Radiação infravermelha e a detecção de discos circunstelares em torno de anãs brancas

Universidade Federal do Rio Grande do Norte

Centro de Ciências Exatas e da Terra

Departamento de Física

Bacharelado em Física

Radiação infravermelha e a detecção de discos

circunstelares em torno de anãs brancas

Yuri da Silveira Messias

Natal, RN, Brasil 2018

Yuri da Silveira Messias

Radiação infravermelha e a detecção de discos

circunstelares em torno de anãs brancas

Monograa de Graduação apresentada ao Curso de Bacharelado em Física do Departa-mento de Física da Universidade Federal do Rio Grande do Norte como requisito parcial para obtenção do grau de Bacharel em Fí-sica.

Curso: Bacharelado em Física

Orientador: Prof. Dr. José Renan de Medei-ros

Coorientador: Msc. José Edvaldo de Lima Júnior

Natal, RN, Brasil 2018

Messias, Yuri da Silveira.

Radiação infravermelha e a detecção de discos circunstelares em torno de anãs brancas / Yuri da Silveira Messias. - 2018. 41f.: il.

Monografia (graduação) - Universidade Federal do Rio Grande do Norte, Centro de Ciências Exatas e da Terra, Departamento de Física Teórica e Experimental, Bacharelado em Física. Natal, 2018.

Orientador: José Renan de Medeiros.

Coorientador: José Edvaldo de Lima Júnior.

1. Física - Monografia. 2. Discos - Monografia. 3.

Infravermelho - Monografia. 4. Anãs brancas - Monografia. 5. WISE - Monografia. 6. 2MASS - Monografia. I. Medeiros, José Renan de. II. Lima Júnior, José Edvaldo de. III. Título. RN/UF/CCET CDU 53

Universidade Federal do Rio Grande do Norte - UFRN Sistema de Bibliotecas - SISBI

Catalogação de Publicação na Fonte. UFRN - Biblioteca Setorial Prof. Ronaldo Xavier de Arruda - CCET

Universidade Federal do Rio Grande do Norte

Centro de Ciências Exatas e da Terra

Departamento de Física

Bacharelado em Física

A Comissão Examinadora, abaixo assinada, aprova a Monograa de

Graduação:

Radiação infravermelha e a detecção de discos

circunstelares em torno de anãs brancas

elaborada por

Yuri da Silveira Messias

BACHAREL EM FíSICA COMISSÃ O EXAMINADORA:

Prof. Dr. José Renan de Medeiros - Orientador, UFRN Prof. Dr. Izan de Castro Leão, UFRN

Msc. José Edvaldo de Lima Júnior, UFRN

Agradecimentos

Agradeço primeiramente a DEUS por me guiar e me conceder a força e motivação neces-sárias para alcançar meus objetivos.

O meu mais profundo obrigado, porém, devo aos meus pais e minha irmã pelo apoio incondicional, pelas alegrias, pelo amor, pelos ensinamentos, pelo encorajamento, por sem-pre acreditarem em mim e por mais uma innidade de coisas. Toda e cada conquista que alcancei, devo tudo a vocês.

Também não poderia deixar de demonstrar minha gratidão ao meu companheiro de curso (e de Iniciação Cientíca, inclusive), amigo de todas as horas, Igor Hugo. Foram muitas e muitas experiências durante esses anos na física, muitas conquistas, superações, desesperos e até decepções, sou muito grato por ter um amigo como você para todas essas horas.

Deixo aqui o meu muito obrigado ao professor Dr. José Renan de Medeiros, por todas as palavras de sabedoria, pela motivação e incentivo durante esses anos na iniciação cientíca, pela paciência e por nos guiar cuidadosamente pelos caminhos do meio cientíco, o senhor tem o meu respeito e minha admiração. Também agradeço ao meu co-orientador José Edvaldo de Lima Júnior, por todo o apoio, ensinamentos, ajuda e orientação durante a realização deste trabalho. Além disso, o meu obrigado a todos os demais doutorandos pela hospitalidade e, em especial, ao Rodrigo e ao Márcio pela ajuda crucial na obtenção dos resultados.

Seria um crime deixar de agradecer também aos meus amicíssimos de longa data, Victor Santos e Gustavo Alves, por todo o apoio, amizade e companheirismo, por todas as risadas, alegrias e cafés. Deixo aqui o meu muito obrigado, aprendi e aprendo muito com vocês.

À minha grande amiga geofísica, Úrsula Martin, por todo o carinho, pelas palavras de incentivo, pelo companheirismo tão verdadeiro e pela paciência em todos esses anos, você é muito importante pra mim, receba o meu sincero obrigado. Também aproveito para agradecer à outra pessoa profundamente especial, Misa Uehara, por absolutamente tudo, por sempre conar e acreditar e mim, pelas inúmeras coisas que aprendi contigo e por me presentear com sua amizade.

Agradeço de coração a todos os amigos(as) que, de alguma forma, contribuíram positiva-mente em minha jornada.

"Conhece primeiro a ti, então dominarás o universo." Sócrates

Resumo

Este trabalho descreve o processo de detecção de discos de detritos em torno de anãs brancas (WDs), através dos excessos de radiação infravermelha encontrados nas distribui-ções espectrais de energia (SEDs) de tais estrelas.

Partindo de uma amostra de 11.407 objetos do catálogo VST ATLAS white dwarf can-didates cat. Fusillo et al. (2017), foram selecionadas 369 estrelas onde o tipo espectral já estava conrmado como "WD". Destas, 115 apresentaram fotometria em todas as bandas de comprimento de onda do WISE (3.4µm, 4.6µm, 12µm e 22µm) e 2MASS (1.24µm, 1.63µm e 2.16µm). Utilizando a ferramenta online VOSA, foi calculado o ajuste das SEDs através do modelo Kurucz.

Finalmente, 4 estrelas foram selecionadas com possível excesso nas bandas W1 e W2, o que foi reforçado na inspeção visual das imagens WISE, que mostrou fontes pontuais. No cálculo da signicância do excesso (χλ), consideramos como válidos os resultados que

apre-sentassem χλ ≥ 3 em qualquer uma das bandas onde foi observado excesso. Notou-se um

valor de χλ < 3 na estrela J003011.69-374048.4 na banda W2. Porém, todas as 4 estrelas

apresentam χλ ≥ 3na banda W1, o que as faz permanecer como resultados positivos.

Final-mente, foram calculadas as temperaturas dos discos, que estão em um intervalo de 930 K a 1750K.

Abstract

This work describes the process of detection of debris disks around white dwarfs (WDs), using excesses of infrared radiation (IR) found on the spectral energy distribution (SED) of such stars.

With an initial sample of 11.407 objects from the VST ATLAS white dwarf candidates cat. Fusillo et al. (2017) catalogue, 369 stars were selected where the spectral type was alre-ady conrmed as "WD". From those, 115 showed photometry in all wavelenght bands from WISE (3.4µm, 4.6µm, 12µm and 22µm) and 2MASS (1.24µm, 1.63µm and 2.16µm). Using the online tool VOSA, we've calculated the t to the SEDs, by selecting the Kurucz model. Finally, 4 stars were selected showing a possible IR excess on W1 and W2 bands, that was reinforced by the visual inspection, all being point sources. By calculating the signi-cance of excess (χλ), we've considered as valid the results on wich χλ ≥ 3 in any of the

bands with excess. A value of χλ < 3 was noticed on the W2 band of the star

J003011.69-374048.4. However, all 4 stars presented χλ ≥ 3on the W1 WISE band, what keeps them as

positive results. Finally, the disk temperatures were calculated, varying from 930 K to 1750K. Key-words: Disks, Infrared, WISE, 2MASS, White Dwarfs.

Sumário

1 Introdução 10

1.1 Radiação Infravermelha . . . 11

1.2 Formação e evolução estelar . . . 12

1.2.1 Protoestrela. . . 12

1.2.2 Sequência Principal . . . 13

1.2.3 Pós Sequência Principal . . . 14

1.2.4 Anãs Brancas. . . 14

1.3 Discos de detritos . . . 17

1.3.1 Discos em Anãs Brancas . . . 17

1.3.2 Detecção no infravermelho. . . 18

1.3.3 Discos e Planetas. . . 18

2 Fontes de dados e metodologia 19 2.1 Missão WISE . . . 19

2.2 O Projeto 2MASS . . . 20

2.3 Análise das SEDs . . . 21

2.4 Inspeção visual . . . 23

2.5 Temperatura da poeira . . . 24

3 Obtenção dos resultados e discussão 26 3.1 Diminuindo a amostra inicial . . . 26

3.2 Estrelas com excesso . . . 27

3.3 Conrmação através da inspeção visual . . . 27

3.4 Cálculo da signicância do excesso . . . 28

3.5 Temperatura dos discos . . . 28

4 Conclusões e perspectivas 35 5 Apêndices 40 5.1 Apêndice A - Diagrama HR . . . 40

Capítulo 1

Introdução

O Universo esconde, em sua majestosa vastidão, inúmeros segredos. E o ser humano, guiado por sua curiosidade insaciável e necessidade intrínseca de compreender e explicar o mundo à sua volta, há muito tenta desvendá-lo. Com o advento da tecnologia, nosso horizonte de possibilidades foi ampliado drasticamente, de modo que atualmente estamos colhendo, com fartura, informações preciosas que nos dão pistas sobre o passado e futuro do Universo, descobrindo um pouco mais sobre nosso lugar no Cosmos.

Esses dados percorrem o mórbido vazio espacial e chegam até nós na forma de radiação eletromagnética, ou seja, luz, nas mais variadas frequências e comprimentos de onda. Muitos dos objetos espalhados pelo universo tem seu pico de emissão concentrado na faixa infraver-melha do espectro, como os discos circunstelares (veja gura1.1) por exemplo, os quais serão nosso foco neste estudo. Através da detecção de tais discos utilizando radiação infravermelha pode-se inferir indiretamente a existência de planetas em torno de alguma determinada es-trela, visto que, a existência do disco pode proporcionar a formação planetária. Além disso, os planetas também podem inuenciar no processo de reabastecimento dos discos em fases estelares mais evoluídas, este último processo será mais detalhado na seção 1.3.

O cerne deste estudo consiste na descrição dos processos de detecção de discos de detri-tos circundando estrelas do tipo anãs brancas (WD, do inglês White Dwarfs), com base nos excessos de radiação infravermelha (IR, do inglês Infrared Radiation) encontrados através de suas distribuições espectrais de energia (SEDs, do inglês Spectral Energy Distribution). Ao longo deste capítulo introdutório serão mostrados os conceitos base para o entendimento do processo principal deste estudo, como radiação infravermelha, evolução estelar e alguma ênfase nos discos em si e suas propriedades fundamentais, além de como estes discos apon-tam para a existência de sistemas planetários nos entornos dessas estrelas. No capítulo 2

serão explicitados os diversos critérios necessários para a conrmação da presença de discos, também sendo feito um apanhado das missões que compõem a base de dados. No capítulo3

serão expostos os dados obtidos e uma discussão sobre o signicado de tais informações. Por m, no capítulo4, as conclusões e perspectivas.

Figura 1.1: Concepção artística de como seria um disco de poeira orbitando uma estrela.(Crédito: ESO/L. Calçada.)

1.1

Radiação Infravermelha

Sabemos da existência da radiação infravermelha desde os experimentos realizados por William Herschel no início do século XIX, quando este utilizou termômetros para medir a diferença de temperatura entre as cores refratadas por um prisma, de Oliveira and da Silva (2014). Tal radiação está localizada antes da faixa do visível no espectro, ou seja, com comprimentos de onda maiores, como podemos ver na gura1.2.

Figura 1.2: Representação do espectro eletromagnético em termos de comprimento de onda, frequência e temperatura. (Fonte: https://pt.wikipedia.org/wiki/Espectro_eletromagn%C3%A9tico)

Na astronomia, o infravermelho já é utilizado em observatórios em solo desde os anos 60. Porém, foi só a partir da década de 1980, com o lançamento do Infrared Astronomical Satellite (IRAS), que as observações puderam ser feitas diretamente do espaço, acima da

atmosfera terrestre, Beichman et al. (1988) . Sua aplicabilidade abriu um leque inimaginá-vel de possibilidades para a exploração espacial, visto que, pelo comprimento de onda mais longo, a radiação infravermelha pode penetrar em regiões mais densas contendo gás e poeira e sofrendo menos espalhamento e absorção. Além disso, possibilita detectar corpos a tem-peraturas muito mais baixas, como planetas, estrelas frias, cometas, asteróides e, inclusive, discos de detritos,Butcher (2016). Podíamos nalmente enxergar além dos limites do visível. Observando com diferentes bandas, obtemos resultados distintos para uma mesma ima-gem, como mostra a gura 1.3. Nela há uma área de formação estelar na nebulosa de Eta Carinae onde, ao observarmos na faixa do visível, vemos que uma nuvem densa de poeira e gás predomina na imagem. Porém, ao analisarmos no infravermelho, a poeira praticamente desaparece, deixando transparecer uma rica variedade de estrelas jovens.

A região infravermelha do espectro pode ser dividida em três faixas (ou bandas) de com-primentos de onda, o infravermelho próximo, médio e distante, abrangendo temperaturas entre 10,6K e 5200K, Lima Júnior (2015).

Figura 1.3: Nebulosa de Eta Carinae. No visível (á esquerda) e no infravermelho (á direita). ( Crédito : NASA, ESA, e Hubble SM4 ERO Team)

1.2 Formação e evolução estelar

1.2.1 Protoestrela

Através da contração de uma enorme nuvem de gás e poeira, devido a atração gravitacional e a processos rotacionais, forma-se uma área onde a acreção de massa se torna preferencial, absorvendo cada vez mais matéria à sua volta até tornar-se o que chamamos de protoestrela. Tal objeto é constituído predominantemente de hidrogênio e sua luminosidade provém, até então, apenas do aquecimento provocado pela contração gravitacional, Ortiz (2014).

Considerando que a protoestrela adquira massa suciente, sua temperatura central será 12

da ordem de 107K, o que possibilita a fusão do hidrogênio em hélio, de Fátima Oliveira

Sa-raiva et al. (2013) . Como a massa de He formado na reação equivale a 99,3% da massa de H utilizada, os outros 0, 7% restantes de massa são convertidos em energia a ser liberada, servindo como combustível para a estrela, que está agora no que chamamos de sequência principal.

Normalmente, quando estrelas de massa intermediária se formam, a poeira e o gás provin-dos da nuvem que não foram utilizaprovin-dos na formação da protoestrela organizam-se na forma de discos (que serão descritos mais detalhadamente na seção1.3), os quais podem ser detec-tados através das fortes emissões de infravermelho e rádio, provindos da poeira e moléculas de monóxido de carbono, respectivamente,Zuckerman (2001). O gás e a poeira vão se esva-ecendo à medida que o material do disco é utilizado na formação de objetos como planetas, asteróides e cometas, Ridpath (2007), ou são dispersos para regiões longíquas pela ação do vento solar, Lima Júnior (2015).

1.2.2 Sequência Principal

Na sequência principal, diferente da fase de protoestrela, seu núcleo é circundado por camadas de convecção e radiação, que transportam o calor até a superfície, que é muito mais fria ( 5780K no caso do Sol). A forma como são distribuídas essas camadas vai depender da massa da estelar M. De modo que para M < 0,45M não haverá uma camada radiativa,

para 0,45M < M < 1,75M haverá uma camada de convecção externa, em volta da

camada radiativa que envolve o núcleo. Por m, para M > 1,75M a estrela apresentará

uma camada de convecção interna, circundando o núcleo,de Fátima Oliveira Saraiva et al. (2013). Podemos resumir o que foi dito acima na gura 1.4.

Figura 1.4: Distribuição das zonas de radiativas e convectivas em estrelas de diferentes massas. ( Fonte : http://www.if.ufrgs.br/s02001/aulas/Aula20-122.pdf)

A fusão de hidrogênio em hélio mantém por um longo período o contrabalanço com a ação gravitacional, através da energia térmica e pressão de radiação, é o que se chama de equilíbrio hidrostático, uma propriedade fundamental de qualquer estrela na sequência principal, Holland and Williams (2015) .

tempo, nalmente o "combustível"nuclear é totalmente consumido, não sendo mais possível realizar a fusão. A partir de agora, o destino da estrela depende de sua massa:

Para 0,08M < M < 0,45 M : Tendo convertido boa parte do H em He, devido à

pouca massa não conseguirão fundir o He, terminando sua existência como uma anã branca com núcleo de He,de Fátima Oliveira Saraiva et al. (2013).

Para M > 0,45 M : A gravidade age de forma a comprimir a estrela, até que, se

esta for sucicentemente massiva, o aumento de pressão devido à contração acarreta num aumento na temperatura, de modo que em certo ponto, tal temperatura se torna suciente para fundir o He em elementos mais pesados, como o carbono,Veras (2016). Isso alavanca a pressão, de forma que a estrela expande, atingindo um raio da ordem de centenas de vezes o de sua forma na sequência principal. A estrela entra então no ramo das gigantes.

1.2.3 Pós Sequência Principal

Na fase de gigante, a queima do He começa quando a temperatura atinge em torno de 100 milhões K. Caso a estrela tenha entre 0,45 e 2M, a ignição do Hélio desencadeia um

processo rápido e violento denominado "ash do Hélio",Veras (2016), caso seja mais massiva o processo será mais suavizado. Durante a queima do He, as estrelas passam por uma fase instável, com variações no brilho, por isso são chamadas de variáveis.

Ao esgotar-se o He, as estrelas com mais de 10M alcançarão temperaturas de 1

bi-lhão K, o necessário para fundir o carbono, e continuarão sintetizando elementos até o Fe. Dependendo do quão massiva forem, suas camadas externas explodirão violentamente em supernovas,e seus núcleos se tornarão estrelas de nêutrons ou buracos negros.

1.2.4 Anãs Brancas

Considerando, porém, que a estrela tenha menos de 10M, sua temperatura não será

suciente para fundir o carbono, então após fundir todo o He ela ejetará uma nebulosa planetária e seu núcleo será uma anã branca, um tipo de estrela muito pequena, mas muito densa, onde a energia emitida não é devida a reações nucleares, mas puramente por causa da luminosidade Ortiz (2014) , sendo o colapso gravitacional impedido apenas pela pressão de degenerescência dos elétrons, devido ao princípio da exclusão de Pauli.

A temperatura inicial de uma WD é, em média, perto de 100 000 K. Porém, a emissão contínua de radiação sem que haja uma fonte de energia (como a fusão nuclear supria em seus estágios evolutivos anteriores) acarreta no resfriamento da anã branca ao longo das eras, vindo a se tornar um objeto teórico conhecido por anã negra. Entretanto, o tempo para que este processo de resfriamento atinja sua completude beira a eternidade, sendo da ordem de centenas de bilhões de anos. Tal longevidade pode ser atribuída principalmente à área com-pacta pela qual a estrela irradia,Germany et al.. Portanto, com a idade do universo estimada em 13,7 bilhões de anos, mesmo as anãs brancas mais antigas ainda irradiam a temperaturas de alguns milhares de Kelvin, o que torna as anãs negras objetos ainda hipotéticosGermany et al..

Apesar do tamanho reduzido, são estrelas que apresentam altas densidades, da ordem de 109_kg/m3_{. Há um limite imposto para o quão massiva uma WD pode ser, e ainda ser}

considerada uma estrela do tipo anã branca. Tal limite é denominado "limite de Chandra-sekhar"(em homenagem ao vencedor do Nobel de 1983, Subrahmanyan Chandrasekhar, que propôs a ideia em 1931) e institui um valor máximo de 1,4M. Após este ponto, a pressão

dos elétrons não é mais suciente para suportar a ação da gravidade, causando um colapso em uma estrela de nêutrons ou buraco negroGermany et al..

As anãs brancas (WD) tem um papel chave em uma ampla variedade de cenários astronô-micos importantes. Representando não só o futuro distante de nosso Sol, mas o ponto nal na evolução da maioria das estrelas da Galáxia. Como núcleos de estrelas normais, as WDs nos revelam mais sobre o processo nal evolutivo e expõem o material criado durante a vida estelar, através das reações nucleares, para examinação direta, Hoard et al. (2007).

A primeira estrela deste tipo descoberta foi 40 Eridani B por William Herschel em 1783, seguida por Sirius B, pelo astrônomo Alvan Clark, em 1862, Ortiz (2014). Sirius B (veja a gura 1.5) tem magnitude 8,6 e é 10 000 vezes menos brilhante do que sua companheira binária Sirius A, a estrela mais brilhante do céu. Podemos ver outro exemplo de como as WDs são pouco brilhosas em relação às suas companheiras mais jovens e massivas na gura

1.6. Atualmente já são mais de 39 mil objetos deste tipo conrmados, Fusillo et al. (2017). Discos de detritos em WDs, apesar de mais raros, também podem ser detectados. Entre-tanto, tais discos aparecem devido à processos de reabastecimento, que serão melhor descritos na seção 1.3.1.

Figura 1.5: Sistema binário Sirius (α Canis Majoris). Sirius A supera em 10 000 vezes o brilho de Sirius B, que vemos como um pequeno ponto pálido à esquerda de sua companheira. ( Fonte: Ortiz (2014). Crédito: Hubble Space Telescope (HST))

Figura 1.6: Anãs brancas no aglomerado M4. Podemos observar como tais estrelas são muito menos brilhantes do que as estrelas amarelas e vermelhas dominantes.( Fonte: Germany et al.. Crédito: Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver)/NASA/NSSDC )

Podemos sumarizar as subseções anteriores através da representação esquemática na gura

1.7.

Figura 1.7: Representação esquemática simplicada dos processos de evolução estelar. (Fonte: http:// www.astro.caltech.edu/~george/ay1/lec_pdf/Ay1_Lec09.pdf)

.

Há também um diagrama, denominado diagrama HR (Hertzprung-Russell), construído justamente para descrever as fases evolutivas estelares, agrupando-as em relação ao raio, massa e temperatura. Para mais detalhes, veja o apêndice A.

1.3 Discos de detritos

Discos de detritos (ou circunstelares) são disposições de matéria, numa forma predoni-mantemente plana, em torno de uma estrela. Esses discos aparecem em cada fase evolutiva estelar, embora nas anãs brancas sua origem nem sempre seja clara Farihi (2016). São mais comumente encontrados em estrelas jovens, provendo material para formação de planetas

Lima Júnior (2015). Sua importância reside, portanto, no fornecimento de informações rela-tivas às origens, desenvolvimento e evolução de sistemas planetáriosRodigas et al. (2014).

Podemos considerar como o disco todos os corpos, excluindo os planetas, que compõem um sistema estelar. No nosso, a matéria está concentrada em duas regiões discoidais, o cin-turão de asteróides localizado a 2  3.5 UA e o cincin-turão de Kuiper, a 30  48 UA Wyatt (2008). Já foram identicados vários sistemas extra-solares que apresentam discos, sendo o primeiro destes descoberto pelo Infrared Astronomical Satelite (IRAS), através da emissão térmica do pó que circunda a estrela Vega Aumann et al. (1984).

Após tal descoberta, logo foram detectadas centenas de estrelas próximas que também estavam circundadas por poeira ( Oudmaijer et al. (1992), Mannings and Barlow (1998)), incluindo β Pictoris, onde o imageamento da luz estelar espalhada pelo pó indicaram uma morfologia discoidal Smith and Terrile (1984). Porém, diferentemente da nuvem zodiacal, tais sistemas apresentam regiões livres de poeira em até algumas dezenas internas de UA, o que os torna análogos mais próximos do cinturão de Kuiper do nosso sistema solar, sendo, entretanto, mais massivos por uma ordem de magnitudeWyatt (2008).

1.3.1 Discos em Anãs Brancas

Discos orbitando anãs brancas são um fenômeno que foi reconhecido recentemente, cuja descoberta e caracterização precisaram ser feitas do espaço. Tais sistemas evoluídos nos dão pistas sobre a frequência e longevidade de sistemas planetários formados em torno de estrelas de massa intermediária, promovendo uma janela única na química planetesimalFarihi(2016). Como o qualquer material circunstelar aquecido deriva sua luminosidade da estrela em questão, o raio diminuto das anãs brancas torna a poeira que as orbita muito difícil de se identicar, visto que são em média 104 _{vezes menos luminosas do que suas companheiras da}

sequência principal. Além disso, a emissão infravermelha associada a uma WD pode vir tanto da poeira aquecida quanto de uma companheira luminosa, visto que, novamente devido a sua natureza diminuta, anãs brancas podem ser facilmente ofuscadas no infravermelho próximo por estrelas de baixa massa e até anãs marrons. Portanto, poeira circunstelar orbitando anãs brancas não só tem sido historicamente difícil de detectar, como permanece consideravelmente difícil de se estudar em detalhesFarihi (2016).

Em relação à temperatura, enquanto discos orbitanto estrelas da sequência principal caracterizam-se pela natureza mais fria, exibindo excesso infravermelho principalmente em 24µm e 70 µmWyatt(2008) (análogos ao cinturão de Kuiper), os mesmos modelos de corpo negro mostram que a poeira que circunda anãs brancas tem seu pico de emissão em aproxi-madamente 23µm,o que indica temperaturas da ordem de 1000K  1500KFarihi (2016).

A primeira WD com excesso de emissão infravermelha (que não estivesse associada a uma companheira estelar) foi G29-38, detectada porZuckerman and Becklin(1987) em 1987.

Observações em três bandas revelaram T ≈ 1200K em excesso do que era esperado para a fotosfera estelar desta anã branca relativamente friaFarihi (2016).

1.3.2 Detecção no infravermelho

Para encontrar discos de detritos, os astrônomos se utilizam da detecção de um excesso de radiação infravermelha vinda da fonte. As estrelas, apesar de não serem corpos negros perfei-tos, emitem em todas as frequências, inclusive no IR, produzindo espectros muito aproxima-dos ao de um corpo negro ideal. A poeira e o gás que, porventura, estiverem circundando-a, será aquecida pela estrela em questão e emitirá radiação também na faixa infravermelha do espectro. Somando a emissão da estrela com a da poeira, temos um excesso em relação ao esperado somente pela estrelaCruz-Saenz de Miera et al. (2013).

Essa medição é feita através de uma SED (Distribuição Espectral de Energia), que é um gráco representando o uxo de energia emitido em relação a cada comprimento de onda, comparado ao espectro de um corpo negro a uma dada temperatura Costa (2015). Tal ex-cesso, apesar de não conrmar completamente, representa uma boa probabilidade de que haja um disco de detritos circundando tal estrela.

Como foi dito anteriormente, discos circunstelares são mais frequentemente encontrados em torno de estrelas jovens, com até 10 milhões de anos. Isso acontece porque, após esse período, o gás e poeira que formam o disco normalmente já foram utilizados em completude, promovendo a formação de planetas, asteróides e cometasCosta (2015), também sendo dis-persos para os conns do sistema devido aos ventos solaresLima Júnior(2015). Porém, este trabalho trata de discos em estrelas evoluídas do tipo anãs brancas, muito mais velhas do que o período descrito. Como isso ocorre, visto que, em teoria, não haveria mais poeira para formá-los?

1.3.3 Discos e Planetas

A explicação mais aceita atualmente para o questionamento acima promove a ideia de que corpos menores, como asteróides, sofrem um desvio em suas trajetórias devido à interação gravitacional exercida por planetas massivos e gasosos, do tipo Júpiter, arremessando tais corpos para órbitas mais internasLagrange et al. (2000). SegundoJura (2003), esses asteroi-des ao atingirem o limite de Roche, esfarelam-se , de forma que as partículas se organizam em forma discoidal após algumas órbitas. Portanto, a presença de poeira circundando estrelas evoluídas sugere a pré-existência de planetas nos entornos estelares.

Em nosso sistema solar acredita-se que cerca de 4 bilhões de anos atrás, em um período que cou conhecido como "bombardeio tardio"Gomes et al. (2005), através da interação gra-vitacional de gigantes gasosos como Júpiter e Saturno, bólidos celestes foram atraídos para órbitas mais internas, colidindo com a Terra e a Lua, dando origem a muitas das crateras que conhecemos,Lima Júnior (2015) . Tal interação levou Saturno para órbitas mais exter-nas em relação ao Sol, empurrando Netuno e Urano no processo. Netuno, arremessado no cinturão de Kuiper, desestabiliza-o, enviando diversos planetesimais contendo rochas e gelo para várias partes do sistema solar Costa (2015).

Capítulo 2

Fontes de dados e metodologia

Neste capítulo serão mostradas as missões e catálogos que compõem a base de dados utilizada neste trabalho, além de alguns dos critérios de seleção descritos porWu et al. (2013)

para classicar se os excessos de infravermelho presentes em uma amostra são realmente devido às estrelas em questão. Tais análises se fazem necessárias visto que, apesar de os excessos IR sugerirem a presença de um disco, eles podem ser também provenientes de estrelas vizinhas, background de galáxias, background de nebulosas ou do meio interestelar, Ribas et al. (2012). As seções a seguir, portanto, tratarão da missão WISE e do projeto 2MASS, além de uma descrição dos procedimentos em si, como a análise das SEDs e inspeção visual.

2.1 Missão WISE

WISE (Wide Infrared Survey Explorer) é um telescópio espacial da NASA (veja gura

2.1), lançado em 14 de dezembro de 2009 com o propósito de mapear o céu no infravermelho em quatro bandas de comprimento de onda: W1 (3.4 µm), W2 (4.6 µm), W3 (12 µm) e W4 (22 µm), utilizando uma lente de 40cm de diâmetro. Este objetivo foi cumprido por 10 meses, até que, em feveiro de 2011, sua transmissão foi desligada. Durante esse tempo, o WISE foi capaz de escanear o céu no espectro infravermelho duas vezes, mapeando mais de 3/4 de bilhão de objetos, incluindo galáxias, asteróides e estrelas.

A missão foi revitalizada em 2013, com o nome de NEOWISE (NEO, do inglês Near Earth-objects) sendo seu propósito justamente a descoberta de corpos nas proximidades de nosso planeta que possam oferecer algum risco, como asteróides e cometas, Martin Perez

. Tendo escaneado milhões de objetos e capturado uma innidade de imagens do céu no infravermelho, todos os dados do WISE foram liberados para o público, contribuindo com descobertas astronômicas diversas.

As contribuições da missão WISE incluem o imageamento da galáxia mais luminosa do universo (até então) WISE J224607.57-052635.0, cujo brilho excede 300 trilhões de sóis,

Clavin and Chou. Além disso, podemos citar a descoberta da classe mais fria de estrelas, as anãs Y (o tipo mais frio de anãs marrons), "caçadas"por mais de uma década antes do advento do WISE, sem sucesso, Clavin and Perrotto (a). Outras descobertas estendem-se desde a detecção de milhões de buracos negros até a identicação do primeiro asteróide troiano (missão NEOWISE) orbitando o Sol juntamente com a Terra, Clavin and Perrotto

(b) .

Figura 2.1: WISE (Wide InfraRed Survey Explorer antes de ser levado de navio para a base aérea de Vandenberg, Califórnia, onde foi lançado em 14 de dezembro de 2009. ( Fonte: https://www.britannica.com/topic/Wide-eld-Infrared-Survey-Explorer. Crédito: PRNewsFoto/Ball Aeros-pace & Technologies Corp./AP Images).

2.2 O Projeto 2MASS

O Two Micron All Sky Survey (2MASS) foi um projeto astronômico cujo o objetivo foi o escaneamento do céu em três bandas do infravermelho próximo, J (1,24µm), H (1,63µm) e K (2,16µm) buscando a detecção e caracterização de fontes pontuais mais brilhantes do que 1mJy em cada banda, IPAC team (2006). Com durabilidade entre 1997 e 2001 e tendo como sede o Observatório Fred Lawrence Whipple (Arizona, EUA) e o Observatório inter-americano de Cerro Tololo (Chile), o 2MASS, munido de um telescópio de 1.3m em cada localidade, rendeu um longo catálogo contendo dados de mais de 300 milhões de objetos observados, IPAC/NASA .

2.3 Análise das SEDs

Como dito na seção 1.3.2, as SEDs comparam o espectro de emissão da estrela ao de um modelo teórico de corpo negro. Um dos critérios de seleção descritos por Wu et al. (2013) baseia-se na análise de tais SEDs e a procura de excesso de IRLima Júnior(2015). A gura

2.2 mostra um exemplo de SED presente em nossa amostra, tendo sido calculada utilizando a fotometria em três parâmetros-base no visível (Gaia, UBV e SDSS) e dois no infravermelho (2MASS e WISE), que são representados respectivamente pelos pontos mais à esquerda e mais à direita do gráco. Para gerar as SEDs, foi utilizada a ferramenta online VOSA1 (Virtual Observatory SED Analyzer)Bayo et al. (2008).

Ainda na gura 2.2, podemos ver claramente que, a partir de um certo ponto, há uma distinção entre a linha representando os dados experimentais e o modelo teórico de corpo negro (linha em azul). Temos dois pontos pretos representando, respectivamente, as bandas W1 e W2 do WISE, que estão acima da curva teórica. As setas amarelas, no caso as ban-das W3 e W4, apesar de também diferirem do modelo, são descartaban-das, uma vez que não são valores conáveis, caracterizam-se apenas por um limite superior imposto pelo software quando este não está munido de dados sucientes sobre essa estrela em relação à banda em questão. Tal estrela é uma possível candidata a apresentar excesso infravermelho, o que só poderá ser reforçado com o passo seguinte a ser apresentado na próxima seção.

Figura 2.2: SED da estrela KIC3973328, que pelo gráco apresenta disparidade em relação ao modelo teórico de corpo negro na banda W4 do WISE, 22 µm.

Fonte: Lima Júnior(2015)

.

Para efeitos de comparação, vemos na gura 2.3 uma SED que não contém excesso, adequando-se perfeitamente ao modelo de corpo negro.

Figura 2.3: SED da estrela KIC10003497, onde podemos ver uma adequação praticamente completa ao modelo teórico.

Fonte: Lima Júnior(2015).

A SED, apesar de não fornecer total certeza sobre a natureza do excesso, já caracteriza um processo eliminatório, descartando estrelas de nossa amostra.

2.4 Inspeção visual

Além da análise das SEDs, para um maior rigor na seleção, se faz necessária uma inspe-ção visual das imagens WISE nas quatro bandas já citadas. Tal procedimento é realizado através de um software 2 _{disponibilizado online, onde, inserindo um dos identicadores ou} as coordenadas de um objeto, temos fotograas nas 4 bandas tiradas pelo telescópio WISE. Nesse caso, o excesso na banda pode ser identicado através de uma fonte pontual, caracteri-zada por uma mancha no centro da imagem. Quanto mais delimitada for essa mancha, mais conabilidade podemos ter de que o excesso provem do objeto em questão, e não de fontes vizinhas. Na gura 2.4 podemos ver um exemplo ótimo de fonte pontual nas bandas W1 e W2, não havendo, entretanto, imagem nas bandas W3 e W4.

Figura 2.4: Imagem da estrela J121100.94-075241.1 0, onde podemos ver uma região escura muito bem delimitada e centralizada nas bandas W1 e W2, como previsto na SED da mesma estrela. Nas bandas W3 e W4 não há imagem, o que mostra que o limite superior visto nas SEDs realmente é um dado a normalmente ser descartado.

Há três critérios que utilizamos para denir a conabilidade de um objeto na inspeção visual, já que podem haver contaminações externas, como o brilho de alguma estrela vizinha, por exemploDa Costa et al. (2017).

• PSF (do inglês Point-spread function): Checar se o objeto é uma fonte pontual, com bordas delimitadas.

• Oset: Vericar se o ponto circulado pelo WISE corresponde ao centro da fonte e se este centro permanece o mesmo em todas as bandas.

• ccf(do inglês contamination and confusion ag): Vericação do índice de contaminação através dos valores obtidos no catálogo Cutri+ 2013 Cutri et al. (2014). As letras d,p,h e o representam os possíveis tipos de interferência nas bandas, enquanto o valor 0 signica que não há contaminação. Para informações mais detalhadas, veja Cutri et al. (2014).

2.5 Temperatura da poeira

Um disco circunstelar será aquecido devido a processos colisionais internos entre seus detritosLima Júnior(2015), mas principalmente pela radiação que absorve da estrela em seu centro. O disco, que é muito mais frio do que a estrela, reemite numa faixa de comprimento de onda infravermelha. Considera-se que o comportamento de um disco circunstelar é muito semelhante ao de um corpo negro ideal.

Vimos na seção2.3que a SED de uma estrela que apresente excesso IR mostra um desvio em relação ao modelo teórico. Através da soma das curvas teóricas da poeira e da estrela, procuramos a função resultante que melhor se adeque à SED com excesso, ajustando-se a to-dos os pontos do desvio. A partir deste procedimento podemos determinar aproximadamente a temperatura do disco. Um exemplo disso pode ser visto na gura 2.5.

Figura 2.5: Figura retirada de Lima Júnior (2015), mostrando a SED da estrela KIC9728845. A linha preta representa a curva resultante, a linha preta pontilhada o modelo de corpo negro da estrela e a linha pontilhada vermelha o modelo de corpo negro da poeira. Neste caso, a temperatura da poeira foi de 200K.

Capítulo 3

Obtenção dos resultados e discussão

Neste capítulo serão mostrados os procedimentos que levaram aos dados obtidos (utili-zando a metodologia descrita no capítulo2), bem como os resultados em si.

3.1 Diminuindo a amostra inicial

O catálogo que serviu como nossa base de dados foi VST ATLAS white dwarf candidates cat. (Gentile Fusillo+, 2017), contendo 11.407 objetos. Porém, como tais objetos são apenas candidatos a anãs brancas, foram selecionados apenas os itens que já apresentavam 100% de conrmação através do tipo espectral (para mais informações sobre o catálogo, veja Fusillo et al. (2017)), o que resultou em uma redução de 11.407 para apenas 369 itens em nossa amostra.

Após esse processo eliminatório, o passo seguinte foi a criação de um arquivo abrangendo os identicadores e coordenadas de tais estrelas para a inserção dos dados na ferramenta online VOSA.

Nossa análise se baseia prioritariamente nas fotometrias WISE e 2MASS, que abrangem as bandas de comprimento de onda que nos interessam. Portanto, após inseridas as estrelas, foram calculadas essas duas fotometrias para que fosse executado um processo de cunho eliminatório. Isso implica que apenas permaneceram na amostra as WDs que apresentaram fotometria em todas as 7 bandas exigidas (J, H, K, W1, W2, W3 e W4). Ao m deste processo, das 369, nossa amostra reduziu-se a 115 estrelas.

Com o ltro descrito acima, foram calculadas novamente as fotometrias dos 115 objetos restantes, porém agora adicionando, alem do 2MASS e WISE no IR, três bases de da-dos cujos comprimentos de onda estão centrada-dos no visível: Homogeneous Means in the UBV System Mermilliod (2006), SDSS Catalogue Release 9 e GAIA DR2.

Feito isso, a ferramenta VOSA gera as SEDs das estrelas em questão, um exemplo pode ser visto na gura3.1. Essas SEDs, porém, ainda não são o produto nal da análise descrita na seção2.3visto que ainda precisamos submetê-las ao procedimento para o cálculo do ajuste a um modelo de corpo negro.

Figura 3.1: Exemplo de SED da estrela J000734.94-160531.9, calculada a partir das fotometrias WISE, 2MASS, UBV, GAIA DR2 E SDSS. Ainda não serve para análise pois precisa ser ajustada a um modelo de corpo negro. A linha cinza contínua representa o espectro da estrela, os três primeiros pontos vermelhos (da esquerda para a direita) representam as bandas de comprimento de onda no visível, os três próximos representam as bandas 2MASS e os 2 pontos pretos (onde estão as bandas W1 e W2 do WISE) representam excesso IR. Os triângulos amarelos no lugar das bandas W3 e W4 caracterizam o limite superior das medidas fotométricas.

3.2 Estrelas com excesso

Com nossa amostra reduzida a 115 estrelas e em posse de suas respectivas SEDs, foi então efetuado, também utilizando a ferramenta VOSA, o cálculo do t de tais SEDs com o modelo espectral de corpo negro. Dentre as opções de modelos para o t disponibilizadas pelo VOSA, foi escolhido o Kurucz ODFNEW /NOVER modelsCastelli et al. (1997). Tal modelo ajusta as SEDs utilizando espectros de corpos negros com temperaturas efetivas entre 3500 K e 50000 K.

Finalmente calculados os ajustes para as SEDs, foram selecionadas 4 WDs que apresen-tam boa probabilidade de apresentarem excesso infravermelho, que por sua vez tem chances de indicar a presença de um disco. As candidatas escolhidas são J000734.94-160531.9, J003011.69-374048.4, J121100.94-075241.1 e J131117.93-100709.3, cujas SEDs são mostradas nas guras 3.2, 3.4, 3.6 e 3.8.

3.3 Conrmação através da inspeção visual

Após a seleção das 4 anãs brancas citadas na seção anterior, o procedimento seguinte foi a inspeção visual de cada uma delas. As guras3.3,3.5,3.7e3.9 e conrmam que tais estrelas são realmente válidas, apresentando-se nitidamente como fontes pontuais nas bandas W1 e W2 onde foram classicadas com excesso em suas SEDs. As fontes pontuais encontram-se

centralizadas e os valores do ccf são 0 em todas as quatro estrelas. As imagens foram obtidas utilizando a conguração de tamanho de 1,7"de arco, além de um aumento de 5x.

3.4 Cálculo da signicância do excesso

Já temos as SEDs e a conrmação através das imagens, mas para um aditivo no grau de conabilidade dos resultados, é importante a realização do cálculo da signicância do excesso para cada banda de comprimento de onda. A signicância é dada pela equação3.1 Beichman et al.(2006), dependendo da diferença entre os valores de uxos medidos pelo WISE e o erro na medição nas respectivas bandas em que se apresentou o excesso.

χλ = Fobs λ − F phot λ pσ2 obs− σcal2 (3.1) Fobs

λ representa o uxo observado em cada uma das quatro bandas de comprimentos de

onda do WISE, Fphot

λ o uxo do modelo teórico em cada comprimento de onda equivalente.

σobscaracteriza o erro em Fλobs e σcalas incertezas na calibração do WISE, estimadas em 2,4%,

2,8%, 4,5% e 5,7% respectivamente para as bandas W1,W2,W3 e W4Da Costa et al.(2017). Os valores negativos na signicância das estrelas J000734.94-160531.9 e J131117.93-100709.3 indicam que o uxo observado em [4.6µm] é menor do que o uxo do modelo teórico. Neste trabalho, utilizando os mesmos critérios de Da Costa et al. (2017), estamos considerando como válidas as estrelas em que a signicância do excesso é χλ ≥ 3em pelo menos uma das

bandas, que corresponde a um desvio de até 3σ no valor fotosférico esperado (χλ = 0) . Pela

tabela 3.1, vemos que a estrela J003011.69-374048.4 apresenta signicância aparente < 3 na banda W2, porém isso não ocorre na banda W1.

Tabela 3.1: Informações das WDs que compõem o resultado principal deste trabalho, a tabela mostra o ID, a ascenção reta, declinação, a signicância χλ nas bandas W1,W2,W3 e W4 e a temperatura efetiva

ID WISE RAC DEC χλ χλ χλ χλ

W1 W2 W3 W4

J000734.94-160531.9 1.895822 -16.092317 15.07 17.33 4.91 5.08 J003011.69-374048.4 7.548696 -37.680266 6.61 2.67 6.51 6.53 J121100.94-075241.1 182.753909 -7.87812 39.95 30.31 12.67 14.21 J131117.93-100709.3 197.824421 -10.118973 15.26 8.43 6.66 6.71

3.5 Temperatura dos discos

Através dos procedimentos descritos na seção2.5, foram calculadas as temperaturas apro-ximadas dos discos que circundam as quatro estrelas com excesso IR dos resultados de nossa amostra. As temperaturas encontradas estão num intervalo 930 K < Tdisco < 1750 K, como

mostram a a tabela 3.2 e as guras 3.2, 3.4, 3.6 e 3.8. O que está de acordo com o que foi previsto na seção 1.3.1.

Neste trabalho, focamos cálculo da temperatura dos detritos. Porém, em trabalhos futu-ros podem ser efetuadas medidas de outras propriedades dos discos, como o raio Rd, massa Md

e fração de luminosidade fd, onde serão necessárias medições do raio, massa e luminosidade

das estrelas em questão.

Tabela 3.2: Nesta tabela temos os IDs WISE e temperaturas efetivas das quatro estrelas com excesso IR (Tef f) , seguidas das temperaturas calculadas para os seus respectivos discos (Tdisco). Todas as Tef f foram

retiradas deGaia Collaboration(2018).

ID WISE T ef f Tdisco (K) (K) J000734.94-160531.9 7904 1258 J003011.69-374048.4 7682 930 J121100.94-075241.1 8453 1219 J131117.93-100709.3 8737 1750

Figura 3.2: SED da estrela J000734.94-160531.9. A linha azul representa o modelo de corpo negro da estrela, a linha vermelha tracejada indica o modelo de corpo negro da poeira e a linha preta mostra a função resultante.

Figura 3.3: Imagem WISE da estrela J000734.94-160531.9

Figura 3.4: SED da estrela J003011.69-374048.4. A linha azul representa o modelo de corpo negro da estrela, a linha vermelha tracejada indica o modelo de corpo negro da poeira e a linha preta mostra a função resultante.

Figura 3.6: SED da estrela J121100.94-075241.1. A linha azul representa o modelo de corpo negro da estrela, a linha vermelha tracejada indica o modelo de corpo negro da poeira e a linha preta mostra a função resultante.

Figura 3.8: SED da estrela J131117.93-100709.3. A linha azul representa o modelo de corpo negro da estrela, a linha vermelha tracejada indica o modelo de corpo negro da poeira e a linha preta mostra a função resultante.

Figura 3.9: Imagem WISE da estrela J131117.93-100709.3 34

Capítulo 4

Conclusões e perspectivas

As anãs brancas caracterizam uma das possíveis fases nais do processo evolutivo estelar. Brilhando tímidas em meio ao grande vazio e sustentadas apenas pelo princípio da exclusão de Pauli, representam o destino da grande maioria das estrelas da galáxia, inclusive do nosso Sol. Entretanto, mesmo evoluídas, tais estrelas ainda podem abrigar sistemas planetários e discos circunstelares.

Discos e planetas coexistem numa relação de reciprocidade, onde discos podem formar planetas através de processos colisionais, e sistemas planetários contribuem no reabasteci-mento dos discos em fases tardias, desviando para órbitas internas corpos menores, como asteróides, que despedaçam-se ao atingir o limite de Roche da estrela e assumem, com o tempo, uma forma discoidal. Como dito na seção 1.3, o estudo destes discos implica então, em maiores informações sobre os processos evolutivos de sistemas planetários.

Neste trabalho foi feita uma discussão sobre alguns dos procedimentos que embasam a detecção de tais discos. Partindo de uma amostra de 11.407 objetos iniciais do catálogo VST ATLAS white dwarf candidates cat. Fusillo et al. (2017), selecionamos apenas 369 estrelas, que eram as WDs que já apresentavam conrmação pelo tipo espectral. Nossa amostra se reduziu então a 115 itens quando descartamos as WDs que não apresentassem fotometria em todas as três bandas de comprimento de onda 2MASS (J,H e K) e nas quatro do WISE (W1,W2,W3 e W4).

Calculada novamente a fotometria para as 115 estrelas acrescentando bandas no visível (UBV, GAIA DR2 e SDSS), foram então montadas e ajustadas as SEDs de tais objetos utilizando o modelo Kurucz. Foram selecionadas, nalmente, 4 candidatas que apresentaram divergência em relação ao modelo teórico nas bandas W1 e W2, o que implica em um possível excesso IR. A probabilidade de tal excesso foi reforçada após a realização da inspeção visual das imagens WISE, que nos mostrou claramente a presença de fontes pontuais exatamente nas bandas W1 e W2 em cada uma das 4 estrelas, sem descentralizações e com valores nulos de ccf. Após o cálculo da signicância do excesso, notamos que a estrela J003011.69-374048.4 apresentou χλ < 3 na banda W2, indicando conabilidade abaixo do 3σ. Porém, todas as

quatro estrelas tem valores χλ ≥ 3 na banda W1, o que torna os resultados obtidos ainda

muito válidos.

A radiação infravermelha é uma ferramenta potente para descobertas astronômicas, pe-netrando em regiões mais densas devido ao seu comprimento de onda mais longo, sofrendo menos espalhamento e absorção, como dito na seção 1.1. Este foi um estudo com resultados

muito positivos, que podem servir como porta para trabalhos futuros, seja para uma pes-quisa mais a fundo sobre as propriedades e comportamento de tais discos nessas estrelas em questão, a química planetesimal, ou até mesmo descoberta de sistemas planetários em si. Há, sem dúvidas, um leque de possibilidades para estudos futuros.

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Capítulo 5

Apêndices

5.1 Apêndice A - Diagrama HR

O diagrama de Hertzprung-Russell, ou diagrama HR, foi desenvolvido independentemente no início do século XX por Ejnar Hertzprung e Henry Norris Russell. Trata-se de uma ferramenta largamente utilizada no estudo da evolução estelar, que estabelece a relação entre a luminosidade e a temperatura efetiva das estrelas, distribuindo-as de acordo com seus raios e massas. A gura 5.1 mostra um exemplo de diagrama HR.

Figura 5.1: Diagrama HR. (Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node2.htm) .

Na gura acima, vemos que o arranjo dos objetos no diagrama HR não ocorre de modo 40

uniforme, de forma que podemos dividí-lo em três regiões principais. Tais regiões caracte-rizam os estados do processo evolutivo estelar descrito na seção1.2, à medida que a estrela passa por estes processos ela se desloca no diagrama HR.

A sequência principal é representada na forma de uma faixa diagonal, que se estende aos dois extremos do gráco. A posição de uma estrela nessa faixa depende de sua massa, portanto um objeto de baixa massa localiza-se no canto inferior direito (estrelas frias e com pouca luminosidade, predominantemente anãs vermelhas) e uma estrela massiva no canto superior esquerdo (estrelas quentes e luminosas). As estrelas dessa região do diagrama tem classe de luminosidade V. Nosso Sol está localizado aproximadamente no meio da sequência principal.

As gigantes e supergigantes ocupam uma região acima da sequência principal. Tais estrelas tem alta luminosidade (classe I e II/III, respectivamente), porém temperaturas me-nores, o que implica em raios extensos.

As anãs brancas são estrelas com classe de luminosidade D (também conhecida como VII, porém essa nomenclatura é raramente usada). Estão localizadas no canto inferior es-querdo do diagrama, sendo estrelas quentes, muito densas e com baixa luminosidade.