritos brilhantes Kalas et al. (2014), Lagrange et al. (2009), sugerindo assim uma liga¸cão en-tre os dois fenômenos. Beichman et al. (2005), afirmam preliminarmente que existe uma fraca correla¸cão entre a frequência e a magnitude de emissão de poeira com a presen¸ca de planetas conhecidos. De uma amostra de 146 estrelas contendo planetas, descobertos por velocidade radial, Bryden et al. (2009) encontraram 14 sistemas com excesso de IR em 24 e/ou 70µm e a estrela HD 69830 com excesso exclusivamente em 24µm, sugerindo a presen¸ca de poeira quente, análoga à produzida por colisões no cinturão de asteróides do nosso Sistema Solar.

Lawler & Gladman(2012) buscaram por discos de poeira circunstelar em estrelas can-didatas a hospedar exoplanetas com cinturões de asteroides, muitos dos quais são super-Terras, numa amostra de 997 sistemas do tipo solar observados pelo satélite Kepler. Eles encontraram oito estrelas com excesso de IR médio com temperatura morna e quente

(29)

entre 100 e 500K e com distâncias orbitais entre 0,1 até 10 UA 4. Para a estrela KOI 1099 foi estimada a tempertura de 500K para a poeira no interior da órbita do candidato a exoplaneta, já a estrela KOI 904 teve uma temperatura estimada para poeira muito maior, de aproximadamente 1200K a uma distância de 0,02UA de sua estrela hospedeira. Outros trabalhos encontraram temperatura caracter´ısticas das zonas habitáveis como no artigo de Morales et al. (2012), onde foi realizado um estudo em uma amostra de 350 sistemas planetários selecionados do Exoplanet Encicolpédia Catalog5 com fotometria WISE. Nove das 350 estrelas apresentaram excesso no infravermelho médio em 12 e 22µm, sugerindo que este excesso é um indicativo de poeira com temperatura caracter´ıstica de zonas habitáveis em torno dessas estrelas.

1.8 Estrelas da Sequˆ

encia Principal e o Excesso de

IR

Encontrar discos circunstelares é um fenômeno relativamente comum em estrelas da sequência principalTrilling et al.(2008). Os discos frios com temperaturas da poeira me-nores que 120K são relativamente comuns, enquanto disco quentes em volta das estrelas da sequência principal, com temperaturas maiores que 120 K, são muito incomuns. Um trabalho de Kennedy et al. (2012) mostra que 16% da estrelas FGK possuem discos de detritos, e suas SEDs6 apresentaram picos de emissão em torno de 70 a 100µm, carac-ter´ıstico de poeira fria da ordem de 50K.

Observa¸cões realizadas com o Infrared Space Telescope (ISO) Salama(2004) de apro-ximadamente 150 estrelas da pré-sequência e sequência principal de tipos espectrais F e G feitas por Spangler et al. (2001), encontraram 33 estrelas com evidências de excesso de IR.

Utilizando observa¸c˜oes do telesc´opio Spitzer, Bryden et al. (2006) encontraram sete estrelas do tipo espectral F,G e K com excesso em 70µm e uma estrela com excesso em

4_{Unidades Astronˆ}_{omicas: Distˆ}_{ancia m´}_{edia entre a Terra e o Sol de aproximadamente 150 milh˜}_{oes de}

Km.

5_{http://exoplanet.eu}

(30)

24µm num total de 127 estrelas e Koerner et al.(2010) verificaram que 4, 6% das estrelas tinham excesso em 24µm e 4, 8% em 70µm em um universo de 634 estrelas do tipo solar.

Meyer et al.(2008) identificaram 30 estrelas com excesso de IR em 24µm em uma amostras de 309 estrelas do tipo solar com massas de 0,7 até 2,3 massas solares e idades entre 3 M anos e 13 G anos. Carpenter et al. (2009) utilizando dados do programa de forma¸cão e evolu¸cão de sistemas planetários do Spitzer, identificaram 46 fontes com excesso em 24µm e 21 com excesso em 70µm numa amostra de 314 estrelas com fotometria (IRAC7 e MIPS)

Patel & Spath(2004), do tipo solar com idades entre 3 M anos at´e 3 G anos com a Tpoeira

entre 60 a 180K. Os autores n˜ao encontraram rela¸c˜ao entre a temperatura da poeira e a idade estelar.

Ribas et al.(2012), analisando dados de 900 estrelas com planetas confirmados e can-didatos, observadas pelos satélites espaciais Kepler e WISE, identificaram 13 estrelas com excesso nas bandas 12 e 24µm. Eles afirmaram que sem observa¸cões em comprimentos de onda mais longos não era poss´ıvel afirmar de maneira conclusiva a natureza desse excesso, apesar de sugerirem que o excesso seja devido à presen¸ca de um disco de detritos. Eles estimaram o raio do disco de detritos como sendo da ordem dos semi-eixos maior dos planetas, sugerindo que os planetas podem ter perturbado a órbita dos planetesimais8 do disco.

Assim como no nosso Sistema Solar, esses resultados sugerem que muitos desses siste-mas podem formar planetas, j´a que possuem a mat´eria prima para tanto.

1.9 Estrelas Gigantes e o Excesso de IR

Os trabalhos da se¸cão anterior mostram que o excesso de IR, caracter´ıstico do disco de detritos, é um fenômeno relativamente comum em estrelas da sequência principal, mas está se tornando cada vez mais claro que alguns discos sobrevivem pós-sequência principal como sugere o trabalho de Zuckerman & Becklin (1987).

Num trabalho posteriorZuckerman et al.(1995) encontraram 300 candidatas a terem poeira circunstelar, numa amostra de 40.000 estrelas. Eles correlacionaram o Bright Star

7_{Do inglˆ}_{es Infrared Array Cˆ}_{amera ou Cˆ}_{amera Matricial Infravermelha}

8_Peda¸_{cos de gelo ou rocha da ordem de 0,1 at´}_{e 100Km que s˜}_{ao remanescentes da forma¸}_c˜_{ao do Sistema}

(31)

Catalog Hoffleit & Jaschek (1982) e o Michigam Spectral Catalog com o catálogo IRAS para determinar se alguma estrela de classe de luminosidade III possuem poeira circuns-telar emitindo radia¸cão no IR distante. Segundo os autores, a poeira pode ser produzida por perda de massa, semelhante ao que ocorre em torno de gigantes R CrB e gigante K, durante sua rápida fase de evolu¸cão.

Estudos feitos para estrelas gigantes, do tipo espectral G e K, do catálogo Faint Source Catalog (IRAS) , mostraram que 14% apresentaram excesso em 60µmPlets et al. (1997). Eles analisaram uma amostra de estrelas de classe de luminosidade III e também encon-traram excesso IR em comprimentos de onda 25µm. Tais autores acreditam que a poeira esfriada durante a fase da sequência principal seria reaquecida após a evolu¸cão para o ramo das gigantes.

Na tentativa de explicar os discos de detritos em torno de estrelas gigantes,Jordan et al.

(1987) propuseram que essa poeira é devido ao processo de evolu¸cão do sistema da sequência principal para o ramos das gigantes. Jura (1990) a partir de observa¸cões do IRAS de cerca de 100 estrelas gigantes brilhantes, concluiu que os excesso para estrelas do tipo espectral G são muito mais raros que para estrelas do tipo A da sequência prin-cipal. Estas observa¸cões sugerem que o aumento da luminosidade das estrelas contribui drasticamente para evaporar os restos de corpos cometários no disco circunstelar.

1.10 Objetivo e Plano de Trabalho

O objetivo principal deste trabalho é estudar a poeira aquecida de estrelas evolu´ıdas observadas pelos satélites KEPLER e WISE que foram retiradas do Catálogo Pinsonne-ault. Selecionaremos as estrelas que apresentam excesso de infravermelho proveniente do disco de poeira, e calcularemos a temperatura da poeira. O plano de trabalho é descrito a seguir:

No cap´ıtulo 2, apresentamos as caracter´ısticas das estrelas contidas no Catálogo Pin-sonneault, junto com os parâmetros estelares utilizados para a sele¸cão das estrelas.

No cap´ıtulo 3, mostramos os critérios de sele¸cão das estrelas com excesso de infraver-melho, como o diagrama cor-cor, SEDs e a inspe¸cão visual.

(32)

parˆametros estelares com rela¸c˜ao ao excesso de infravermelho.

(33)

BASE DE DADOS

Os dados deste trabalho foram obtidos de trˆes fontes: O sat´elite espacial Kepler

Christensen-Dalsgaard et al. (2008), o satélite espacial WISE Wright (2009) e da missão 2MASSKirkpatrick(2003). Nas se¸cões seguintes apresentamos de cada uma dessas fontes.

2.1 Miss˜

ao Espacial Kepler

O Satélite Kepler, (Figura 2.3), lan¸cado pelo foguete Delta II no Cabo Canaveral, em 6 de mar¸co de 2009, manteve-se operante até maio de 2013, quando uma falha nos estabilizadores incapacitou o telescópio de apontar para os alvos estelares. Nesse per´ıodo ele coletou dados de 206.150 estrelas de nossa Galáxia.

A missão principal do telescópio é detectar planetas do tamanho da Terra nas zonas habitáveis, orbitando estrelas do tipo solar (F até anãs K), para determinar as frequências e identificar caracter´ısticas desses exoplanetas. As observa¸cões foram divididas em quaters com dura¸cão de aproximadamente 90 dias, Kasting et al. (1993).

O método de deteçcão, que requer uma alta precisão fotométrica, é o trânsito pla-netário, que detecta uma pequena diminui¸cão do brilho da estrela enquanto o planeta passa na frente de sua estrela hospedeira. Um planeta como o nosso, por exemplo, reduz

(34)

o brilho da estrela que orbita em aproximadamente 84 ppm1 . A redu¸c˜ao do brilho pode durar de 3 a 12 horas e deve ser peri´odica, para caracterizar um exoplaneta terrestre, Pon

(2009). Para que o método funcione é necessário que a órbita do planeta esteja entre a estrela e a linha de visada do telescópio. Este método fornece o per´ıodo orbital e o tama-nho do planeta relativo a sua estrela, Koch et al. (2010). Uma vez detectada o tamanho da órbita, o per´ıodo e a massa podem ser calculados usando a terceira lei de Kepler do movimento planetário Rebull (2013). O tamanho do planeta pode ser estimado através de quanto o brilho da estrela diminui quando o planeta está no trânsito.

A órbita escolhida para o Kepler foi a Earth-trailing heliocentric orbit (ETHO) que acompanha a órbita da Terra com um per´ıodo de 372,5 dias. Esta órbita otimiza a observa¸cão de um ponto espec´ıfico no céu, já que telescópio não passa pela sombra da Terra, não sofre o arrasto da atmosfera, não sofre gradientes gravitacionais que poderiam desestabilizar a espa¸conave e o maior torque é provocado pelo vento solar.

O seu espelho primário de 0,95 metro de diâmetro, monitora 100 mil estrelas com magnitudes de 9 à 16, em um campo de visão de 105 graus quadrados cobrindo 16,1 graus de diâmetro no céu. O retângulo maior na figura (2.1), mostra os campo total, e os retângulos menores no centro mostra o campo efetivo que corresponde 57% do campo total e engloba partes das constela¸cões de Lira e Cisne,Paz-Chinchon et al. (2015) .

O seu fotômetro, (Figura 2.2), localizado no plano focal do telescópio, é composto por 42 Coupled Charge Device (CCD), dispositivos de carga acoplada com uma resolu¸cão de 95 megapixels e 4 sensores de orienta¸cão espacial. As dimensões de cada detector é de 50x25 mm subdividido em 2 canais. Toda a matriz de pixels tinha uma exposi¸cão de 6,02 s e um tempo de leitura de 0,52 s que eram guardados na memória principal, Science Data Accumulator, ou acumulador de dados cient´ıficos, e depois só os pixels correspondentes aos alvos eram salvos na memória do satélite, para serem transmitidos mensalmente para o laboratórios da NASA e ser efetuada a fotometria de abertura com base em uma biblioteca de máscaras previamente definidas. Além dos arquivos gerados pelos pixels dos alvos estelares, mensalmente era salva um imagem de campo completo ou Full Field Image (FFI).

Seus dados foram tratados com a rotina Pre-Search Data Conditioning (PDC) que

(35)

Figura 2.1: Campo de visão do Kepler, conjunto de retângulos mostrados esquemati-camente no centro da figura são os CCDs que cobrem uma área de 115,6 graus qua-drados, e estão orientados em dire¸cão à constela¸cão de Cygnus ou Cisne. Crédito:

Fraquelli & Thompson (2014)

.

remove os efeitos térmicos e cinemáticos causados pela espa¸conave Jenkins et al. (2010) e para garantir uma qualidade alta, cada pixel individual foi tratado para : (1) decor-relacionar os efeitos do movimento Jenkins et al. (2010); (2) remover os raios cósmicos

Jenkins et al. (2010) ; (3) remover o efeitos de background local de cada estrela; (4) remover os ru´ıdos sistemáticos devido as caracter´ısticas do instrumento. Além destes tratamentos citados, outros estão descritos em Koch et al. (2010).

(36)

Figura 2.2: Fotômetro composto de 42 CCD (quadrados) com dois canais (retângulos menores) e 4 sensores de orienta¸cão. (Crédito:NASA/Kepler)

Figura 2.3: Satélite Kepler. Iniciando na parte superior e no sentido anti-horário temos: Bloqueador da luz solar; painel solar; giroscópio; espelho primário; antena; dissipador de calor; fotômetro. (Crédito:NASA/Kepler)

de seus dados é tremendamente útil para a astrof´ısica estelar, visto que, áreas como asterosismologia dependem de uma extensa e cont´ınua série temporal com dados de alta

(37)

precisão. Os dados do Satélite Kepler foram obtidos através de medidas ininterruptas de dura¸cão e cadência sem precedentes, que permite análises refinadas de caracter´ısticas dessas séries temporais Christensen-Dalsgaard et al.(2008).

2.2 O Projeto 2MASS

O projeto 2MASS2_{, Two Micron All Sky Survey, teve como objetivo mapear todo o}

céu no infravermelho próximo. Ele mapeou o céu em três bandas do infravermelho, com o objetivo de identificar e caracterizar as fontes pontuais em cada faixa Huchra et al.

(2012).

O 2MASS usa dois telescópios de 1,3 m de diâmetro, um localizado no Mt. Wilson, AZ, e o outro no CTIO, Chile. Cada telescópio foi equipado com uma câmera de três canais, cada canal composto por uma matriz de 256 x 256 como detectores de HgCdTe, capaz de observar o céu simultaneamente em três bandas J= 1,24 µm, H= 1,63 µm e K= 2,16 µm. As opera¸cões de levantamento foram conclu´ıdas em 15 de fevereiro de 2001,

Kirkpatrick (2003).

A Universidade de Massachusetts (UMass) foi responsável pela gestão global do pro-jeto, e pelo desenvolvimento das câmeras de infravermelho e os sistemas de computa¸cão em ambas as instala¸cõesCutri et al. (2003).

2.3 Miss˜

ao WISE

Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) é um telescópio espacial da NASA recep-tor de ondas infravermelhas lan¸cado em 14 de dezembro de 2009, e posto em estado de hiberna¸cão em 17 de fevereiro de 2011 quando sua transmissão foi então desligadaWright

(2009).

A partir de dados da missão, foi descoberta a primeira anã Y que foi anunciada em 23 de agosto de 2011, assim como de outros dezenas de milhares de novos asteróides

Beichman et al. (2014).

(38)

Ele mapeou todo o céu astronômico com fotografias de comprimentos de onda de W1=3,4 µm, W2=4,6 µm, W3=12 µm e W4=22 µm, por 10 meses utilizando uma lente de 40 cm de diâmetroWright (2009). Em outubro de 2010 seu refrigeramento de hidrogênio esgotou-se, e por mais 4 meses sua missão foi chamada de uma extensão, com o nome de NEOWISE (Novo WISE) Mainzer et al. (2011), e foi assim conduzido a realizar uma pequena pesquisa sobre corpos menores próximos da órbita da Terra (incluindo asteroides e cometas potencialmente perigosos) usando sua capacidade restante.

Todos os dados pertencentes ao céu cartografado foram lan¸cados em 14 de mar¸co de 2012, permitindo acesso a fotos, catálogos e dados gerais para o público. O primeiro asteroide troiano da Terra foi descoberto usando dados obtidos pelo WISE, sendo este fato anunciado em 27 de julho de 2011 Connors et al. (2011). Além disto, o terceiro sistema planetário mais próximo da Terra foi descoberto pelo WISE, o sistema WISE 1049-5319. Em agosto de 2013, a NASA anunciou a reativa¸cão do telescópio WISE para uma nova missão de três anos de dura¸cão, com a finalidade de procurar por asteróides que podem potencialmente colidir com a Terra Mainzer et al. (2013).

2.4 Amostra Estelar

Nossa amostra de estrelas est´a baseada no cat´alogo de Pinsonneault,Pinsonneault et al.

(2014). Nele, existem dois tipos de parâmetros: espectroscópicos obtidos pelo APOGEE -Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment , Pinsonneault et al. (2014), e os dados astros´ısmicos como gravidade superficial log g, massa m, raio R, densidade média que foram obtidos pelo KASC - Asteroseismology Science Consortium,Pinsonneault et al.

(2014). Da sele¸cão de estrelas dessas duas fontes, Pinsonneault et al. (2014), apresenta-ram o primeiro catálogo APOKASC de propriedades espectroscópicas e asteros´ısmiscas de 1916 estrelas gigantes vermelhas observadas durante a missão espacial Kepler. Os dados asteros´ısmicos acrescentam precisão e acurácia aos dados obtidos apenas por espectrosco-pia, como por exemplo na medida da gravidade superficial g.

Segundo os autores, a combina¸cão dos dados asteros´ısmicos e espectroscópicos adici-onou uma nova dimensão ao estudo das popula¸cões estelares. Na figura (2.4), mostra-se

(39)

o diagrama HR (Hertzsprung-Russell) 3, das mesmas estrelas, para os três diferentes métodos: à esquerda temos o diagrama HR utilizando apenas o sistema fotométrico; ao centro quando adicionado os dados espectrocópicos; e a direita a adi¸cão dos dados aste-ros´ısmicos para a gravidade superficial g.

Figura 2.4: As estrelas do cat´alogo no espa¸co log g versus log Tef f em trˆes

diferen-tes métodos. Esquerda: Usando o sistema puramente fotométrico para o KIC. Centro: Usando o sistema espectrocópico. Direita: Os parâmetros com a adi¸cão da gravidade superficial astros´ısmica. Fonte: Pinsonneault et al. (2014).

As incertezas nas principais propriedades do cat´alogo s˜ao da ordem de 80 K para tem-peratura efetiva Tef, 0,06 dex na metalicidade [M/H], 0,014 dex na gravidade superficial

log g, 12% na massa e 5% no raio. Os erros refletem a combina¸cão dos erros sistemáticos e aleatórios. As medidas da gravidade superficial obtidas através da asterosismologia são substancialmente mais precisas que as obitidas espectroscopicamente e a escala dos erros temperatura efetiva situa-se entre 0 e 200 K.

Na figura (2.5) mostramos os diagramas HR para as amostras dos cat´alogos Kepler, APOKASC e Pinsonneault ,Pinsonneault et al.(2014) .

(40)

Figura 2.5: Esquerda: Catálogo do Kepler. Centro Catálogo APOKASC. Direita:Catálogo Pinsonneault. Fonte: Pinsonneault et al. (2014).

Outras caracter´ısticas das estrelas do catálogo são mostradas no Apêndice (A.3).

2.5 Parˆ

ametros Estelares

Na classifica¸cão das estrelas, luminosidade e temperatura superficial são parâmetros que têm um papel semelhante ao peso e altura de uma pessoa, para classificar seu tipo f´ısico. Sabemos que nos humanos, essas caracter´ısticas são bem correlacionadas, ou seja, normalmente espera-se que pessoas mais altas tenham maior peso que as pessoas de menor estatura. Assim, também os astrônomos procuram correlacionar os parâmetros estelares. No meio do século passado, quando ainda não se compreendia como os átomos produ-ziam linhas espectrais, as primeiras classifica¸cões das estrelas foram baseadas nas intensi-dades das linhas do hidrogênio. Foi adotada a seqüência A,B,C...P, para a nomenclatura das classes espectrais, onde estrelas tipo A tinham as mais fortes linhas de hidrogênio, cujas intensidades diminu´ıam até chegar no tipo P. Com o melhor entendimento dos sub-n´ıveis da estrutura atômica, que foi poss´ıvel por volta de 1920, um novo esquema foi adotado para a classifica¸cão espectral, que estabelecia uma seqüência mais significativa em fun¸cão da temperatura da estrela. Assim, algumas letras foram suprimidas e a ordem alterada, resultando em O,B,A,F,G,K,M.

As estrelas de tipo mais próximo de O, no in´ıcio da seqüência são chamadas estrelas de primeiros tipos, do inglês early type, enquanto que os tipos mais próximos de M, no final da seqüência são chamados tipos tardios, late type. Cada tipo é subdividido em 10

(41)

grupos, de 0 (primeiros) a 9 (tardios), como por exemplo: ...F8, F9, G0, G1, G2...G9. Como a primeira seqüência a ser adotada internacionalmente foi desenvolvida no Ob-servatório de Harvard em 1910, por Annie J. Cannon e seus colaboradores, essa seqüência recebe o nome de Classifica¸cão de Harvard. A tabela 2.1 resume as principais carac-ter´ısticas desses tipos Hetem (2006).

Tabela 2.1: Tipos espectrais. Fonte: Hetem (2006) Tipo Cor Tsup (K) Exemplos

O Azul 30.000

B Azulada 20.000 Rigel (B8)

A Branca 10.000 Vega (A0), Sirius (A1) F Amarelada 7.000 Canopus (F0)

G Amarela 6.000 Sol (G2), Alfa Cen (G2)

K Laranja 4.000 Arcturus (K2), Aldebaran (K5) M Vermelha 3.000 Betelgeuse (M2)

No nosso trabalho, os principais parˆametros estelares do Cat´alogo Pinsonneault fo-ram obtidos no Vizier4_{. Esses parˆ}_{ametros s˜}_{ao as magnitudes J,H,K, W1, W2, W3,W4;}

ascen¸c˜ao reta e declina¸c˜ao; Temperatura efetiva; Gravidade superficial 5_{. Foi feita uma}

correla¸c˜ao entre estrelas Kepler e as estrelas observadas pelo sat´elite WISE nas bandas W1,W2,W3 e W4 e nas bandas J,H e K do 2MASS.

4_{http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR.}

(42)

Na tabela (2.2) são mostrados os parâmetros6 de 29 estrelas do catálogo Pinsonneault. Tabela 2.2: Amostra de parâmetros de 29 estrelas do catálogo Pinsonneault.

KIC Teff e Teff [M/H] e M[/H] Massa eMass Raio eRaio log(g) elog(g)

K K Sun Sun M M R R cm/s2 cm/s2 KIC10907196 4740 87 -0,08 0,06 1,5 0,2 10,88 0,72 2,543 0,011 KIC10962775 4736 94 -0,29 0,06 1,21 0,12 10,94 0,45 2,444 0,012 KIC11177749 4644 83 0,06 0,05 1,08 0,11 10,54 0,46 2,427 0,01 KIC11231549 4541 86 -0,03 0,06 1,55 0,16 13,46 0,58 2,371 0,011 KIC11284798 4283 85 0,04 0,06 1,29 0,15 22,26 1,07 1,854 0,012 KIC11337883 4802 85 -0,03 0,06 1,53 0,13 5,92 0,22 3,076 0,011 KIC11178396 4824 111 -0,81 0,08 0,86 0,07 10,19 0,36 2,359 0,016 KIC11284760 4658 84 0,02 0,06 1,14 0,12 10,72 0,45 2,433 0,012 KIC11072470 4558 78 0,23 0,05 1,1 0,14 10,9 0,51 2,403 0,015 KIC11072334 4716 79 0,16 0,05 1,61 0,4 8,41 1,07 2,794 0,019 KIC11017831 4829 85 -0,03 0,06 1,02 0,14 3,94 0,25 3,257 0,012 KIC11232325 4588 78 0,2 0,05 1,36 0,13 8,89 0,36 2,672 0,012 KIC11339000 4713 85 -0,02 0,06 1,33 0,12 10,96 0,4 2,48 0,011 KIC11232225 4581 78 0,22 0,05 1,3 0,27 11,75 0,94 2,41 0,025 KIC11285650 4606 73 0,37 0,05 1,25 0,11 6,84 0,24 2,865 0,01 KIC11391750 4744 89 -0,16 0,06 1,26 0,13 7,12 0,31 2,833 0,011 KIC11018481 4399 91 -0,14 0,06 1,24 0,14 21,59 0,95 1,864 0,015 KIC11072852 4453 84 0,04 0,06 1,41 0,18 23,06 1,24 1,861 0,013 KIC11126673 4602 89 -0,11 0,06 1,22 0,2 8,84 0,54 2,63 0,023 KIC11179815 4715 87 -0,08 0,06 1,25 0,15 10,93 0,52 2,456 0,016 KIC11018710 4561 80 0,16 0,05 1,35 0,13 9,45 0,39 2,618 0,01 KIC11180468 4617 77 0,23 0,05 1,56 0,14 10,4 0,41 2,598 0,011 KIC11127105 4686 80 0,15 0,05 1,03 0,07 4,34 0,12 3,175 0,008 KIC11180378 4618 83 0,06 0,05 0,96 0,14 9,86 0,62 2,431 0,013 KIC11127586 4782 100 -0,47 0,07 1,22 0,13 7,33 0,34 2,795 0,014 KIC11340165 4725 93 -0,26 0,06 1,06 0,1 10,54 0,4 2,417 0,012 KIC11180994 4617 82 0,1 0,05 1,38 0,15 8,39 0,37 2,73 0,015 KIC11340377 4599 96 -0,35 0,07 0,91 0,08 12,12 0,38 2,233 0,014 KIC11287844 4729 89 -0,13 0,06 1,68 0,2 11,48 0,6 2,543 0,012

(43)

METODOLOGIA

Como descrevemos em nossa introdu¸cão, a presen¸ca de excesso no IR em estrelas gi-gante pode ser proveniente da poeira ou de um disco de detritos em torno dessa estrela. Esse excesso pode ser encontrado em estrelas gigantes que ainda não evolu´ıram até o ramo assintótico das gigantes, Costa (2015).

Para selecionar as estrelas com excesso no IR dentre as 1916 estrelas do Catálogo de Pinsonneault Pinsonneault et al.(2014), vamos utilizar de 3 critérios de sele¸cão descritos em Wu et al. (2013). Segundo esses autores podemos selecionar as estrelas candidatas a excesso de IR através do: 1) diagrama Cor-Cor; 2) da avalia¸cão das SEDs; 3) da inspe¸cão visual, Wu et al. (2013). A seguir, descreveremos quais são esses critérios.

3.1 Diagramas Cor-Cor

O diagrama cor-cor serve para comparar magnitudes aparentes de estrelas em diferen-tes comprimentos de onda. Nesse diagrama, a cor definida por duas bandas de compri-mento de onda é dada no eixo horizontal, e então a cor definida por outra diferen¸ca no brilho será dada no eixo vertical como apresentado na figura (4.2).

Para termos uma medida do excesso de infravermelho vamos utilizar as magnitudes do infravermelho J, H e K do 2MASS Kirkpatrick (2003) e W1, W2, W3 e W4 do WISE

(44)

Wright (2009) para as estrelas de nossa amostra.

A tabela (3.1) resume as miss˜oes, as bandas com seus respectivos comprimentos de onda dessas regi˜oes do IR 1.

Miss˜ao Bandas Comprimento de onda λ (µm)

2MASS J 1,24 H 1,63 K 2,16 WISE W1 3,4 W2 4,6 W3 12 W4 22

Tabela 3.1: As bandas J, H e K do 2MASS e W1, W2, W3 e W4 do WISE.

A rela¸c˜ao entre o fluxo F e a magnitude aparente m de uma estrela ´e dada por:

m = −2.5 log F + const (3.1)

Em 22 µm, temos:

[22] = −2.5 log F22+ const (3.2)

Onde [22] ´e a magnitude aparente no comprimento de onda 22 µm e F22 ´e o fluxo

nesse mesmo comprimento de onda medida pelo satélite WISE. Devido ao sinal negativo na equa¸cão (3.2), quanto maior for o fluxo emitido pela estrela, menor será o valor da magnitude correspondente. Para uma estrela que não apresenta excesso no IR o fluxo F22

´

e considerado normal assim como sua magnitude [22] e, consequentemente, seu ´ındice de cor associado, K − [22]. No entanto, se uma estrela apresenta um fluxo infravermelho, em 12 ou 22 µm, superior ao esperado, a magnitude correspondente ter´a um valor inferior ao esperado, acarretando tamb´em um excesso no ´ındice de cor K − [22]. Desse modo,

(45)

podemos através da análise dos ´ındices de cor, ter uma no¸cão sobre um poss´ıvel excesso no fluxo emitido por uma estrela Costa (2015).

Vamos utilizar os critérios estabelecidos por Wu et al. (2013). Das 7.624 estrelas da sua amostra, eles consideram como estrelas candidatas a exibirem excesso na emissão infravermelha em 22 µm, aquelas estrelas que obedecem os seguintes critérios, mostrados na tabela (3.2):

Tabela 3.2: Critério de sele¸cão do ´ındices de cor. Fonte: Wu et al. (2013) Intervalos J − H Desvio Padrão σ Intervalo K − [22]

J − H ≤ 0, 1 0, 062 K − [22] > 0, 015 + 4σ = 0, 26 0, 1 < J − H ≤ 0, 3 0, 041 K − [22] > 0, 045 + 4σ = 0, 21 0, 3 < J − H ≤ 0, 5 0, 039 K − [22] > 0, 062 + 4σ = 0, 22 J − H > 0, 5 0, 034 K − [22] > 0, 086 + 4σ = 0, 22

Na Figura (3.1), em azul, são mostradas as estrelas da sequência principal, em verme-lho as estrelas gigantes. As estrelas a direita da linha tracejada vermelha, são as estrelas candidatas as excesso no IR. Foram selecionadas 495 estrelas canditadas a excesso na amostra de Wu et al. (2013).

Os autores consideraram para cada valor de J-H a média µ mais quatro vezes o desvio padrão para selecionar as estrelas candidatas ao excesso IR. Os histogramas dos ´ındices de cor são mostrados na Figura (3.2).

(46)

Figura 3.1: Diagrama cor-cor para a amostra de Wu et al. (2013). Fonte: Wu et al.

(2013).

Figura 3.2: Histograma dos ´ındices de cor K-[22]. Figura superior esquerda (J −H ≤ 0, 1). Figura superior direita (0, 1 < J − H ≤ 0, 3). Figura inferior esquerda (0, 3 < J − H ≤ 0, 5). Figura inferior direita (J − H > 0, 5). Fonte: Wu et al. (2013).

(47)

3.2 Avalia¸

c˜

ao das SEDS

O segundo critério de sele¸cão, baseado no trabalho de Wu et al. (2013), é o avalia¸cão da SED, Spectral Energy Distribution, (Distribui¸cão Espectral de Energia). Nas SEDS iremos procurar por estrelas que podem apresentar excesso, principalmente, nas bandas W3 e W4, do IR quando comparamos sua SED com a do modelo teórico de corpo negro

2_.

Na figura (3.3) apresentamos a SED da estrela KIC10003497, que n˜ao apresenta ex-cesso no IR em nenhuma das bandas. Vemos que a SED da estrela (pontos verdes e vermelhos) se ajusta muito bem ao modelo de corpo negro (tracejada).

Figura 3.3: SED de uma Estrelas sem excesso IR. A curva de corpo negro (tracejada) para a temperatura de 5150K. Os três pontos verdes são as bandas J, H e K do 2MASS e os quatro pontos em vermelho são as bandas W1, W2, W3 e W4 do WISE.

2_{Para realizar tal compara¸c˜}_{ao, utilizamos a ferramenta VO Analyzer, ferramenta que compila modelos}

teóricos de espectros, calcula a fotometria sintética, executa a minimiza¸cão χ2 _{e determina o melhor}

(48)

Contudo para as estrelas que têm excesso IR, suas curvas sofrerão um desvio da curva de corpo negro na banda que o excesso IR se apresenta. O excesso será confirmado quando o fluxo observado num determinado comprimento de onda λ for maior que o fluxo gerado pelo modelo de corpo negro dentro das margens de erro. Na figura (3.4) vemos um excesso IR em W4. Os três primeiros pontos verdes são as bandas J, H e K do 2MASS e os quatros ´

ultimos pontos vermelhos s˜ao as bandas W1, W2, W3 e W4 do WISE. Observamos que para a estrela KIC3973328, s´o identificamos excesso de infravermelho na banda W4.

10

4

10

5

λ

( )

10

-19

10

-18

10

-17

10

-16

10

-15

10

-14

10

-13

10

-12

F

λ

(

er

gc

m

− 2

s

− 1 − 1

)

KIC

3973328

2 MASS

WISE

Figura 3.4: Estrela KIC3973328 com a excesso na banda W4 (WISE) do infravermelho.

Apesar da avalia¸cão da SED confirmar o excesso de IR, ainda não podemos dizer o mesmo quanto a origem desse excesso, visto que ele pode ser devido a uma contamina¸cão ou efeitos de background. Para confirmar a origem desse excesso vamos para o terceiro critério de sele¸cão: a inspe¸cão visual, descrito a seguir.

(49)

3.3 Inspe¸

c˜

ao Visual

Com o intuito de verificar se o excesso apresentado na emissão de IR para as estrelas de nossa amostra, têm alguma contamina¸cão produzida por artefatos ou emissão de back-ground, devido a presen¸ca de Galáxias ou ainda, uma estrela próxima muito brilhante, fazemos uma inspe¸cão visual nas imagens do WISE para as estrelas selecionadas pelo critério anterior.

O último critério de sele¸cão serve para definir a origem desse excesso do IR. Por exem-plo, a estrela KIC10658326 possui excesso em W4, como mostra sua SED na Figura (3.5)), mas não possui uma fonte pontual em W4, como mostra a figura (3.6), caracterizando uma contamina¸cão por background.

10

4

10

5

λ

( )

10

-19

10

-18

10

-17

10

-16

10

-15

10

-14

10

-13

10

-12

F

λ

(

er

gc

m

− 2

s

− 1 − 1

)

KIC

10658326

2

MASS

WISE

Figura 3.5: SED da estrela KIC10658326 com a excesso na banda W4 (WISE) do infra-vermelho.

Na Figura (3.6), da esquerda para direita e de cima para baixo temos as bandas W1, W2, W3 e W4 do WISE para a estrela KIC10658326, com uma fonte pontual no centro de cada quadro, exceto em W4.

(50)

(a) Esquerda: Banda W1. Direita: Banda W2

(b) Esquerda: Banda W3. Direita: Banda W4

Figura 3.6: Imagem da estrela KIC10658326 com a excesso na banda W4 (WISE) segundo a sua SED, mas sem fonte pontual em W4. a) Bandas W1 e W2 b) W3 e W4. (Fonte: http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/wise/)

3.4 Temperatura da poeira

Uma vez que a estrela foi selecionada pelos três critérios de sele¸cão, o excesso de infravermelho detectado, pode ser proveniente de um disco de poeira cincunstelar, cuja a origem pode estar associada à colisões de planetesimais no interior desse disco. A energia cinética desses choques é convertida em calor que eleva a temperatura do disco de detritos. Então, para um cálculo aproximado dessa temperatura da poeira, consideramos que a poeira, assim como a estrela, se comportam como um corpo negro. Depois, somamos as duas curvas: a do corpo negro e da curva da poeira, e o resultado dessa soma irá produzir um desvio da curva do corpo negro da estrela na banda, ou bandas, que apresentam um excesso no IR. A melhor temperatura será aquela que produzir uma curva ”lisa”e que melhor se ajustar a todos os pontos das medidas obtidas. Para o nosso caso, as bandas J, H, K, W1, W2, W3 e W4 que, particularmente, é a banda na qual nós estamos buscando identificar excesso no IR. No cap´ıtulo4vamos aplicar as técnicas descritas para as estrelas da nossa amostra.

(51)

RESULTADOS E DISCUSS ˜

OES

Neste cap´ıtulo, apresentamos os principais resultados deste trabalho, baseados nos dados e parâmetros descritos no cap´ıtulo 2 e a aplica¸cão da metodologia descrita no cap´ıtulo 3. Tais resultados, traduzem fundamentalmente o comportamento da radia¸cão infravermelha para estrelas evolu´ıdas do catálogo de Pinsonneault et al. (2014) obtidas através de observa¸cões do satélite Kepler, representadas pelo ´ındice de cor K −[22] obtidos a partir das magnitudes WISE e 2MASS. Aplicamos os critérios de sele¸cão descritos em

Wu et al. (2013), e fizemos os ajustes para as estrelas de nossa amostra. Estudamos o comportamento do ´ındice de cor K-[22] em rela¸c˜ao ao raio, metalicidade e massa buscando uma correla¸c˜ao entre essas grandezas e o excesso de IR.

4.1 Diagrama HR e Cor-Cor: Cat´

alogo Pinsonneault

Apresentamos primeiramente o diagrama HR para as estrelas de nossa amostra. Na fi-gura (4.1), ´e mostrado o diagrama HR das estrelas do cat´alogoPinsonneault et al.(2014). Observamos estrelas com massas entre 0,6 M e 5,0 M, do tipo espectral G e K,

segre-gadas da seguinte forma: em azul as estrelas com ´ındices de cor K-[22]≤ -0,22; em preto as estrelas com -0,22 < K-[22] ≤ 0; em Vermelho 0 < K-[22] ≤ 0,22, e por último, em verde K-[22]> 0,22. Essa segrega¸cão está de acordo com os critérios deWu et al. (2013).

(52)

3.60

3.64

3.67

3.71

3.74

3.77 log

(

T

_eff

)

(

K

)

1.16

1.74

2.32

2.90

3.48

4.06 lo

g

(

cm

s

−

2 )

1 .

0 M

¯

1 .

2 M

¯

1 .

6 M

¯

2 .

0 M

¯

2 .

5 M

¯

3 .

0 M

¯

3 .

5 M

¯ K−[22] −0.22 −0.22<K−[22] 0.0 0<K−[22] 0.22 K−[22]>0.22

Figura 4.1: Diagrama HR do cat´alogo de Pinsonneault. As estrelas est˜ao divididas por intervalo de K[22] conforme a legenda: em azul as estrelas com ´ındices de cor K[22]≤ -0,22; Em preto as estrelas com -0,22 < K-[22] ≤ 0; Em Vermelho 0 < K-[22] ≤ 0,22, e por ´

ultimo, em verde K-[22]> 0,22. Os tra¸cados evolutivos obtidos a partir de Girardi et al.

(2000) são mostrados para massas estelares que vão de 1 até 3,5 massas solares.

Como critério de sele¸cão preliminar vamos utilizar os critérios deWu et al.(2013) dis-cutidos na se¸cão (3.1.1). Na Figura (4.2) temos as estrelas candidatas a excesso da nossa amostra. As estrelas que estiverem a direita da linha tracejada, conforme discutido na se¸cão3, são as candidatas a excesso.

Nessa sele¸cão 596 de 1916 estrelas foram selecionadas, ou seja, 31, 10% das estrelas foram selecionadas. Vemos que esse critério é razoável já que ele eliminou 68, 10% das estrelas. Contudo, na nossa amostra existem poucas estrelas com J − H < 0, 10, enquanto na amostra de Wu et al. (2013) existem muitas estrelas com J − H < 0, 10.

(53)

-1.2

0.0

1.2

2.4

3.6

4.8

6.0 K

−

[22]

0.4

0.6

0.7

0.8

0.9 J

−

H

Figura 4.2: Diagrama cor-cor: Estrelas a direita da linha pontilhada s˜ao as candidatas a excesso IR.

Para melhorar o critério, vamos dividir nossa amostra em quatro intervalos de J − H para achar os novos intervalos de K − [22], de acordo com a Tabela (4.1). Nessa divisão cada intervalo têm aproximadamente o mesmo número de estrelas.

Tabela 4.1: Novo critério de sele¸cão do ´ındices de cor para o catálogo de Pinsonneault. Intervalos J − H

J − H ≤ 0, 51 0, 51 < J − H ≤ 0, 545 0, 545 < J − H ≤ 0, 578

J − H > 0, 578