Analise do Excesso de Infravermelho de Estrelas Evolu das … · 2019. 1. 30. · Analise do Excesso de Infravermelho de Estrelas Evolu das Observadas pelo Sat elite Kepler por Jos

Universidade Federal do Rio Grande do Norte

Centro de Ciencias Exatas e da Terra

Departamento de Fısica Teorica e Experimental

Programa de Pos-Graduacao em Fısica

Analise do Excesso de Infravermelho de Estrelas

Evoluıdas Observadas pelo Satelite Kepler

Jose Edvaldo de Lima Junior

Natal-RN

Dezembro/2015


Analise do Excesso de Infravermelho de Estrelas

Evoluıdas Observadas pelo Satelite Kepler

Dissertacao de Mestrado apresentada ao Programa

de Pos-Graduacao em Fısica de Departamento de Fısica

Teoria e Experimental da Universidade Federal do Rio

Grande do Norte como requisito parcial para a obtencao

do grau de mestre em Fısica

Orientador: Prof. Dr. Bruno Leonardo Canto Martins

Co-Orientador: Prof. Dr. Jose Renan de Medeiros

Natal-RN

Dezembro/2015

AGRADECIMENTOS

Ao meu orientador Dr. Bruno L. C. Martins por acreditar em mim, a meu grande

amigo Dgerson pela sua imprescidıvel ajuda, ao PPGF sob a coordenacao do Dr. J.R.

de Medeiros, a CAPES pelo apoio financeiro e finalmente a minha famılia.

i

“Somos todos feitos do mesmo po das estrelas”.

Carl Sagan

ii

Analise do Excesso de Infravermelho de Estrelas Evoluıdas Observadas

pelo Satelite Kepler

por


Resumo

Este trabalho tem como foco principal a analise do infravermelho das 1916 estrelas gi-

gantes vermelhas do catalogo de Pinsonneault. Para realizar tal analise nos ultilizamos da

avaliacao do diagrama cor-cor como primeiro criterio de selecao para a procura de estrelas

com excesso de infravermelho, das quais 47 estrelas foram selecionadas, depois analisamos

as distribuicoes espectrais de energia ou SED onde 29 estrelas foram selecionadas e para

confirmacao do excesso de infravermelho, passamos pela inspecao visual, onde das 29 es-

trelas apenas uma, a estrela KIC9728845, nao apresentou contaminacao por background

de galaxias ou por uma estrela proxima. Na inspecao visual, e nas SEDS analisamos o

excesso nas bandas W1, W2 e principalmente nas bandas W3 e W4 do satelite WISE.

Por fim calculamos a tempertura dessa poeira em aproximadamente 200K.

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

iii

Infrared Excess Analysis stars Evolved Observed the Kepler Satellite

by


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.

iv

LISTA DE FIGURAS

1.1 Espectro eletromagnetico em diferentes comprimentos de onda. . . . . . . . 2

1.2 Secador de cabelo observado no visıvel e no infravermelho. . . . . . . . . . 3

1.3 Galaxia em diferentes comprimentos de onda. . . . . . . . . . . . . . . . . 3

1.4 Nebulosa cabeca de cavalo observada no visıvel, IR proximo e medio. . . . 4

1.5 Centro galatico observado no IR. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5

1.6 Cometa observado no IR medio pelo IRAS. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

1.7 O planeta Terra observado no IR medio. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

1.8 Poeira em torno de Cirrus observado no IR medio pelo IRAS. . . . . . . . 7

1.9 Nossa galaxia observada no IR distante pelo satelite COBE. . . . . . . . . 8

1.10 IRAS vista infravermelha da galaxia de Andromeda (M31). . . . . . . . . . 9

1.11 Formacao de um Sistema Planetario. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 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 visao do Kepler. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24

2.2 Fotometro do Satelite Kepler. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

2.3 Satelite Kepler. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

2.4 Diagrama HR para os tres diferentes metodos. . . . . . . . . . . . . . . . . 28

2.5 Catalogos do Kepler, APOKASC e Pinsonneault. . . . . . . . . . . . . . . 29

v

Lista de Figuras vi

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 catalogo 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 metodos de selecao. . . . . . . . . . . 46

4.8 Histograma mostrando os dois metodos de selecao. . . . . . . . . . . . . . . 47

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

4.10 SED da estrela KIC7019157. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49

4.11 Posicao das estrelas selecionadas na galaxia. . . . . . . . . . . . . . . . . . 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 ate 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 Sequencia Principal. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72

C.2 Estrelas muito brilhantes. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73

C.3 Regioes do diagrama HR. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74

LISTA DE TABELAS

1.1 Regioes do Infravermelho. (Credito: Nasa/IPAC) . . . . . . . . . . . . . . 10

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

2.2 Amostra de parametros de 29 estrelas do catalogo Pinsonneault. . . . . . . 31

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

3.2 Criterio de selecao dos ındices de cor. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34

4.1 Novo criterio de selecao do ındices de cor para o catalogo de Pinsonneault. 42

4.2 Novo criterio de selecao 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 Parametros das 30 estrelas selecionadas. Fonte: (Vizier) . . . . . . . . . . . 51

A.1 Acencao reta e declinacao das estrelas selecionadas. . . . . . . . . . . . . . 64

A.2 Estrelas do catalogo de Pinsonneault. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65

vii

SUMARIO

Agradecimentos i

Resumo iii

Lista de Figuras vii

Lista de Tabelas vii

1 Introducao 1

1.1 Astronomia do Infravermelho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2

1.2 Infravermelho Proximo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4

1.3 Infravermelho Medio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 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 Sequencia 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 Missao Espacial Kepler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22

viii

SUMARIO ix

2.2 O Projeto 2MASS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

2.3 Missao WISE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

2.4 Amostra Estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

2.5 Parametros Estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

3 Metodologia 32

3.1 Diagramas Cor-Cor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32

3.2 Avaliacao das SEDS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36

3.3 Inspecao Visual . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38

3.4 Temperatura da poeira . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39

4 Resultados e Discussoes 40

4.1 Diagrama HR e Cor-Cor: Catalogo Pinsonneault . . . . . . . . . . . . . . 40

4.2 SEDS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48

4.3 Inspecao Visual . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52

4.4 Temperatura da Poeira . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59

5 Conclusoes e Perspectivas 61

A Apendice A 63

A.1 Descricao do parametros das estrelas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63

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

A.3 Caracterısticas das estrelas do catalogo 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

CAPITULO 1

INTRODUCAO

A Astronomia foi chamada, com razao, a mais antiga das ciencias. Desde a aurora da

civilizacao o homem luta para compreender os complexos movimentos dos corpos celestes

e muitas civilizacoes do passado basearam sua cultura na observacao celeste. Ao olhar

para o ceu, elas procuravam padroes que os ajudassem a explicar o mundo a sua volta,

como por exemplo, identificar os ciclos climaticos para escolher os momentos apropriados

de suas plantacoes e colheitas, alem de alimentar suas crencas e mitologias. Mas foi a

partir dos filosofos da natureza como Copernico, Kepler, Galileu Galilei e Newton que os

misterios dos ceus comecaram a ser descortinados.

A descoberta de que a luz era um onda eletromagnetica, por James C. Maxwell,

forneceu aos cientistas uma preciosa informacao que faltava aos antigos. A partir daı o

Universo podia ser observado em termos de frequencia e comprimentos de onda. Essa

descoberta deu aos cientistas, em particular aos astronomos, ferramentas para estudar os

mais diversos fenomenos na natureza, ja que a luz traz a informacao da estrelas, que eles

se utilizam para seus estudos. Hoje sabemos que a luz visıvel e uma pequena parte do

espectro eletromagnetico, 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 frequencias crescendo da direita para

esquerda. Ao centro temos as faixas ou bandas do espectro eletromagnetico e abaixo

temos a luz ou espectro visıvel.

1

Capıtulo 1. Introducao 2

Figura 1.1: De cima para baixo temos: Comprimentos de onda, frequencia, as faixas ou

bandas do espectro eletromagnetico, da esquerda para direita - raios cosmicos, raios γ ,

raio X, ultravioleta, visıvel, infravermelho, microondas, ondas de radio. Abaixo temos a

luz ou espectro visıvel. Fonte: Feltre (2000).

No espectro eletromagnetico, a parte infravermelha (IR)1 , nos fornece uma importante

janela para investigar muitos fenomenos na astronomia, e e dessa faixa que vamos falar

na proxima secao.

1.1 Astronomia do Infravermelho

Desde a segunda metade do seculo passado iniciou-se uma empolgante fase da Astro-

nomia do Infravermelho, Rieke (2009). O lancamento de satelites 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 astronomos

muitos dados sobre essa faixa do espectro eletromagnetico.

A importancia de se observar em comprimentos de onda diferentes e que podemos

observar estruturas e processos fısicos especıficos de acordo com o interesse do estudo.

1Do ingles Infrared.


O infravermelho, por exemplo, pode revelar coisas escondidas na luz visıvel. Na figura

(1.2), a esquerda, vemos um secador de cabelo ligado observado na luz visıvel. A direita

o mesmo secador observado no infravermelho.

Figura 1.2: Esquerda: Luz visıvel. Direita:Infravermelho. (Credito:NASA/IPAC)

Na figura (1.3) temos a mesma galaxia observada em diferentes comprimentos de onda.

Da esquerda para direita temos as observacoes que foram feitas na faixa do raio X, que

podem ser causados pelo disco de acrecao de um buraco negro; no UV, ultravioleta onde

observamos estrela quentes e jovens em comprimentos de onda da ordem de 200 nm; no

visıvel em 500 nm, onde podemos observar estrelas como o nosso Sol; no infravermelho

proximo em 1.600 nm, onde encontramos estrelas frias e frequentemente velhas onde a

poeira se torna transparente e, por fim, no infravermelho distante, a 100.000 nm, onde

temos a presenca de poeira fria ou aquecida por estrelas quentes, Rebull (2013).

Figura 1.3: Galaxia Cabeca de Cavalo observada, da esquerda para direita em: Raio X,

UV, Visıvel, IR Proximo, Far IR . (Credito: NASA/IPAC)


A radiacao infravermelha e emitida por qualquer objeto que tenha temperatura, isto e,

que emita calor. Entao, todo objeto celeste emite energia no infravermelho. Essa emissao

depende da temperatura do objeto observado. Para objetos mais frios temos comprimen-

tos maiores e objetos mais quentes temos comprimentos de onda menores. Desse modo,

alguns comprimentos de onda sao mais adequados para o estudo de certos objetos celestes,

do que outros. A medida que nos movemos, do infravermelho proximo para o infraver-

melho medio, alguns objetos se tornam visıveis enquanto outros desaparecem, como na

figura (1.4). A imagem da esquerda mostra estrelas vistas no visıvel, no centro estrelas

frias e velhas, e a direita a poeira interestelar Rebull (2013).

Figura 1.4: Nebulosa cabeca de cavalo observada no visıvel (Esquerda), IR proximo pelo

2MASS (Centro) e medio pelo ISO (Direita). (Credito:NASA/IPAC)

O espectro infravermelho esta dividido em tres regioes: proximo, medio e distante,

em temperaturas que variam entre 10,6K ate 5.200K. Nessas bandas, podemos observar

desde proto-estrelas ate a quımica estelar e interestelar. Vamos falar sobre o IR proximo

na secao seguinte.

1.2 Infravermelho Proximo

Observacoes no Near Infrared ou infravermelho proximo, de 0,7 µm a 5 µm, foram

feitas de observatorios terrestres desde a decada de 60 Rieke (2009). Elas sao feitas da


mesma maneira que as observacoes na luz visıvel para comprimentos de onda inferiores a

1 µm, mas requerem detectores de infravermelho especiais para bandas alem de 1 µm.

Quando observamos nessa regiao do espectro eletromagnetico, as estrelas azuis quentes,

vistas no visıvel, desaparecem e as estrelas frias se tornam visıveis. As estrelas gigantes

vermelhas e as anas vermelhas de baixa massa dominam o infravermelho proximo. Nessa

faixa, a poeira interestelar se torna transparente.

Podemos notar, a partir da figura (1.5), que o centro da nossa galaxia fica escondido por

uma espessa camada de poeira quando observada na luz visıvel, figura (1.5(a)), e torna-se

transparente quando observada no IR proximo, figura (1.5(b)). Muitas das estrelas mais

quentes na imagem visıvel desvaneceram-se na imagem do IR proximo. A imagem do

IR proximo mostra estrelas avermelhadas e mais frias, anas vermelhas, Kirkpatrick et al.

(1991) e principalmente gigantes vermelhas, que nao aparecem no modo de exibicao de

luz visıvel. As estrelas gigantes vermelhas ja esgotaram seu combustıvel nuclear e estao

produzindo metais pesados. Elas podem aumentar ate 100 vezes seu tamanho original e

tem temperaturas que variam 2000-3500K e irradiar mais intensamente na regiao do IR

proximo Zeilik & Gregory (1998).

As outras estrelas na figura (1.5(b)) sao anas vermelhas. Elas sao 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 proximo.

(a) Visıvel (b) IR Proximo

Figura 1.5: Centro galatico observado no a) visıvel e no b)IR proximo.

(Credito:NASA/IPAC).


1.3 Infravermelho Medio

A faixa que se estende o IR medio vai de 5µm ate 40 µm. Para evitar conta-

minacao com a nossa atmosfera, observacoes no IR medio e distante so podem ser feitas

por satelites acima da nossa atmosfera, pois a atmosfera da Terra absorve e emite IR

Hemachandra et al. (2015). Essas observacoes necessitam de detectores frios especiais

contendo cristais, como germanium, cuja a resistencia eletrica e muito sensıvel ao ca-

lor, Low (1969). Nessa banda, as estrelas frias desaparecem e objetos ainda mais frios

aparecem, tais como, planetas, cometas e asteroides.

Os asteroides emitem a maior parte de sua energia no IR medio fazendo dessa banda

a mais eficiente para localizar asteroides escuros. O IR medio pode ajudar a determinar

a superfıcie, a composicao e o diametro dos asteroides. A poeira de cometas tambem tem

forte emissao no IR medio, figura (1.6), Kelley et al. (2010).

Figura 1.6: Cometa observado no IR medio pelo IRAS. (Credito:NASA/IPAC)

A poeira aquecida, warm dust, comeca a brihar no IR medio. Um exemplo disso e a

poeira zodiacal que se situa no plano do nosso Sistema Solar. Essa poeira e composta

de silicatos (como as rochas da Terra), de tamanhos que variam de microns ate grandes

rochas. Os silicatos emitem a maioria de sua radiacao em 10 µm, Fujiyoshi et al. (2015).

Mapear a distribuicao da poeira pode nos fornecer pistas sobre a formacao do nosso

Sistema Solar.

Planetas absorvem a radiacao de suas estrelas e reemitem o calor no infravermelho,

que e diferente da luz visıvel refletida pelo planeta. Os planetas do nosso Sistema Solar


tem temperaturas entre 53K e 573K. Objetos nessa temperatura emitem a maior parte

de sua luz no IR-medio, 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 medio. (Credito:NASA/IPAC)

Poeira interestelar quente tambem comeca a brilhar quando entramos na regiao do

IR medio. A poeira em torno das estrelas brilha com mais intensidade no infravermelho

medio. Algumas vezes essa poeira e tao espessa que a observacao da estrela e 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 medio pelo IRAS (Credito:

NASA/IPAC)


Discos protoplanetarios, discos de material que cercam estrelas recem-formadas, tambem

brilham no IR medio. Sao nesses discos onde novos planetas possivelmente estao sendo

formados,Ridpath (2011).

1.4 Infravermelho Distante

No IR distante, de 40µm ate 350µm, todas as estrelas desaparecem e vemos a materia

fria do Universo (abaixo de 140K). Enormes nuvens de gas e poeira fria em nossa propria

Galaxia, bem como em galaxias proximas, brilham no IR distante. Em algumas dessas

nuvens, estrelas novas estao apenas comecando a se formar. Observacoes nessa banda po-

dem detectar o calor de protoestrelas quando a nuvem comeca a se contrair, Abergel et al.

(1999).

O centro da nossa Galaxia tambem brilha no IR distante por causa da grande con-

centracao de estrelas envolvidas em densas nuvens de poeira, Green et al. (2015), como

visto na figura (1.9), onde a regiao central brilha com grande intensidade. Essas estrelas

aquecem a poeira e ocorre um aumento da intensidade no infravermelho.

Figura 1.9: Nossa galaxia observada no IR distante pelo satelite COBE em 60, 100 e 240

microns. (Credito:Michael Hauser do Space Telescope Science Institute, COBE/DIRBE

Science Team, e NASA).

Excetuando o plano de nossa Galaxia, o objeto mais brilhante do IR distante e a regiao


central da Galaxia M31. O nucleo dessa galaxia irradia mais energia no IR distante do

que todas as estrelas de nossa galaxia combinadas. Esta energia, no IR distante, vem da

poeira aquecida por estrelas no centro dessa galaxia, Tabatabaei & Berkhuijsen (2010).

As regioes centrais da maioria das galaxias brilha muito intensamente no IR distante.

Varias Galaxias possuem nucleos ativos escondidos em regioes densas de poeira, Zeilik

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

Figura 1.10: Vista da galaxia Andromeda (M31). Notar o brilho da regiao central. Fonte:

http://www.ipac.caltech.edu/outreach/Edu/Regions/irregions.html

Em algumas partes das Galaxias, a taxa de formacao estelar e muito alta. Nes-

sas regioes com grande concentracao de materia, principalmente gas e poeira, a materia

comeca a ser atraıda gravitacionalmente para um determinado ponto, e comecam a co-

lapsar para formacao de novas estrelas. Nesse processo o material se aquece e comeca a

emitir sua energia no IR distante Low (1969).

A tabela (1.4) resume as principais caracterısticas das regioes do IR 2.

2Fonte: http://www.ipac.caltech.edu/outreach/Edu/Regions/irregions.html


Regiao O que vemos Temperatura (K) λ (micron)

IR proximo

Gigantes Vermelhas

Gigantes vermelhas frias 740 ate 5.200 0,7 ate 5

A poeira e transparente

IR Medio

Planetas, Cometas e Asteroides

Poeira aquecida 140 ate 740 5 ate 40

Discos protoplanetarios

IR Distante

Poeira fria

Nucleo das Galaxias 10,6 ate 140 40 ate 350

Nuvens Moleculares frias

Tabela 1.1: Regioes do Infravermelho. (Credito: Nasa/IPAC)

1.5 Nascimento de estrelas e planetas

Novas estrelas sao criadas pelo colapso de vastas nuvens de gas e poeira dentro das

galaxias. Estes frequentes colapsos podem ser provocados pelas gravidade devido a estrelas

proximas, as ondas de choque de uma explosao de uma supernova ou a mera rotacao lenta

e regular de uma galaxia espiral . Dependendo do tamanho da nuvem e de outros fatores,

estrelas podem nascer em grandes aglomerados ou em grupos menores. A medida que a

nuvem se desintegra, ela se adensa e aquece. Qualquer movimento aleatorio na nuvem

inicial cresce ate que ela se torna um disco achatado e giratorio. Cada vez mais material e

atraıdo pela gravidade da parte central da nuvem, chamada de protoestrela, que se aquece

ate que comeca a brilhar. Seu nucleo torna-se mais denso e mais quente, ate atingir o

ponto em que as reacoes nucleares podem comecar, tornando-se realmente uma estrela.

O gas e a poeira restante no disco protoplanetario da origem aos planetas, asteroides,

cometas e demais objetos celestes, Ridpath (2011).

O processo de formacao dos sistemas planetarios segue as seguintes etapas principais:

1. Forma-se um nucleo denso numa nuvem de gas e poeira; 2. A nuvem colapsa gravi-

tacionalmente agregando mais materia; 3. Uma protoestrela se acende com um fluxo de


gas bipolar aquecido, em um disco de poeira e gas; 4. Forma-se um disco protoplanetario

em torno da estrela central; 5. Os planetas se formam atraves de choques de materiais

e comecam a atrair gravitacionalmente a materia circundante, limpando sua orbita; Um

novo sistema planetario se forma, (Figura 1.11).

Figura 1.11: Formacao de um Sistema Planetario. (Credito:NASA/IPAC)

As estrelas jovens continuam cercadas por uma grande nuvem de gas e poeira. Parte

desta espirala e agrega-se na propria estrela, mas com frequencia, outro tanto e ejetado.

Muitas estrelas jovens desenvolvem um campo magnetico que captura o material circuns-

telar e o lanca em jatos a partir dos polos. A pressao de radiacao pode tambem dispersar

elementos no espaco. Nesse perıodo a estrela pode passar por um perıodo de pulsacao e

instabilidade, chamado de ’T Tauri’, antes de se estabelecer como uma estrela da sequencia

principal, Ridpath (2011).


1.6 Disco de Detritos

O disco de detritos e uma nuvem achatada do material restante da formacao estelar.

Por esse motivo e comum encontrar esse disco em estrelas jovens. O disco fornecera a

materia prima para formacao dos planetas, como visto na secao (1.11). Desse modo a

poeira circunstelar e uma fonte de informacao sobre as origens dos planetas e das estrelas

Rodigas et al. (2014).

Para encontrar discos de detritos os astronomos medem o excesso de IR proveniente de

uma estrela da seguinte forma Cruz-Saenz de Miera et al. (2014): a estrela emite radiacao

em todos os comprimentos de onda, inclusive no IR. Essa radiacao aquece a poeira em

sua volta que passa a emitir no IR tambem. A soma da radiacao IR da estrela com a

radiacao IR da poeira, provoca um excesso de IR na medicao.

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 util 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 ja identificaram 146 estrelas

que mostraram excesso em 60µm por correlacao cruzada com o catalogo Hipparcos, e

em 33 estrelas foram encontrados discos de detritos Wu et al. (2013). Discos de poeira

tambem foram observados no sistema Beta Pictoris, a aproximadamente cinquenta anos

luz de distancia, como mostrado na figura (1.12), Lagrange & Boccaletti (2014).

Figura 1.12: Disco de detritos em Beta Pictoris. (Credito:NASA/IPAC)


Muitos outros trabalhos foram feitos em comprimentos de onda mais curtos, e.g. 24µm,

especialmente, depois do lancamento do Telescopio Spitzer.

Desse modo, pela teoria da formacao dos sistemas planetarios Fujiyoshi et al. (2015),

e natural encontrar discos de detritos em estrelas jovens e quentes, mas nao em estrelas

do tipo tardio, uma vez que, depois de cerca de 10 milhoes de anos do nascimento da

estrela, a poeira e o gas deve desaparecer, tendo sido capturados por sua estrela, usados

na formacao de asteroides, cometas e planetas ou ejetados pelo vento solar ou pressao de

radiacao. Contudo, estrelas com idade superior a 10 milhoes de anos tem apresentado um

disco de poeira circunstelar, Costa (2015). Para se ter uma ideia de como o vento solar

interage com o gas e a poeira, a missao MAVEN- Mars Atmosphere and Volatile Evolution

da NASA, que estuda a evolucao e volatilidade da alta atmosfera de Marte, capturou a

fuga de partıculas da sua atmosfera que estavam sendo arrancadas pelo ventou solar,

Chaffin et al. (2015). Os cientistas acreditam que marte ja teve um clima parecido com o

da Terra, mas o perda do seu campo magnetico deixou a atmosfera exposta ao contınuo

bombardeio de partıculas provenientes do Sol. Essas partıculas uma vez ionizadas sao

levadas para os confins do Sistema Solar juntamente com o vento Solar. Com a perda

da umidade atmosferica e de gases vitais, como CO2, o clima de Marte se transformou

drasticamente. De um planeta capaz de sustentar agua liquida para um planeta arido e

inospito.

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 possıvel explicacao para o reabastecimento do disco em estrelas tardias, e que

planetas massivos, do tipo de Jupiter ou maiores, por exemplo, podem desviar a trajetoria

de asteroides e cometas de modo que eles podem colidir uns com os outros quebrando esses

corpos em pedacos menores ate virarem poeira, Lagrange et al. (2000), figura (1.13). A

poeira entao forma um disco ao redor da estrela que os astronomos chamam de Disco de

Detritos.


Figura 1.13: Concepcao artıstica dos choques que reabastecem o disco de detritos em

torno da estrela central. Do lado superior esquerdo e mostrado um planeta que perturba

a trajetoria dos cometas e asteroides.(Credito: W. Lyra & Kuchner)

De modo que a deteccao de poeira em torno de estrelas do tipo tardia, e um indicativo

de que pode existir planetas em sua orbita, pois do contrario nao haveria um corpo para

desviar as trajetorias e nao haveria colisoes e nem poeira, de forma que, encontrar um

disco de detritos nos da uma pista para encontrar planetas, Gomes et al. (2005).

Kalas et al. (2014) usaram o telescopio espacial Hubble para obter imagens do disco de

detritos da estrela Fomalhaut, 16 vezes mais brilhante e quatro bilhoes de anos mais jovem

que o Sol. Observacoes posteriores revelaram a existencia de um planeta batizado com o

nome Fomalhaut b, que foi o primeiro planeta observado diretamente. Vemos na (Figura

1.14) um anel excentrico, 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.


Figura 1.14: Imagem obtida pelo telescopio 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 interacao entre o disco de detritos e os planetas pode nos esclarecer sobre a

estrutura do nosso Sistema Solar, ja que a interacao entre o cinturao de asteroides entre

Marte e Jupiter e o cinturao de Kuiper, influenciaram fortemente a atual estrutura do

nosso Sistema Solar, alem de permitir a investigacao sobre a formacao de outros sistemas

planetarios em outras partes do Universo Gomes et al. (2005).

Acredita-se que muitas das crateras na Terra e na lua sugiram de choques cataclısmicos

com bolidos celestes que foram atraıdos para o interior do Sistema Solar por uma interacao

gravitacional com os planetas gigantes Jupiter e Saturno por volta de 4,0 bilhoes de anos

atras. Esse perıodo ficou conhecido como Bombardeio Pesado Tardio Gomes et al. (2005).

Essa interacao gravitacional forcou Saturno, Urano e Netuno para mais longe do Sol. A

passagem de Netuno pelo cinturao de Kuiper, perturbou a trajetoria 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).

Em um cenario apocalıptico para a jovem Terra, novos elementos eram trazidos para


sua composicao, inclusive a agua proveniente dos cometas, segundo teorizam alguns ci-

entistas Walsh et al. (2011). Mais recentemente analisando a composicao das amostras

coletadas do cometa 67P Goesmann et al. (2015) detectaram 16 diferentes compostos

organicos inclusive acetona e Morse et al. (2015) mediram diferentes taxas de agua, CO2,

e CO. Esses elementos sao vitais para a vida e caso nao houvesse essa interacao entre

os planetas e o disco de detritos, e esse bombardeamento nao houvesse ocorrido, a Terra

seria um lugar bem diferente atualmente.

Em 2010 foram observados eventos semelhante no jovem sistema eta Corvi. Usando

dados do telescopio espacial Spitzer, Marengo et al. (2014) descobriram que, um grande

numero de corpos cometarios, das regioes exteriores deste sistema, colidiram com um

corpo de tamanho planetario em sua regiao interior, liberando agua e poeira de gelo cuja

a massa total e de cerca de 0, 1% de toda agua nos oceanos da Terra.

Se a agua e um elemento fundamental para vida, isso nos leva a uma outra questao

fundamental: Como eventos que levaram a vida na Terra podem estar acontecendo em

outros sistemas?

Outra questao interessante e: qual sera 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 telescopio Kepler. Uma ana branca, na constelacao de

Virgo, a 570 anos luz de distancia. Eles detectaram a diminuicao de regular da intensi-

dade do seu brilho num intervalo de 4,5 horas, que indica que ha varios pedacos de rochas

de um planeta em destrocos orbitando muito proximo da estrela. As imagens do Kepler

corroboradas por observacoes e medicoes de outros telescopios, mostram um total de seis

ou mais fragmentos rochosos e poeira.

Essa observacoes sao importantes pois assim como o WD1145+017, quando o hi-

drogenio acabar o Sol comecara a queimar elementos mais pesados como helio, carbono e

oxigenio, e se expandira de forma a se desfazer de suas camadas externas e se tornar uma

ana branca de tamanho semelhante ao nucleo de nosso planeta.

Ao fazer isso, consumira provavelmente a Terra, Venus e Mercurio. E, na eventual

hipotese de a Terra sobreviver a esta convulsao, ela acabara destruıda em pedacos a

medida que a gravidade da ana branca a atrair em direcao a ela.

Daı a importancia de se estudar os discos de detritos inferidos do excesso de IR e sua


relacao com os planetas, estrelas da sequencia principal e estrelas evoluıdas.

1.7 Planetas e o Excesso de IR

Atualmente existem 1956 exoplanetas 3 confirmados, principalmente por transito pla-

netario e velocidade radial e aproximadamente 2300 outros esperando confirmacao pela

missao Kepler Batalha & Kepler Team (2012).

Werner et al. (2004) encontraram muitas estrelas proximas rodeadas por discos de

detritos a partir de observacoes 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 colisoes

entre asteroides ou sublimacao 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

indıcios da presenca de planetas, a relacao entre planetas e disco de poeira ainda e in-

certa. Estrelas do tipo espectral A com planetas tambem possuem discos de detritos

brilhantes Kalas et al. (2014), Lagrange et al. (2009), sugerindo assim uma ligacao en-

tre os dois fenomenos. Beichman et al. (2005), afirmam preliminarmente que existe uma

fraca correlacao entre a frequencia e a magnitude de emissao de poeira com a presenca

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 presenca de poeira quente, analoga a produzida por colisoes no cinturao de asteroides

do nosso Sistema Solar.

Lawler & Gladman (2012) buscaram por discos de poeira circunstelar em estrelas can-

didatas a hospedar exoplanetas com cinturoes de asteroides, muitos dos quais sao super-

Terras, numa amostra de 997 sistemas do tipo solar observados pelo satelite Kepler. Eles

encontraram oito estrelas com excesso de IR medio com temperatura morna e quente

3Atualizado em 15 de setembro de 2015 pelo site http://exoplanet.eu


entre 100 e 500K e com distancias orbitais entre 0,1 ate 10 UA 4. Para a estrela KOI

1099 foi estimada a tempertura de 500K para a poeira no interior da orbita do candidato

a exoplaneta, ja a estrela KOI 904 teve uma temperatura estimada para poeira muito

maior, de aproximadamente 1200K a uma distancia de 0,02UA de sua estrela hospedeira.

Outros trabalhos encontraram temperatura caracterısticas das zonas habitaveis como

no artigo de Morales et al. (2012), onde foi realizado um estudo em uma amostra de

350 sistemas planetarios selecionados do Exoplanet Encicolpedia Catalog5 com fotometria

WISE. Nove das 350 estrelas apresentaram excesso no infravermelho medio em 12 e 22µm,

sugerindo que este excesso e um indicativo de poeira com temperatura caracterıstica de

zonas habitaveis em torno dessas estrelas.

1.8 Estrelas da Sequencia Principal e o Excesso de

IR

Encontrar discos circunstelares e um fenomeno relativamente comum em estrelas da

sequencia principal Trilling et al. (2008). Os discos frios com temperaturas da poeira me-

nores que 120K sao relativamente comuns, enquanto disco quentes em volta das estrelas

da sequencia principal, com temperaturas maiores que 120 K, sao 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 emissao em torno de 70 a 100µm, carac-

terıstico de poeira fria da ordem de 50K.

Observacoes realizadas com o Infrared Space Telescope (ISO) Salama (2004) de apro-

ximadamente 150 estrelas da pre-sequencia e sequencia principal de tipos espectrais F e

G feitas por Spangler et al. (2001), encontraram 33 estrelas com evidencias de excesso de

IR.

Utilizando observacoes do telescopio 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

4Unidades Astronomicas: Distancia media entre a Terra e o Sol de aproximadamente 150 milhoes deKm.

5http://exoplanet.eu6Do ingles Spectral Energy Distribution ou Distribuicao Espectral de Energia.


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 ate 2,3 massas solares e idades entre 3 M

anos e 13 G anos. Carpenter et al. (2009) utilizando dados do programa de formacao e

evolucao de sistemas planetarios 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 ate 3 G anos com a Tpoeira

entre 60 a 180K. Os autores nao encontraram relacao 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 satelites espaciais Kepler e WISE, identificaram 13 estrelas com

excesso nas bandas 12 e 24µm. Eles afirmaram que sem observacoes em comprimentos de

onda mais longos nao era possıvel afirmar de maneira conclusiva a natureza desse excesso,

apesar de sugerirem que o excesso seja devido a presenca 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 orbita dos planetesimais8 do

disco.

Assim como no nosso Sistema Solar, esses resultados sugerem que muitos desses siste-

mas podem formar planetas, ja que possuem a materia prima para tanto.

1.9 Estrelas Gigantes e o Excesso de IR

Os trabalhos da secao anterior mostram que o excesso de IR, caracterıstico do disco

de detritos, e um fenomeno relativamente comum em estrelas da sequencia principal, mas

esta se tornando cada vez mais claro que alguns discos sobrevivem pos-sequencia principal

como sugere o trabalho de Zuckerman & Becklin (1987).

Num trabalho posterior Zuckerman et al. (1995) encontraram 300 candidatas a terem

poeira circunstelar, numa amostra de 40.000 estrelas. Eles correlacionaram o Bright Star

7Do ingles Infrared Array Camera ou Camera Matricial Infravermelha8Pedacos de gelo ou rocha da ordem de 0,1 ate 100Km que sao remanescentes da formacao do Sistema

Solar.


Catalog Hoffleit & Jaschek (1982) e o Michigam Spectral Catalog com o catalogo IRAS

para determinar se alguma estrela de classe de luminosidade III possuem poeira circuns-

telar emitindo radiacao 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 rapida fase de evolucao.

Estudos feitos para estrelas gigantes, do tipo espectral G e K, do catalogo Faint Source

Catalog (IRAS) , mostraram que 14% apresentaram excesso em 60µm Plets et al. (1997).

Eles analisaram uma amostra de estrelas de classe de luminosidade III e tambem encon-

traram excesso IR em comprimentos de onda 25µm. Tais autores acreditam que a poeira

esfriada durante a fase da sequencia principal seria reaquecida apos a evolucao 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 e devido ao processo de evolucao do sistema da

sequencia principal para o ramos das gigantes. Jura (1990) a partir de observacoes do

IRAS de cerca de 100 estrelas gigantes brilhantes, concluiu que os excesso para estrelas

do tipo espectral G sao muito mais raros que para estrelas do tipo A da sequencia prin-

cipal. Estas observacoes sugerem que o aumento da luminosidade das estrelas contribui

drasticamente para evaporar os restos de corpos cometarios no disco circunstelar.

1.10 Objetivo e Plano de Trabalho

O objetivo principal deste trabalho e estudar a poeira aquecida de estrelas evoluıdas

observadas pelos satelites KEPLER e WISE que foram retiradas do Catalogo 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 e descrito

a seguir:

No capıtulo 2, apresentamos as caracterısticas das estrelas contidas no Catalogo Pin-

sonneault, junto com os parametros estelares utilizados para a selecao das estrelas.

No capıtulo 3, mostramos os criterios de selecao das estrelas com excesso de infraver-

melho, como o diagrama cor-cor, SEDs e a inspecao visual.

No capıtulo 4, apresentamos os nossos resultados e discutimos o comportamento alguns


parametros estelares com relacao ao excesso de infravermelho.

No capıtulo 5, mostramos as conclusoes e as possibilidades para trabalhos futuros.

CAPITULO 2

BASE DE DADOS

Os dados deste trabalho foram obtidos de tres fontes: O satelite espacial Kepler

Christensen-Dalsgaard et al. (2008), o satelite espacial WISE Wright (2009) e da missao

2MASS Kirkpatrick (2003). Nas secoes seguintes apresentamos de cada uma dessas fontes.

2.1 Missao Espacial Kepler

O Satelite Kepler, (Figura 2.3), lancado pelo foguete Delta II no Cabo Canaveral,

em 6 de marco de 2009, manteve-se operante ate maio de 2013, quando uma falha nos

estabilizadores incapacitou o telescopio de apontar para os alvos estelares. Nesse perıodo

ele coletou dados de 206.150 estrelas de nossa Galaxia.

A missao principal do telescopio e detectar planetas do tamanho da Terra nas zonas

habitaveis, orbitando estrelas do tipo solar (F ate anas K), para determinar as frequencias

e identificar caracterısticas desses exoplanetas. As observacoes foram divididas em quaters

com duracao de aproximadamente 90 dias, Kasting et al. (1993).

O metodo de deteccao, que requer uma alta precisao fotometrica, e o transito pla-

netario, que detecta uma pequena diminuicao do brilho da estrela enquanto o planeta

passa na frente de sua estrela hospedeira. Um planeta como o nosso, por exemplo, reduz

22

Capıtulo 2. Base de Dados 23

o brilho da estrela que orbita em aproximadamente 84 ppm1 . A reducao do brilho pode

durar de 3 a 12 horas e deve ser periodica, para caracterizar um exoplaneta terrestre, Pon

(2009). Para que o metodo funcione e necessario que a orbita do planeta esteja entre a

estrela e a linha de visada do telescopio. Este metodo fornece o perıodo orbital e o tama-

nho do planeta relativo a sua estrela, Koch et al. (2010). Uma vez detectada o tamanho

da orbita, o perıodo e a massa podem ser calculados usando a terceira lei de Kepler do

movimento planetario Rebull (2013). O tamanho do planeta pode ser estimado atraves

de quanto o brilho da estrela diminui quando o planeta esta no transito.

A orbita escolhida para o Kepler foi a Earth-trailing heliocentric orbit (ETHO) que

acompanha a orbita da Terra com um perıodo de 372,5 dias. Esta orbita otimiza a

observacao de um ponto especıfico no ceu, ja que telescopio nao passa pela sombra da

Terra, nao sofre o arrasto da atmosfera, nao sofre gradientes gravitacionais que poderiam

desestabilizar a espaconave e o maior torque e provocado pelo vento solar.

O seu espelho primario de 0,95 metro de diametro, monitora 100 mil estrelas com

magnitudes de 9 a 16, em um campo de visao de 105 graus quadrados cobrindo 16,1

graus de diametro no ceu. O retangulo maior na figura (2.1), mostra os campo total, e

os retangulos menores no centro mostra o campo efetivo que corresponde 57% do campo

total e engloba partes das constelacoes de Lira e Cisne, Paz-Chinchon et al. (2015) .

O seu fotometro, (Figura 2.2), localizado no plano focal do telescopio, e composto

por 42 Coupled Charge Device (CCD), dispositivos de carga acoplada com uma resolucao

de 95 megapixels e 4 sensores de orientacao espacial. As dimensoes de cada detector e

de 50x25 mm subdividido em 2 canais. Toda a matriz de pixels tinha uma exposicao

de 6,02 s e um tempo de leitura de 0,52 s que eram guardados na memoria principal,

Science Data Accumulator, ou acumulador de dados cientıficos, e depois so os pixels

correspondentes aos alvos eram salvos na memoria do satelite, para serem transmitidos

mensalmente para o laboratorios da NASA e ser efetuada a fotometria de abertura com

base em uma biblioteca de mascaras previamente definidas. Alem 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

1Partes por milhao.


Figura 2.1: Campo de visao do Kepler, conjunto de retangulos mostrados esquemati-

camente no centro da figura sao os CCDs que cobrem uma area de 115,6 graus qua-

drados, e estao orientados em direcao a constelacao de Cygnus ou Cisne. Credito:

Fraquelli & Thompson (2014)

.

remove os efeitos termicos e cinematicos causados pela espaconave 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 cosmicos

Jenkins et al. (2010) ; (3) remover o efeitos de background local de cada estrela; (4)

remover os ruıdos sistematicos devido as caracterısticas do instrumento. Alem destes

tratamentos citados, outros estao descritos em Koch et al. (2010).

Apesar do objetivo principal do telescopio ser a busca por exoplanetas, a natureza


Figura 2.2: Fotometro composto de 42 CCD (quadrados) com dois canais (retangulos

menores) e 4 sensores de orientacao. (Credito:NASA/Kepler)

Figura 2.3: Satelite Kepler. Iniciando na parte superior e no sentido anti-horario temos:

Bloqueador da luz solar; painel solar; giroscopio; espelho primario; antena; dissipador de

calor; fotometro. (Credito:NASA/Kepler)

de seus dados e tremendamente util para a astrofısica estelar, visto que, areas como

asterosismologia dependem de uma extensa e contınua serie temporal com dados de alta


precisao. Os dados do Satelite Kepler foram obtidos atraves de medidas ininterruptas

de duracao e cadencia sem precedentes, que permite analises refinadas de caracterısticas

dessas series 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

ceu no infravermelho proximo. Ele mapeou o ceu em tres bandas do infravermelho, com

o objetivo de identificar e caracterizar as fontes pontuais em cada faixa Huchra et al.

(2012).

O 2MASS usa dois telescopios de 1,3 m de diametro, um localizado no Mt. Wilson,

AZ, e o outro no CTIO, Chile. Cada telescopio foi equipado com uma camera de tres

canais, cada canal composto por uma matriz de 256 x 256 como detectores de HgCdTe,

capaz de observar o ceu simultaneamente em tres bandas J= 1,24 µm, H= 1,63 µm e K=

2,16 µm. As operacoes de levantamento foram concluıdas em 15 de fevereiro de 2001,

Kirkpatrick (2003).

A Universidade de Massachusetts (UMass) foi responsavel pela gestao global do pro-

jeto, e pelo desenvolvimento das cameras de infravermelho e os sistemas de computacao

em ambas as instalacoes Cutri et al. (2003).

2.3 Missao WISE

Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) e um telescopio espacial da NASA recep-

tor de ondas infravermelhas lancado em 14 de dezembro de 2009, e posto em estado de

hibernacao em 17 de fevereiro de 2011 quando sua transmissao foi entao desligada Wright

(2009).

A partir de dados da missao, foi descoberta a primeira ana Y que foi anunciada em

23 de agosto de 2011, assim como de outros dezenas de milhares de novos asteroides

Beichman et al. (2014).

2Site oficial do projeto:http://www.ipac.caltech.edu/2mass/overview/about2mass.html


Ele mapeou todo o ceu astronomico 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 diametro Wright (2009). Em outubro de 2010 seu refrigeramento de hidrogenio

esgotou-se, e por mais 4 meses sua missao foi chamada de uma extensao, com o nome

de NEOWISE (Novo WISE) Mainzer et al. (2011), e foi assim conduzido a realizar uma

pequena pesquisa sobre corpos menores proximos da orbita da Terra (incluindo asteroides

e cometas potencialmente perigosos) usando sua capacidade restante.

Todos os dados pertencentes ao ceu cartografado foram lancados em 14 de marco

de 2012, permitindo acesso a fotos, catalogos e dados gerais para o publico. 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). Alem disto, o terceiro sistema

planetario mais proximo da Terra foi descoberto pelo WISE, o sistema WISE 1049-5319.

Em agosto de 2013, a NASA anunciou a reativacao do telescopio WISE para uma nova

missao de tres anos de duracao, com a finalidade de procurar por asteroides que podem

potencialmente colidir com a Terra Mainzer et al. (2013).

2.4 Amostra Estelar

Nossa amostra de estrelas esta baseada no catalogo de Pinsonneault, Pinsonneault et al.

(2014). Nele, existem dois tipos de parametros: espectroscopicos obtidos pelo APOGEE -

Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment , Pinsonneault et al. (2014), e

os dados astrosısmicos como gravidade superficial log g, massa m, raio R, densidade media

que foram obtidos pelo KASC - Asteroseismology Science Consortium, Pinsonneault et al.

(2014). Da selecao de estrelas dessas duas fontes, Pinsonneault et al. (2014), apresenta-

ram o primeiro catalogo APOKASC de propriedades espectroscopicas e asterosısmiscas de

1916 estrelas gigantes vermelhas observadas durante a missao espacial Kepler. Os dados

asterosısmicos acrescentam precisao e acuracia aos dados obtidos apenas por espectrosco-

pia, como por exemplo na medida da gravidade superficial g.

Segundo os autores, a combinacao dos dados asterosısmicos e espectroscopicos adici-

onou uma nova dimensao ao estudo das populacoes estelares. Na figura (2.4), mostra-se


o diagrama HR (Hertzsprung-Russell) 3, das mesmas estrelas, para os tres diferentes

metodos: a esquerda temos o diagrama HR utilizando apenas o sistema fotometrico; ao

centro quando adicionado os dados espectrocopicos; e a direita a adicao dos dados aste-

rosısmicos para a gravidade superficial g.

Figura 2.4: As estrelas do catalogo no espaco log g versus log Teff em tres diferen-

tes metodos. Esquerda: Usando o sistema puramente fotometrico para o KIC. Centro:

Usando o sistema espectrocopico. Direita: Os parametros com a adicao da gravidade

superficial astrosısmica. Fonte: Pinsonneault et al. (2014).

As incertezas nas principais propriedades do catalogo sao 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 combinacao dos erros sistematicos

e aleatorios. As medidas da gravidade superficial obtidas atraves da asterosismologia sao

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 catalogos Kepler,

APOKASC e Pinsonneault ,Pinsonneault et al. (2014) .

3Ver apendice C


Figura 2.5: Esquerda: Catalogo do Kepler. Centro Catalogo APOKASC. Direita:Catalogo

Pinsonneault. Fonte: Pinsonneault et al. (2014).

Outras caracterısticas das estrelas do catalogo sao mostradas no Apendice (A.3).

2.5 Parametros Estelares

Na classificacao das estrelas, luminosidade e temperatura superficial sao parametros

que tem um papel semelhante ao peso e altura de uma pessoa, para classificar seu tipo

fısico. Sabemos que nos humanos, essas caracterısticas sao bem correlacionadas, ou seja,

normalmente espera-se que pessoas mais altas tenham maior peso que as pessoas de menor

estatura. Assim, tambem os astronomos procuram correlacionar os parametros estelares.

No meio do seculo passado, quando ainda nao se compreendia como os atomos produ-

ziam linhas espectrais, as primeiras classificacoes das estrelas foram baseadas nas intensi-

dades das linhas do hidrogenio. Foi adotada a sequencia A,B,C...P, para a nomenclatura

das classes espectrais, onde estrelas tipo A tinham as mais fortes linhas de hidrogenio,

cujas intensidades diminuıam ate chegar no tipo P. Com o melhor entendimento dos sub-

nıveis da estrutura atomica, que foi possıvel por volta de 1920, um novo esquema foi

adotado para a classificacao espectral, que estabelecia uma sequencia mais significativa

em funcao 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 proximo de O, no inıcio da sequencia sao chamadas estrelas

de primeiros tipos, do ingles early type, enquanto que os tipos mais proximos de M, no

final da sequencia sao chamados tipos tardios, late type. Cada tipo e subdividido em 10


grupos, de 0 (primeiros) a 9 (tardios), como por exemplo: ...F8, F9, G0, G1, G2...G9.

Como a primeira sequencia a ser adotada internacionalmente foi desenvolvida no Ob-

servatorio de Harvard em 1910, por Annie J. Cannon e seus colaboradores, essa sequencia

recebe o nome de Classificacao de Harvard. A tabela 2.1 resume as principais carac-

terısticas 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 parametros estelares do Catalogo Pinsonneault fo-

ram obtidos no Vizier4. Esses parametros sao as magnitudes J,H,K, W1, W2, W3,W4;

ascencao reta e declinacao; Temperatura efetiva; Gravidade superficial 5. Foi feita uma

correlacao entre estrelas Kepler e as estrelas observadas pelo satelite WISE nas bandas

W1,W2,W3 e W4 e nas bandas J,H e K do 2MASS.

4http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR.5Os parametros estao melhor descritos no apendice (A.1)


Na tabela (2.2) sao mostrados os parametros6 de 29 estrelas do catalogo Pinsonneault.

Tabela 2.2: Amostra de parametros de 29 estrelas do catalogo 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

6A Massa e a densidade sao mostradas em relacao ao sol.

CAPITULO 3

METODOLOGIA

Como descrevemos em nossa introducao, a presenca 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 nao evoluıram ate o ramo

assintotico das gigantes, Costa (2015).

Para selecionar as estrelas com excesso no IR dentre as 1916 estrelas do Catalogo de

Pinsonneault Pinsonneault et al. (2014), vamos utilizar de 3 criterios de selecao descritos

em Wu et al. (2013). Segundo esses autores podemos selecionar as estrelas candidatas a

excesso de IR atraves do: 1) diagrama Cor-Cor; 2) da avaliacao das SEDs; 3) da inspecao

visual, Wu et al. (2013). A seguir, descreveremos quais sao esses criterios.

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 e dada no eixo horizontal, e entao a cor definida por outra diferenca no

brilho sera 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

32

Capıtulo 3. Metodologia 33

Wright (2009) para as estrelas de nossa amostra.

A tabela (3.1) resume as missoes, as bandas com seus respectivos comprimentos de

onda dessas regioes do IR 1.

Missao 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 relacao entre o fluxo F e a magnitude aparente m de uma estrela e dada por:

m = −2.5 logF + const (3.1)

Em 22 µm, temos:

[22] = −2.5 logF22 + 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 satelite WISE. Devido ao sinal negativo

na equacao (3.2), quanto maior for o fluxo emitido pela estrela, menor sera o valor da

magnitude correspondente. Para uma estrela que nao 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 tera um valor inferior

ao esperado, acarretando tambem um excesso no ındice de cor K − [22]. Desse modo,

1Fonte: http://www.ipac.caltech.edu/outreach/Edu/Regions/irregions.html


podemos atraves da analise dos ındices de cor, ter uma nocao sobre um possıvel excesso

no fluxo emitido por uma estrela Costa (2015).

Vamos utilizar os criterios estabelecidos por Wu et al. (2013). Das 7.624 estrelas da

sua amostra, eles consideram como estrelas candidatas a exibirem excesso na emissao

infravermelha em 22 µm, aquelas estrelas que obedecem os seguintes criterios, mostrados

na tabela (3.2):

Tabela 3.2: Criterio de selecao do ındices de cor. Fonte: Wu et al. (2013)

Intervalos J −H Desvio Padrao 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, sao mostradas as estrelas da sequencia principal, em verme-

lho as estrelas gigantes. As estrelas a direita da linha tracejada vermelha, sao 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 media µ mais quatro vezes o desvio

padrao para selecionar as estrelas candidatas ao excesso IR. Os histogramas dos ındices

de cor sao mostrados na Figura (3.2).


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).


3.2 Avaliacao das SEDS

O segundo criterio de selecao, baseado no trabalho de Wu et al. (2013), e o avaliacao

da SED, Spectral Energy Distribution, (Distribuicao 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 teorico de corpo negro

2.

Na figura (3.3) apresentamos a SED da estrela KIC10003497, que nao 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 tres pontos verdes sao as bandas J, H e K do 2MASS e

os quatro pontos em vermelho sao as bandas W1, W2, W3 e W4 do WISE.

2Para realizar tal comparacao, utilizamos a ferramenta VO Analyzer, ferramenta que compila modelosteoricos de espectros, calcula a fotometria sintetica, executa a minimizacao χ2 e determina o melhorajuste dos dados, Bayo et al. (2008).


Contudo para as estrelas que tem excesso IR, suas curvas sofrerao um desvio da curva

de corpo negro na banda que o excesso IR se apresenta. O excesso sera 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 tres primeiros pontos verdes sao as bandas J, H e K do 2MASS e os quatros

ultimos pontos vermelhos sao as bandas W1, W2, W3 e W4 do WISE. Observamos que

para a estrela KIC3973328, so identificamos excesso de infravermelho na banda W4.

104 105

λ( )

10-19

10-18

10-17

10-16

10-15

10-14

10-13

10-12

Fλ(ergcm

−2s−

1−

1)

KIC3973328

2MASS

WISE

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

Apesar da avaliacao da SED confirmar o excesso de IR, ainda nao podemos dizer o

mesmo quanto a origem desse excesso, visto que ele pode ser devido a uma contaminacao

ou efeitos de background. Para confirmar a origem desse excesso vamos para o terceiro

criterio de selecao: a inspecao visual, descrito a seguir.


3.3 Inspecao Visual

Com o intuito de verificar se o excesso apresentado na emissao de IR para as estrelas

de nossa amostra, tem alguma contaminacao produzida por artefatos ou emissao de back-

ground, devido a presenca de Galaxias ou ainda, uma estrela proxima muito brilhante,

fazemos uma inspecao visual nas imagens do WISE para as estrelas selecionadas pelo

criterio anterior.

O ultimo criterio de selecao 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 nao possui uma fonte pontual em W4, como mostra a figura (3.6), caracterizando

uma contaminacao por background.

104 105

λ( )

10-19

10-18

10-17

10-16

10-15

10-14

10-13

10-12

Fλ(ergcm

−2s−

1−

1)

KIC10658326

2MASS

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.


(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 tres criterios de selecao, o excesso de

infravermelho detectado, pode ser proveniente de um disco de poeira cincunstelar, cuja a

origem pode estar associada a colisoes de planetesimais no interior desse disco. A energia

cinetica desses choques e convertida em calor que eleva a temperatura do disco de detritos.

Entao, para um calculo 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 ira produzir

um desvio da curva do corpo negro da estrela na banda, ou bandas, que apresentam um

excesso no IR. A melhor temperatura sera 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, e a banda na qual nos estamos buscando

identificar excesso no IR. No capıtulo 4 vamos aplicar as tecnicas descritas para as estrelas

da nossa amostra.

CAPITULO 4

RESULTADOS E DISCUSSOES

Neste capıtulo, apresentamos os principais resultados deste trabalho, baseados nos

dados e parametros descritos no capıtulo 2 e a aplicacao da metodologia descrita no

capıtulo 3. Tais resultados, traduzem fundamentalmente o comportamento da radiacao

infravermelha para estrelas evoluıdas do catalogo de Pinsonneault et al. (2014) obtidas

atraves de observacoes do satelite Kepler, representadas pelo ındice de cor K−[22] obtidos

a partir das magnitudes WISE e 2MASS. Aplicamos os criterios de selecao 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 relacao ao raio, metalicidade e massa buscando

uma correlacao entre essas grandezas e o excesso de IR.

4.1 Diagrama HR e Cor-Cor: Catalogo 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 catalogo Pinsonneault 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 ultimo, em

verde K-[22]> 0,22. Essa segregacao esta de acordo com os criterios de Wu et al. (2013).

40

Capıtulo 4. Resultados e Discussoes 41

3.603.643.673.713.743.77log (Teff) (K)

1.16

1.74

2.32

2.90

3.48

4.06

log g

(cm

s−

2)

1.0M¯

1.2M¯

1.6M¯2.0M¯2.5M¯3.0M¯3.5M¯

K−[22] −0.22

−0.22 < K−[22] 0.00< K−[22] 0.22 K−[22] > 0.22

Figura 4.1: Diagrama HR do catalogo de Pinsonneault. As estrelas estao 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 tracados evolutivos obtidos a partir de Girardi et al.

(2000) sao mostrados para massas estelares que vao de 1 ate 3,5 massas solares.

Como criterio de selecao preliminar vamos utilizar os criterios de Wu et al. (2013) dis-

cutidos na secao (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

secao 3, sao as candidatas a excesso.

Nessa selecao 596 de 1916 estrelas foram selecionadas, ou seja, 31, 10% das estrelas

foram selecionadas. Vemos que esse criterio e razoavel ja 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.


-1.2 0.0 1.2 2.4 3.6 4.8 6.0K−[22]

0.4

0.6

0.7

0.8

0.9J−H

Figura 4.2: Diagrama cor-cor: Estrelas a direita da linha pontilhada sao as candidatas a

excesso IR.

Para melhorar o criterio, 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 divisao

cada intervalo tem aproximadamente o mesmo numero de estrelas.

Tabela 4.1: Novo criterio de selecao do ındices de cor para o catalogo 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

Apresentamos a seguir os histogramas de cada intervalo para todos os intervalos de


J −H. Usamos o criterio K − [22] > µ + 2,5σ, onde µ e a media e σ e o desvio padrao,

para selecionar as estrelas candidatas a excesso. Essas estrelas sao mostradas a direita da

linha pontilhada vermelha em cada histograma.

Para J − H ≤ 0, 51 encontramos a media µ igual a 0,30 e o desvio padrao σ igual a

0,38 e K− [22] de 1,24 , conforme Figura (4.3). Para esse intervalo (J −H ≤ 0, 51) foram

selecionadas 06 estrelas com K − [22] > 1, 24.

Para 0, 51 < J −H ≤ 0, 545 encontramos a media µ igual a 0,40 e o desvio padrao σ

igual a 0,48 e K− [22] de 1,60, conforme figura (4.4). Para esse intervalo (0, 51 < J−H ≤

0, 545) foram selecionadas 14 estrelas com K − [22] > 1, 60.

Para 0, 545 < J −H ≤ 0, 578 encontramos a media µ igual a 0,43 e o desvio padrao

σ igual a 0,47 e K − [22] de 1,60, conforme Figura (4.5). Para esse intervalo (0, 545 <

J −H ≤ 0, 578 ) foram selecionadas 14 estrelas com K − [22] > 1, 60.

1.0 0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5

K-[22]

0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

1.4

1.6

Frequenci

a n

orm

aliz

ada

J-H 0.51: µ = 0.30, σ = 0.38

K−[22]excesso=1.24

Figura 4.3: Histograma para J − H ≤ 0, 51. As estrelas a direita da linha pontilhada

vermelha, sao as candidatas a excesso IR.


1.0 0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0

K-[22]

0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

1.4

Frequenci

a n

orm

aliz

ada

0.51 < J-H 0.54: µ = 0.40, σ = 0.48

K−[22]excesso=1.6

Figura 4.4: Histograma para 0, 51 < J − H ≤ 0, 545. As estrelas a direita da linha

pontilhada vermelha, sao as candidatas a excesso IR.

1.0 0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0

K-[22]

0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

1.4

1.6

Frequenci

a n

orm

aliz

ada

0.54 <J-H 0.57: µ = 0.43, σ = 0.47


Figura 4.5: Histograma para 0, 545 < J − H ≤ 0, 578. As estrelas a direita da linha

pontilhada vermelha, sao as candidatas a excesso IR.


E por ultimo, para J−H > 0, 57 encontramos a media µ igual a 0,36 e o desvio padrao

σ igual a 0,56 e K − [22] de 1,75, conforme Figura (4.6).

1 0 1 2 3 4

K-[22]

0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

Frequenci

a n

orm

aliz

ada

J-H > 0.57: µ = 0.36, σ = 0.56


Figura 4.6: Histograma para J − H > 0578. As estrelas a direita da linha pontilhada

vermelha, sao as candidatas a excesso IR.

Para esse intervalo ( J−H > 0, 57 ) foram selecionadas 13 estrelas com K−[22] > 1, 75.

Em todos os intervalos de J −H foram selecionadas 47 estrelas candidatas a excesso.

No criterio de selecao de Wu et al. (2013), tinhamos selecionado 596, ou seja, 31, 11%

das estrelas. Agora fazendo os ajustes nos intervalos de J−H, mostrados na Tabela (4.2),

selecionamos apenas 47 estrelas, ou seja, 2, 45% das estrelas foram selecionadas e 97, 55%

foram eliminadas.

Na Figura (4.7), mostra o diagrama cor-cor para as estrelas do catalogo APOKASC

Pinsonneault et al. (2014). As estrelas candidatas a excesso de IR a direita da linha

tracejada vermelha foram selecionadas pelos criterios de Wu et al. (2013), e as estrelas a

direita da linha tracejada azul foram selecionadas pelo novo criterio.


-1.0 0.0 1.0 2.0 3.0 4.0K−[22] (mag)

0.4

0.6

0.7

0.8

0.9

J−H

(mag)

Figura 4.7: Diagrama cor-cor mostrando as estrelas selecionadas, a direita da linha tra-

cejada vermelha, pelo criterios de Wu et al. (2013), e pelos novos criterios, a direita da

linha tracejada azul.

Esse e um importante resultado para selecao de estrelas candidatas a excesso IR, ja

que diminui consideravelmente o numero de estrelas candidatas.

Na figura (4.8), mostra o histograma para as estrelas selecionadas: A direita da linha

pontilhada vermelha pelos criterios de Wu et al. (2013), e as estrelas selecionadas a direita

da linha pontilhada azul pelos novos criterios, para a amostra de 1916 estrelas do catalogo

APOKASC Pinsonneault et al. (2014).

Vemos que o numero de estrelas selecionadas pelos criterios de Wu et al. (2013), a

direita da linha pontilhada vermelha, e muito maior do que o numero de estrelas seleci-

onadas pelo novo criterio, a direita da linha pontilhada azul. O novo criterio representa

melhor a possibilidade de selecionar estrelas com excesso e diminuira o numero de estrelas


a serem pesquisadas na proxima etapa.

1 0 1 2 3 4

K-[22]

0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

1.4Fr

equenci

a n

orm

aliz

ada

Fit results: mu = 0.37, std = 0.48

Figura 4.8: Histograma mostrando as estrelas selecionadas pelo criterios de Wu et al.

(2013), e pelos novos criterios.

O resumo dos novos criterios de selecao estarao mostrados na Tabela (4.2).

Tabela 4.2: Novo criterio de selecao dos ındices de cor.

Intervalos J −H Desvio Padrao σ Intervalo K − [22]

J −H ≤ 0, 51 0, 38 K − [22] > 0.30 + 2, 5σ = 1, 24

0, 51 < J −H ≤ 0, 545 0, 48 K − [22] > 0.40 + 2, 5σ = 1, 60

0, 545 < J −H ≤ 0, 578 0, 47 K − [22] > 0, 43 + 2, 5σ = 1, 60

J −H > 0, 578 0, 56 K − [22] > 0.36 + 2, 5σ = 1, 75

O proximo passo e fazer a avaliacao das SEDS para selecionar as estrelas com excesso

confirmado.


4.2 SEDS

Avaliando as SEDS das 47 estrelas, foram selecionadas 30 estrelas exibindo excesso

em 22µm. Essa selecao foi feita atraves da comparacao das SEDs das estrelas candidatas

a exibir excesso de IR com o modelo teorico de corpo negro, gerado com a ferramenta

VOSA. Na Figura (4.9) mostramos o diagrama HR para as 30 estrelas selecionadas pela

avaliacao das SEDS.

3.603.643.673.713.743.77log (Teff) (K)

1.16

1.74

2.32

2.90

3.48

4.06

log g

(cm

s−

2)

1.0M¯

1.2M¯

1.6M¯2.0M¯2.5M¯3.0M¯3.5M¯

Figura 4.9: Diagrama HR para as 30 estrelas selecionadas.

Observamos, para essas 30 estrelas, a independencia do excesso de IR em relacao a

massa das estrelas, onde verificamos estrelas desde uma massa solar ate abaixo de 3,5 M�

como candidatas ao excesso de IR.

A selecao destas 30 estrelas foi feita observando a SED de cada estrela e selecionando

as estrelas que possuem excesso nas bandas W3 ou W4 como por exemplo, a estrela

KIC7019157 possui excesso apenas na banda W4 do WISE, (Figura 4.10).


104 105

λ( )

10-19

10-18

10-17

10-16

10-15

10-14

10-13

10-12

Fλ(ergcm

−2s−

1−

1)

KIC7019157

2MASS

WISE

Figura 4.10: Excesso em W4 mostrado na SED da estrela KIC7019157.

Essas 30 estrelas estao posicionadas acima do plano galactico como mostra a (Figura

4.11). Os pontos vermelhos mostram as 30 estrelas selecionadas, acima do plano galactico

(faixa horizontal clara no centro da figura). No plano galactico existe uma enorme con-

centracao de materia interestelar principalmente poeira e gas, que sao a materia prima

para criacao de estrelas.

Figura 4.11: Os pontos vermelhos mostram a posicao das 30 estrelas selecionadas na

galaxia em relacao ao plano galactico (Faixa clara horizontal no centro da figura).


A tabela (4.3) mostra as magnitudes W1, W2, W3 e W4 do WISE e J, H e K do

2MASS, e a tabela (4.4) mostra os parametros das estrelas selecionadas, pelo segundo

criterio.

Tabela 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.

Estrelas W1 W2 W3 W4 J H K J-H K-[22] K-[12]

(mag) (mag) (mag) (mag) (mag) (mag) (mag) (mag) (mag) (mag)

KIC11181891 10,441 10,546 10,400 9,529 11,174 10,613 10,520 0,561 0,991 -0,026

KIC11805217 10,242 10,336 10,173 9,333 10,990 10,464 10,334 0,526 1,001 -0,002

KIC11802908 9,886 9,990 9,901 9,051 10,629 10,078 9,984 0,551 0,933 -0,006

KIC11802037 10,399 10,490 10,336 9,283 11,065 10,554 10,476 0,511 1,193 -0,014

KIC11674692 9,088 9,157 9,062 8,879 9,840 9,370 9,250 0,470 0,371 0,093

KIC11773616 9,038 9,184 9,001 6,955 9,945 9,304 9,158 0,641 2,203 -0,026

KIC10472318 9,896 9,995 9,877 8,928 10,614 10,098 9,969 0,516 1,041 -0,026

KIC11245339 9,824 9,921 9,504 7,636 10,582 10,055 9,932 0,527 2,296 0,011

KIC9145952 9,253 9,362 9,201 8,491 9,978 9,424 9,314 0,554 0,823 -0,048

KIC10658326 10,042 10,111 10,025 8,939 10,672 10,175 10,083 0,497 1,144 -0,028

KIC10463137 9,937 10,024 9,929 9,029 10,577 10,092 10,013 0,485 0,984 -0,011

KIC8741733 10,062 10,161 10,024 9,098 10,805 10,263 10,148 0,542 1,050 -0,013

KIC9390558 10,114 10,221 10,175 9,248 10,872 10,340 10,198 0,532 0,950 -0,023

KIC9728845 8,508 8,641 8,518 7,622 9,367 8,773 8,607 0,594 0,985 -0,034

KIC9589638 9,367 9,443 9,243 8,645 10,097 9,547 9,447 0,550 0,802 0,004

KIC7019157 10,000 10,052 10,008 9,176 10,654 10,174 10,074 0,480 0,898 0,022

KIC7186274 9,722 9,843 9,697 8,820 10,449 9,913 9,790 0,536 0,970 -0,053

KIC7265189 9,983 10,033 10,038 9,235 10,645 10,165 10,059 0,480 0,824 0,026

KIC7265075 9,742 9,849 9,719 8,729 10,508 9,927 9,857 0,581 1,128 0,008

KIC5517442 9,458 9,535 9,445 8,865 10,169 9,658 9,548 0,511 0,683 0,013

KIC6266772 10,405 10,509 10,464 9,298 11,244 10,618 10,488 0,626 1,190 -0,021

KIC6185317 10,218 10,312 10,269 9,064 10,959 10,436 10,311 0,523 1,247 -0,001

KIC6587049 10,363 10,463 10,490 9,388 11,114 10,550 10,418 0,564 1,030 -0,045

KIC6755958 10,199 10,297 10,196 9,477 10,946 10,394 10,285 0,552 0,808 -0,012

KIC3098716 9,681 9,773 9,677 8,830 10,388 9,888 9,763 0,500 0,933 -0,010

KIC2303101 10,699 10,798 10,523 8,687 11,495 10,963 10,831 0,532 2,144 0,033

KIC2569055 11,280 11,136 10,669 8,476 12,270 11,652 11,484 0,618 3,008 0,348

KIC3756737 10,070 10,197 9,851 8,420 10,981 10,353 10,205 0,628 1,785 0,008

KIC3973328 9,964 10,055 9,789 8,822 10,882 10,243 10,072 0,639 1,250 0,017

KIC5024967 10,067 10,496 10,324 7,941 11,005 10,471 10,323 0,534 2,382 -0,173


Tabela 4.4: Parametros das 30 estrelas selecionadas. Fonte: (Vizier)

Estrelas Teff [M/H] Massa Raio log(g) Densidade

(K) (Sun) (M�) (R�) (cm/s2) (g/cm3)

KIC11181891 4953 -0,24 1,12 10,64 2,432 0,00093

KIC11805217 4890 -0,21 1,47 9,16 2,683 0,00192

KIC11802908 4882 0,14 1,36 6,73 2,914 0,00446

KIC11802037 4979 -0,5 0,98 10,5 2,386 0,00084

KIC11674692 4884 0,32 2,29 9,56 2,834 0,00263

KIC11773616 4473 0,36 1,45 13,82 2,317 0,00055

KIC10472318 4753 0,4 1,28 5,57 3,053 0,0074

KIC11245339 4854 0,16 1,14 9,76 2,514 0,00122

KIC9145952 4837 -0,09 1,09 10,67 2,42 0,0009

KIC10658326 5111 -0,49 1,39 7,29 2,856 0,0036

KIC10463137 5051 -0,5 0,9 10,17 2,375 0,00085

KIC8741733 4874 0,16 1,31 10,86 2,482 0,00102

KIC9390558 4835 -0,35 1,36 12,29 2,389 0,00073

KIC9728845 4613 0,41 1,82 15,17 2,337 0,00052

KIC9589638 4865 -0,38 1,31 10,76 2,492 0,00105

KIC7019157 5048 -1,28 1,27 12,5 2,348 0,00065

KIC7186274 4845 0,07 1,01 10,46 2,405 0,00088

KIC7265189 5113 -1,08 1,06 6,46 2,842 0,00392

KIC7265075 4802 -0,1 1,05 10,75 2,398 0,00085

KIC5517442 4890 -0,12 1,46 11,8 2,459 0,00089

KIC6266772 4636 0,03 1,5 10,94 2,536 0,00115

KIC6185317 4696 0 1,11 5,93 2,936 0,00532

KIC6587049 4903 -0,21 1,35 11,5 2,446 0,00089

KIC6755958 4772 -0,55 1,12 9,49 2,533 0,00131

KIC3098716 4983 -0,55 0,86 9,76 2,402 0,00094

KIC2303101 4769 0,23 1,01 4,64 3,111 0,01008

KIC2569055 4588 0,4 -9999 -9999 -9999 -9999

KIC3756737 4571 0,33 1,13 11,43 2,375 0,00075

KIC3973328 4626 -0,02 1,39 10,39 2,547 0,00124

KIC5024967 4836 0,07 -9999 -9999 -9999 -9999


4.3 Inspecao Visual

Vamos primeiramente mostrar alguns exemplos de estrelas com excesso na banda W4,

mas cuja a origem desse excesso nao foi confirmado pela inspecao visual devido a confusao

de fontes ou efeitos de background. A estrela KIC6185317 por exemplo, tem sua SED

mostrada na figura (4.12(a)). Nela foi encontrado excesso na banda W4, mas nao foi

encontrada uma fonte pontual, conforme mostra a Figura (4.13(b)), na banda W4 segundo

a inspecao visual. Entao essas estrelas demonstram uma contaminacao por background.

104 105

λ( )

10-19

10-18

10-17

10-16

10-15

10-14

10-13

10-12

Fλ(ergcm

−2s−

1−

1)

KIC6185317

2MASS

WISE

(a) SED da estrela KIC6185317.

(b) A estrela e mostrada na parte central de cada quadro. Da esquerda para direita as bandas de W1 a W4.

Na banda W4, ultima imagem a direita, ha um destaque.

Figura 4.12: a)A estrela KIC6185317 mostra excesso na banda W4 segundo sua SED

b) mas sem confirmacao visual desse excesso na banda W4 pela imagem. (Fonte:

http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/wise/).


Novamente para estrela KIC7265189, temos o mesmo caso, conforme mostrado na

Figura (4.13).

104 105

λ( )

10-19

10-18

10-17

10-16

10-15

10-14

10-13

10-12

Fλ(ergcm

−2s−

1−

1)

KIC7265189

2MASS

WISE


(b) A estrela e mostrada na parte central de cada quadro. Da esquerda para direita as bandas de W1 a W4.

Na banda W4, ultima imagem a direita, ha um destaque.

Figura 4.13: a)A estrela KIC7265189 mostra excesso na banda W4 segundo sua

SED b) mas sem confirmacao desse excesso na banda W4 pela imagem. (Fonte:


Ainda que a SED apresente excesso na banda W4, esse excesso pode ser provocado

por uma contaminacao de uma estrela proxima como mostrado na Figura (4.14). Na

Figura (4.14(a)) sua SED mostra um excesso em W4, contudo a Figura (4.14(b)), mostra


que esse excesso em W4 e provocado por contaminacao de uma estrela proxima (ultimo

quadro a direita).

104 105

λ( )

10-19

10-18

10-17

10-16

10-15

10-14

10-13

10-12

Fλ(ergcm

−2s−

1−

1)

KIC5517442

2MASS

WISE


(b) Da esquerda para direita temos as bandas de W1 a W4. A estrela KIC5517442 e mostrada na parte central

de cada quadro, exceto na banda W4.

Figura 4.14: a)A estrela KIC5517442 mostra excesso na banda W4 segundo sua

SED b) Vemos uma contaminacao do IR por uma estrela proxima em W4. (Fonte:


Das 30 estrelas restantes, varias mostraram uma fonte pontual nas imagens em W1 e

W2, mas nao em W3 ou W4. Portanto foram eliminadas como candidatas ao excesso IR.

Suas imagens sao mostradas no apendice B1.


De todas as 1916 estrelas iniciais, foram selecionadas 47 estrelas candidatas a excesso

na primeira selecao pelo diagrama cor-cor, depois sobraram 30 estrelas na segunda selecao

pela avaliacao da SED e finalmente apenas 1 estrela, a KIC9728845, que mostrou com

uma fonte pontual em W1, W2, W3 e W4 do WISE (com um pequeno offset1 em W4),

pela inspecao visual. Sua SED esta mostrada na figura (4.15).

104 105

λ( )

10-19

10-18

10-17

10-16

10-15

10-14

10-13

10-12

Fλ(ergcm

−2s−

1−

1)

KIC9728845

2MASS

WISE

Figura 4.15: Estrela KIC9728845 com a excesso na banda W4 do WISE no infravermelho.

Na figura (4.16) mostramos as imagens 2 da estrela KIC9728845, nas quatro bandas

W1, W2, W3 e W4. Vemos que uma fonte pontual se mantem nas quatro bandas.

1O pequeno deslocamento do centro da estrela.2As imagens foram obtidas em http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/wise/


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

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

Figura 4.16: Imagem da estrela KIC9728845 nas bandas de W1 ate W4 do WISE

no infravermelho, com a excesso na banda W4 com um pequeno offset. (Fonte:


Encontrar uma confirmacao visual em todas as bandas, nos da indıcios que existe

uma estrela central que esta aquecendo a poeira em sua volta, o que causa o excesso de

infravermelho. De acordo com Jura (1990), este pequeno numero de estrelas gigantes

com excesso de IR, pode estar associado ao fato de que, o aumento da luminosidade pode

evaporar o disco de detritos responsavel por uma emissao mais expressiva no infravermelho

em 22µm. Plotamos na (Figura 4.17) o Raio versus K-[22], para as estrelas de nossa

amostra. Nota-se claramente que a maioria das estrelas estao a esquerda do criterio de

selecao (linha tracejada vermelha), num intervalo −0, 89 < K−[22] ≤ 1, 75 , e que estrelas

acima de 20 vezes o raio do sol nao apresentam excesso de IR .


Algumas poucas candidatas, com raio menor do que 20 M�, estao a direita da linha

tracejada.

-0.89 0.00 0.89 1.78 2.67 3.56K−[22]

19.49

38.98

58.47

77.96

97.45

Raio

Figura 4.17: Raio versus K-22. A direita da linha tracejada vermelha, onde K-22=1,75,

temos as estrelas candidatas a excesso.

Igualmente, para analisar o comportamento da metalicidade versus K − [22] vamos

plotar o grafico. Vemos na figura (4.18), a maioria das estrelas estao a esquerda da

linha tracejada, num intervalo de −0, 89 < K − [22] ≤ 1, 75 e que as estrelas candidatas

a excesso se encontram entre 1, 75 < K − [22] ≤ 3, 56 num intervalo de metalicidade

−0, 77 < [M/H] ≤ 0, 40.


-0.89 0.00 0.89 1.78 2.67 3.56K−[22]

-1.15

-0.77

-0.38

0.00

0.38[M/H

]

Figura 4.18: Metalicidade versus K-22. A direita da linha tracejada vermelha, onde K-

22=1,75, temos as estrelas candidatas a excesso.

Para a massa, figura (4.19) , vemos que a maioria das estrelas estao a esquerda da linha

tracejada vermelha, na regiao onde as estrelas nao possuem excesso IR, num intervalo de

−0, 89 < K − [22] ≤ 1, 75. As estrelas candidatas a excesso, com K − [22] > 1, 75, estao

num intervalo de massa de 0, 55 < Massa ≤ 2, 18 massas solares.

Vemos que as estrelas que possuem excesso, estao entre 0,55 e 2 M�. Estrelas acima

de 2 massas solares nao apresentam excesso IR.

O proximo passo e calcular a temperatura dessa poeira, que sera feito na secao (4.4).


-0.89 0.00 0.89 1.78 2.67 3.56K−[22]

0.55

1.09

1.64

2.18

2.73

3.28Massa

Figura 4.19: Massa versus K-22. O eixo vertical temos massas solares. A direita da linha

tracejada vermelha, onde K-22=1,75, temos as estrelas candidatas a excesso.

4.4 Temperatura da Poeira

Por fim, conforme discutido na secao (3.2), calculamos a temperatura de aproximada-

mente 200K para o possıvel disco de detritos em torno da estrela KIC9728845. A Figura

(4.20), mostra a SED do calculo da poeira.

Na figura (4.20), vemos na curva solida preta, a curva de corpo negro para estrela

KIC9728845, com as magnitudes J, H e K da missao 2MASS em verde e as bandas W1,

W2, W3 e W4 do WISE em vermelho. A curva de corpo negro da poeira e mostrada

abaixo a direita (curva tracejada vermelha). Se nao houvesse excesso a curva da estrela

obedeceria a curva de corpo negro em todos os pontos, inclusive na extremidade direita

inferior (curva tracejada preta). Entretanto, quando o fluxo da poeira se soma ao fluxo


da estrela produz um deslocamento na curva da estrela na banda W4. A temperatura de

200K para a curva da poeira, produz uma curva lisa para curva de corpo negro da estrela,

que passa por todos os pontos, inclusive, pelos pontos W3 e W4.

104 105

λ( )

10-19

10-18

10-17

10-16

10-15

10-14

10-13

10-12

Fλ(ergcm

−2s−

1−

1)

Tpoeira=200K

KIC9728845

2MASS

WISE

Figura 4.20: Temperatura da poeira em torno da estrela KIC9728845.

A estrela KIC 9728845 possui temperatura efetiva de 4.613K, com metalicidade de 0,41

e massa de 1,82 M�, raio de 15, 17R�, gravidade superficial de 2,337 cm/s2 e densidade3

de 0,00052 g/cm3. As magnitudes dessa estrela, estao em negrito na Tabela 4.3.

3A densidade relativa ao Sol.

CAPITULO 5

CONCLUSOES E PERSPECTIVAS

Nessa dissertacao de mestrado, mostramos o processo de selecao e procura de estrelas

com discos de poeira e detrito em sua volta atraves da metodologia descritas no capıtulo

3.

Recapitulando todo o processo: primeiro obtivemos do catalogo de Pinsonneault o di-

agrama cor-cor da qual foram selecionadas 47 estrelas. Depois selecionamos pelos SEDS

as estrelas que mostram excesso em W3 e W4. Depois para eliminar as estrelas com con-

taminacao de background eliminamos 29 estrelas restando apenas 1 estrela, a KIC9728845

e calculamos a temperatura, da provavel poeira aquecida em sua volta, em aproximada-

mente 200K. Essa poeira pode ter origem na captura de algum objeto celeste por sua

estrela hospedeira, ou choques entre materiais que reabastecem do disco de detritos.

Esse baixo numero de estrelas encontradas com poeira e corroborado por um estudo

detalhado de objetos Kepler feito por Kennedy et al. (2012). Eles concluıram que a mai-

oria dos objetos Kepler sao contaminados por efeitos de background de galaxias.

Os discos de detritos em torno das suas estrelas sao a materia prima para formacao

de planetas. Estudar a dinamica destes discos pode fornecer pistas importantes sobre a

formacao de sistemas planetarios. Em um recente trabalho publicado na revista Nature

Perrin (2015) descobriram misteriosas ondulacoes no disco de detritos em torno da estrela

AU Microscopii, a 32 anos luz da terra. Essas ondas se movem em velocidades espantosas

no disco de poeira. Para confirmar essas ondas, os pesquisadores compararam a imagens

61

Capıtulo 5. Conclusoes e Perspectivas 62

atuais com imagens de 2010 e 2011 obtidas pelo telescopio Hubble e verificaram as mesmas

ondas, que estimaram se mover a cerca de 40.000 Km/h. Uma das hipoteses para explicar

velocidades tao altas, e que as ondas tenham sido provocadas a partir de uma erupcao da

estrela.

Descobrir a relacao entre o disco de detritos e os exoplanetas e uma importante peca

do quebra-cabeca para que possamos entender como se da o princıpio e tambem o fim dos

planetas e sistemas planetarios.

A Astronomia do Infravermelho oferece uma instigante janela para os fenomenos do

Universo. Formacao de sistemas planetarios, bercarios estelares, engolimento de planetas

por suas estrelas hospedeiras e muitos outros fenomenos podem ser estudados em futuros

trabalhos. A poeira interestelar ainda pode nos fornecer pistas sobre a formacao dos

sistemas planetarios, e portanto da nossa propria origem. Descobrir qual a origem da

poeira e um importante motivador para trabalhos futuros.

APENDICE A

APENDICE A

A.1 Descricao do parametros das estrelas

• KIC: Identificacao da estrela no Kepler Input Catalog;

• Magnitudes de J, H e K do 2MASS, com seu respectivos erros;

• Magnitudes das bandas W1,W2,W3 e W4 do Wise.

• Ancencao reta e declinacao;

• Tef : Temperatura efetiva ;

• log g: Gravidade superficial;

• Massa da estrela;

• Densidade da estrela;

• [Fe/H]: Metalicidade;

63

Apendice A. Apendice A 64

A.2 Coordenadas das 30 estrelas selecionadas

Tabela A.1: Acencao reta e declinacao das estrelas, das 30 de 596 Estrelas candidatas a

excesso que foram selecionadas.

KIC Ascensao Reta Declinacao

KIC11181891 286,995039 48,847049

KIC11805217 286,759448 50,055248

KIC11802908 285,225696 50,007701

KIC11802037 284,622363 50,030467

KIC11674692 297,736796 49,706887

KIC11773616 296,73565 49,941745

KIC10472318 292,684504 47,676246

KIC11245339 292,460824 48,965772

KIC9145952 287,884479 45,587929

KIC10658326 288,796605 47,966727

KIC10463137 288,82619 47,611733

KIC8741733 286,489372 44,98498

KIC9390558 284,853676 45,937003

KIC9728845 298,373735 46,469736

KIC9589638 292,49625 46,249634

KIC7019157 286,796113 42,523268

KIC7186274 286,956074 42,770536

KIC7265189 285,742054 42,861996

KIC7265075 285,696894 42,871225

KIC5517442 286,129032 40,791053

KIC6266772 284,538389 41,699649

KIC6185317 284,267559 41,589392

KIC6587049 284,987818 42,055352

KIC6755958 283,767177 42,298825

KIC3098716 286,188043 38,291931

KIC2303101 291,476921 37,672618

KIC2569055 290,125255 37,838632

KIC3756737 293,936558 38,892779

KIC3973328 296,062209 39,070738

Apendice A. Apendice A 65

A.3 Caracterısticas das estrelas do catalogo de Pin-

sonneault

As caracterısticas das estrelas sao mostradas na tabela A.2 que resume a amostra, Ver

(Pinsonneault et al., 2014).

Tabela A.2: Estrelas do catalogo de Pinsonneault.

Categoria Numero de Estrelas

Gold (GOLD) 286

KASC (KASC) 678

Halo (HALO) 40

Luminous giant (LUMINOUS) 115

Cluster (CLUSTER) 43

Seismically interesting or outlier 221

RC (seismically classified) (RC) 204

RGB (seismically classified) (RGB) 68

Rapid rotator (ROTATOR) 17

Onde: Gold refere-se a alvos que usaram a calibracao espectroscopica da gravidade

superficial medidas pelo APOGEE; Kasc, sao estrelas gigantes com dados astrosısmicos de

alta qualidade ; Halo, estrelas cujas as orbitas podem estar inclinadas em qualquer angulo;

Luninous Giant, ou gigantes luminosas sao estrelas com log g < 2, RC; Red-Clump sao

estrelas com nucleo de He e uma casca de H; RGB- Ramo das Gigantes Vermelhas e as

Rapid rotator, estrelas gigantes com alta rotacao.

APENDICE B

APENDICE B

B.1 Imagens das bandas W1 a W4 das estrelas can-

didatas a excesso IR.

66

B.1. IMAGENS DAS BANDASW1 AW4 DAS ESTRELAS CANDIDATAS A EXCESSO IR.67




APENDICE C

APENDICE C

C.1 Diagrama HR

E. Hertzsprung descobriu em 1905 que a largura das linhas espectrais eram correla-

cionadas com o brilho intrınseco das estrelas. Considerando uma amostra de estrelas de

temperaturas superficiais semelhantes (mesma classe espectral), ele verificou que aquelas

de linhas estreitas eram mais brilhantes que as estrelas com linhas largas. Lembrando que

o brilho da estrela ou luminosidade L� depende da temperatura da estrela T� e do raio

da estrela R�:

L� = 4πF�R2� (C.1)

onde,

F� = σT 4� (C.2)

e F� e o fluxo da estrela.

E que neste caso T� e aproximadamente a mesma para todas as estrelas da amostra,

deduz-se que as diferencas nas linhas espectrais devam ser causadas pelas diferencas nos

raios estelares.

Num trabalho independente, utilizando dados diferentes, H. Russel chegou a uma

interpretacao semelhante, encontrando que a magnitude absoluta (diretamente ligada a

luminosidade) e bem correlacionada com o tipo espectral. Ele plotou esses parametros

71

Apendice C. Apendice C 72

para os aglomerados das Pleiades e das Hıades.

Hoje em dia, graficos desse tipo para grupos de estrelas recebem o nome de Diagrama

Hertzsprung-Russel (ou H-R), onde convencionou-se colocar a magnitude absoluta (ou

luminosidade) no eixo vertical e a sequencia de tipos espectrais (ou temperatura) no eixo

horizontal. Neste caso, a escala de temperatura e invertida, onde temperaturas maiores

ficam a esquerda do grafico e as menores ficam a direita.

Considere o Diagrama H-R, (Figura C.1). Nele aparecem as estrelas mais proximas

do Sol, pois se encontram a uma distancia menor que 5 pc 1.

Figura C.1: Sequencia principal das estrelas proximas ao Sol. Fonte: Hetem (2006)

Notamos que varias estrelas sao bem mais frias e menos brilhantes que o Sol. A

estrela Alfa do Centauro tem praticamente a mesma temperatura e luminosidade que o

Sol e Sirius e bem mais quente e luminosa. Se tracarmos uma linha entre os pontos,

desde Sirius ate as estrelas mais frias, teremos identificado a regiao chamada sequencia

principal, uma fase evolutiva em que a maioria das estrelas se encontra.

1pc:Parsec distancia equivalente a 30.857 × 1012 km


Por outro lado, se incluımos outras estrelas muito brilhantes no Diagrama H-R, como e

mostrado na Figura (C.2), notamos uma significativa mudanca na distribuicao de pontos.

Vemos por exemplo, Betelgeuse, uma estrela muito mais fria que o Sol, mas de raio

muito maior, o que garante a sua maior luminosidade. Dessa forma, as estrelas podem

ser separadas no diagrama H-R de acordo com sua categoria. Enquanto que o Sol e

considerado uma estrela ana, Betelgeuse e uma super-gigante, ja as estrelas muito quentes,

mas muito menores que o Sol, localizadas na regiao direita, proxima da base do Diagrama

H-R, formam a categoria das anas brancas.

Figura C.2: Estrelas muito brilhantes. Fonte: Hetem (2006).

Quando reunirmos em um diagrama H-R um numero muito maior de estrelas, as

diferentes regioes onde sao encontrados os diferentes grupos de estrelas ficam evidentes.

Do lado esquerdo inferior temos as estrelas Anas Brancas, na diagonal temos as estrelas

da Sequencia Principal, um pouco acima da diagonal a direita temos a estrelas Gigantes

e no extremo direito superior temos as estrelas Supergigantes, como pode ser vista na

Figura (C.3).


Figura C.3: Diagrama H-R para uma grande amostra de estrelas. No eixo horizontal,

alem do tipo espectral, sao apresentados temperaturas e ındices de cor.

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