com Planetas na Missão CoRoT€¦ · O Sol é indicado pelo símbolo , para comparação . As linhas sólidas são traçados evolutivos de Girardi et al. ( 2000).. . . 22 vii. 4.2

universidade federal do rio grande do norte

centro de ciências exatas e da terra

departamento de física teórica e experimental

programa de pós-graduação em física

Parâmetros Físico-Químicos de Estrelascom Planetas na Missão CoRoT

caio fabio teixeira correia

natal-rn

agosto de 2011

caio fabio teixeira correia

Parâmetros Físico-Químicos de Estrelascom Planetas na Missão CoRoT

Dissertação de Mestrado apresentada ao Programa de

Pós-Graduação em Física do Departamento de Física

Teórica e Experimental da Universidade Federal do Rio

Grande do Norte como requisito parcial para a obtenção

do grau de Mestre em Física.

Orientador: Prof. Dr. José Renan de Medeiros

Co-orientador: Prof. Dr. Bruno Leonardo Canto

Martins

natal-rn

agosto de 2011

Agradecimentos

Ao prof. José Renan, pela orientação e con�ança depositada na realização deste traba-

lho. Mas acima de tudo pela oportunidade que me deu, permitindo uma formação cientí�ca

em Astrofísica, o qual sempre foi um grande sonho e está sendo uma grande realização. Ao

prof. Bruno Canto, pela paciência e prestatividade em me ensinar grande parte das técnicas

empregadas neste trabalho.

Ao meu pai, meu irmãos Francisco Júnior e Clélia, fontes de um amor incondicional

e que sei que sempre poderei contar com eles. À minha namorada Marina Goldfarb e sua

família pelo suporte emocional durante os vários anos de nossa convivência, inclusive nestes

dois anos marcados pela distância, os quais foram os mais longos.

A todos os colegas que participam ou participaram do grupo de Astrofísica de Natal

neste tempo, pelo ambiente saudável e ajuda mútua proporcionados. Em especial Sumaia Vi-

eira, Cristián Cortés, Rízia Rodrigues e Nathália Mattos, os quais contribuíram gentilmente

e diretamente para a totalidade deste trabalho.

Aos amigos Carlos Eduardo e Sânzia Alves pelo apoio quando da minha chegada em

Natal e em especial ao Antônio Macedo que me recebeu em sua casa, juntamente com Danilo

Pedreira, Bruno Amorim e Eduardo Damasceno. Todos foram essenciais para minha adap-

tação à cidade e ao novo ambiente de estudo.

i

Aos colegas da sala Mário Schenberg, por proporcionarem um ambiente de trabalho des-

contraído e cuja convivência diária transformou a todos em verdadeiros amigos, em especial

os colegas Flodoaldo Simões, Je�erson Costa e Eliângela Paulino. Aos colegas de graduação,

que também vieram se aventurar em Natal, Diogo Souto e Thacísyo Sá.

Aos professores do DF-UFPB, que foram essenciais para minha formação como físico

e me prepararam para a carreira cientí�ca, em especial o prof. Pedro Christiano, tutor do

PET-Física/UFPB e o prof. Marcos Oriá, que me orientou no Lab. de Física Atômica e

Lasers.

Aos professores do DFTE, pela instrução e ensinamentos de qualidade; aos funcionários

do DFTE, pelos serviços prestados durante a produção deste trabalho. À CAPES pelo apoio

�nanceiro.

ii

Resumo

No presente estudo, nós determinamos os parâmetros atmosféricos (Teff , log g, vmic

e [Fe/H]) e as abundâncias químicas de 16 íons (Fe I, Fe II, O I, Si I, Na I, Mg I, Al I,

Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Rb I, Zr I, Ba II, La II e Cr I) para 16 estrelas solares, com massas

entre 0.8 e 1.2 M�, aproximadamente, incluindo 10 estrelas com planetas detectados pelo

telescópio espacial CoRoT. Para este estudo, foram usados dados do arquivo público do ESO:

(i) espectros de alta resolução (R ∼ 47000) do espectrógrafo UVES localizado no VLT/UT2-

ESO (para 7 estrelas, cobrindo o domínio espectral de 3450-4515 Å e 5500-9400 Å) e (ii)

espectros de alta resolução obtidos com o espectrógrafo HARPS localizado no telescópio de

3,60 m, em La Silla-ESO (para 9 estrelas, cobrindo a faixa de 4200-6865 Å). Nossa análise

espectral é baseada nos modelos de atmosfera MARCS e nas ferramentas espectroscópicas

do Turbospectrum. Com base nos parâmetros obtidos, as abundâncias referidas parecem

seguir tendência semelhante à curva de abundâncias solares. Adicionalmente, observa-se uma

correlação signi�cativa entre a abundância relativa [m/H] e a temperatura de condensação

(Tc) dos elementos refratários (Tc > 900 K). O comportamento da velocidade rotacional

projetada (v sin i) em função das abundâncias obtidas também é analisada, não apresentando

correlações claras. Este estudo oferece vínculos adicionais para o traçado da história evolutiva

de estrelas solares com planetas, incluindo a busca por diferenças químicas entre estrelas com

e sem planetas em trânsito, e por anomalias nas abundâncias estudadas.

iii

Abstract

In the present study we compute the atmospheric parameters (Teff , log g and vmic,

[Fe/H]) and chemical abundance of 16 ions (Fe I, Fe II, O I, Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti

I, Co I, Ni I, Rb I, Zr I, Ba II, La II and Cr I) for 16 solar-like stars with masses between

0.8 and 1.2 M� aproximatedly, including 10 planet-host stars detected by the CoRoT Space

Mission. For this study, we use data from the ESO public archive: (i) high resolution spectra

(R ∼ 47000) from the UVES spectrograph on the VLT/UT2-ESO (for 7 stars, covering the

wavelength range 3450-4515 Å and 5500-9400 Å) and (ii) high resolution spectra from HARPS

spectrograph on the La Silla-ESO 3.60 m telescope (for 9 stars, covering the wavelength

range 4200-6865 Å). Our spectral analysis is based on MARCS models of atmosphere and

Turbospectrum spectroscopic tools. On the base of the computed parameters, the referred

abundances appears to follow the same behavior of the solar curve abundances. Further,

one observes a signi�cant correlation between the abundance ratio [m/Fe] and condensation

temperature (Tc) of refractory elements (Tc > 900 K). The behavior of the projected rotational

velocity (v sin i) versus the computed abundances [m/Fe] is also analyzed, presenting no clear

trends. This study o�ers additional constraints to trace the evolutive history of solar-like stars

with planets, including the search for chemical di�erences between stars with and without

transit planets and anomalies in the studied abundances.

iv

Sumário

Agradecimentos i

Resumo iii

Abstract iv

Sumário vi

Lista de Figuras ix

Lista de Tabelas x

1 Introdução 1

1.1 Motivação e Plano de Trabalho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3

2 Amostra Estelar 5

3 Análise Espectroscópica 7

3.1 Larguras Equivalentes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

3.2 Os Modelos Atmosféricos MARCS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

3.3 Parâmetros atmosféricos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

3.3.1 Temperatura efetiva, Teff . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

v

3.3.2 Velocidade de microturbulência, vmic . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

3.3.3 Gravidade super�cial, log g . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

3.3.4 Rotação projetada, v sin i . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

3.3.5 Metalicidade e demais abundâncias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

3.4 Temperatura de Condensação . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

4 Resultados 18

4.1 Parâmetros Físico-Químicos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

4.2 Curvas de abundâncias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

4.3 Comparação com dados da literatura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24

4.4 Temperatura de Condensação . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

4.5 Temperatura efetiva e metalicidade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31

4.6 Rotação . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

5 Conclusões e perspectivas 39

5.1 Conclusões . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39

5.2 Perspectivas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41

A Medidas de largura equivalente 42

Referências bibliográ�cas 53

vi

Lista de Figuras

3.1 Amostra do espectro �nal da estrela CoRoT-Exo 7 no intervalo de 6150 a 6170 Å, uma região

do espectro rica em linhas de Ca, além de outros elementos. Algumas linhas utilizadas para

calcular as abundâncias estão sinalizadas com o nome do elemento associado (em azul) e o

comprimento de onda central da linha, em ângstrons, entre parênteses. . . . . . . . . . 9

3.2 Equilíbrio de excitação entre as linhas de Fe I da estrela CoRoT-Exo 7 com os melhores

valores para os parâmetros atmosféricos. A regressão linear (linha sólida vermelha) é refe-

rente às linhas de Fe I, onde a intersecção com o eixo das ordenadas fornece a metalicidade

[Fe/H]. Círculos abertos vermelhos se referem às linhas de Fe I dentro do erro padrão da

regressão linear. Círculos fechados azuis referem às linhas de Fe II dentro do respectivo erro

padrão. Os parâmetros obtidos para CoRoT-Exo 7 estão disponíveis na tabela 4.1. . . . . 12

3.3 Equilíbrio entre as linhas fracas, moderadas e intensas de Fe I da estrela CoRoT-Exo 7

com os melhores valores para os parâmetros atmosféricos. A regressão linear (linha sólida

vermelha) é referente às linhas de Fe I. Círculos abertos vermelhos se referem às linhas de

Fe I dentro do erro padrão da regressão linear. Círculos fechados azuis referem às linhas de

Fe II dentro do respectivo erro padrão. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

4.1 Diagrama log Teff × log g das estrelas deste estudo. Círculos azuis representam as estrelas

com planeta. A estrela CoRoT-Exo 11, citada no texto está destacada com uma caixa azul;

círculos vermelhos representam as estrelas sem planetas. O Sol é indicado pelo símbolo �,

para comparação . As linhas sólidas são traçados evolutivos de Girardi et al. (2000). . . . 22

vii

4.2 Diagrama das abundâncias Am em função do número atômico Z das estrelas deste estudo.

Círculos azuis representam abundâncias das estrelas com planeta, círculos vermelhos repre-

sentam abundâncias das estrelas sem planeta. Abundâncias do Sol estão indicadas com o

símbolo �. A linha tracejada representa a curva de abundâncias do Sol para os elementos

aqui estudados. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

4.3 Comparação dos valores de temperatura efetiva obtidos neste trabalho (eixo das ordenadas)

com os valores da literatura (eixo das abcissas). A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada

em vermelho. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

4.4 Comparação dos valores de metalicidade obtidos neste trabalho (eixo das ordenadas) com

os valores da literatura (eixo das abcissas). A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada em

vermelho. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

4.5 Abundâncias relativas [m/H] para os elementos refratários em função de Tc das estrelas com

planetas deste estudo. O parâmetro m indica a inclinação da regressão linear. . . . . . . 28

4.6 Abundâncias relativas [m/H] para os elementos refratários em função de Tc das estrelas sem

planetas deste estudo. O parâmetro m indica a inclinação da regressão linear. . . . . . . 29

4.7 Abundâncias relativas ao ferro [m/Fe] para os elementos refratários em função de Tc das

estrelas com planetas deste estudo. O parâmetro m indica a inclinação da regressão linear. 30

4.8 Abundâncias relativas ao ferro [m/Fe] para os elementos refratários em função de Tc das

estrelas sem planetas deste estudo. O parâmetro m indica a inclinação da regressão linear. 31

4.9 Inclinação das abundâncias relativas ao ferro, mFe em função da temperatura efetiva Teff

das estrelas com e sem planetas deste estudo. Círculos azuis representam estrelas com pla-

netas e círculos vermelhos, as estrelas sem planetas. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada

com uma caixa azul. O Sol está representado pelo símbolo �, para efeitos comparativos. . 32

4.10 Inclinação das abundâncias relativas ao hidrogênio mH versus [Fe/H], para os elementos

refratários, das estrelas com planetas (círculos azuis) e sem planetas (círculos vermelhos) da

presente amostra. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com uma caixa azul. . . . . . 33

viii

4.11 Inclinação mFe versus [Fe/H], para os elementos refratários, das estrelas com planetas (cír-

culos azuis) e sem planetas (círculos vermelhos) da presente amostra. A estrela CoRoT-Exo

11 está destacada com uma caixa azul. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34

4.12 Velocidade de rotação projetada v sin i em função da metalicidade das estrelas da amostra.

Estrelas com planetas são os círculos preenchidos de azul. A estrela CoRoT-Exo 11 está

destacada com uma caixa azul. Estrelas sem planetas são os círculos vermelhos. . . . . . 36

4.13 Inclinação mH versus v sin i para os elementos refratários, das estrelas com e sem planetas

da presente amostra. Círculos azuis representam estrelas com planetas e círculos vermelhos,

as estrelas sem planetas. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com uma caixa azul. . . 37

4.14 Inclinação mFe versus v sin i para os elementos refratários, das estrelas com e sem planetas

da presente amostra. Círculos azuis representam estrelas com planetas e círculos vermelhos,

as estrelas sem planetas. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com uma caixa azul. . . 38

ix

Lista de Tabelas

3.1 Temperatura de condensação fotosférica dos elementos. . . . . . . . . . . . . 17

4.1 Parâmetros atmosféricos da amostra estelar em estudo. . . . . . . . . . . . . 19

4.2 Abundâncias químicas computadas no presente trabalho, para a amostra es-

telar em estudo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

4.3 Parâmetros atmosféricos da amostra estelar, obtidos em outros estudos. . . . 24

A.1 Medidas das larguras equivalentes das linhas de Fe I e Fe II, em mili-ângstrons,

das estrelas analisadas neste trabalho. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43

A.2 Medidas das larguras equivalentes das linhas de Fe I e Fe II, em mili-ângstrons,

das estrelas analisadas neste trabalho. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45

A.3 Medidas das larguras equivalentes das linhas dos demais elementos, em mili-

ângstrons, das estrelas com planetas analisadas neste trabalho. . . . . . . . 47


ângstrons, das estrelas com planetas analisadas neste trabalho. . . . . . . . 49


ângstrons, das estrelas sem planetas analisadas neste trabalho. Número da

estrela corresponde ao CoRoT ID. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51

x

Capítulo 1

Introdução

A espectroscopia estelar teve início com o estudo da natureza do Sol, que por

sua vez teve seu primeiro momento de entusiasmo com o advento do telescópio no início do

século XVII. Os primeiros objetos de estudo do Sol eram as manchas, fáculas1 e sua rotação.

Nos séculos XVIII e XIX, era bastante propagada a ideia do astrônomo alemão Sir William

Herchel (1795) de que o Sol era um corpo sólido e escuro cuja luminosidade devia-se a uma

camada externa de nuvens luminosas e que as manchas escuras ocorriam quando correntes

atmosféricas dispersavam esta camada de nuvens. Passou mais de um século para se chegar

à compreensão atual de um Sol constituído basicamente por hidrogênio e hélio em estado de

plasma.

Divisões escuras no espectro solar começaram a ser observadas pelo químico inglês W.

H. Wollaston (1802), que concluiu simploriamente que tais linhas dividiam a luz do Sol em

quatro cores fundamentais: vermelho, verde amarelado, azul e violeta, sem investigações pos-

teriores. Apenas com as observações do ótico alemão Joseph Fraunhofer (1817), que iniciou-se

a investigação das linhas espectrais. Ele marcou as linhas mais proeminentes com letras que

iam do A no vermelho ao I no violeta, além de outras 574 linhas mais tênues. Mas Fraunho-

1�lamentos brilhantes que aparecem na fotosfera solar

1

Capítulo 1. Introdução 2

fer estava mais interessado no uso prático delas para a fabricação de lentes mais aperfeiçoadas.

Na época ainda haviam dúvidas se tais linhas eram formadas na atmosfera solar ou

na terrestre. Quem primeiro demonstrou a origem solar de tais linhas espectrais foi o físico

sueco A. J. Ångstrom (1853), observando que as linhas espectrais provenientes do limbo solar

eram mais profundas, devido ao trajeto maior percorrido pela luz na atmosfera do Sol. No

entanto, o experimento crucial para entender a natureza de tais linhas foi conduzido pelo

físico e astrônomo francês Léon Foucault (1849), observando o espectro solar superposto ao

espectro de arcos elétricos entre polos de carbono. Ele constatou que as linhas D1 e D2 do

Sol �cavam mais profundas quando o arco permanecia desligado. De maneira complementar,

as linhas de absorção davam lugar a linhas de emissão quando o arco era ligado.

Vários pesquisadores contribuíram para a noção de que as linhas de absorção se devem

ao gás da atmosfera solar e que cada elemento produzia linhas especí�cas no espectro solar.

Entre eles estão os inventores britânicos W. H. F. Talbot (1834) e Sir Charles Wheatstone

(1835), o matemático e físico irlandês Sir George G. Stokes (1852) e o físico alemão Gustav R.

Kirchho�. Este último, com seu trabalho fundamental centrado em análise espectral (1860),

onde foi introduzido o termo radiação de corpo negro.

No entano, foi o astrônomo italiano Giovanni Batista Donati (1860) quem deu início

à espectroscopia de outras estrelas, sendo logo seguido por outros astrônomos ao redor do

mundo. Um fato curioso é que o astrônomo britânico Sir Joseph N. Lockyer (1868) descobriu

uma linha no espectro solar que não estava associada a nenhum elemento químico. Este novo

elemento foi batizado de hélio, do grego helios, que signi�ca Sol. O hélio só foi identi�cado es-

pectroscopicamente na Terra 27 anos depois pelo químico escocês Sir William Ramsay (1895).

À época, as abundâncias químicas eram apenas estimadas visualmente, comparando

placas fotográ�cas de espectros de diferentes estrelas, sem modelos para levar em considera-

ção temperatura, massa, idade ou outros parâmetros atmosféricos das estrelas. Atualmente


existem modernos espectrógrafos e e�cientes detectores de CCD, além de vários modelos at-

mosféricos precisos que levam em conta estes fatores, fundamentados nas teorias de evolução

estelar e que auxiliam os astrônomos a determinar parâmetros atmosféricos e abundâncias

estelares com um bom nível de con�ança.

1.1 Motivação e Plano de Trabalho

Com a crescente descoberta de sistemas planetários das mais diversas características,

várias questões surgem quanto à formação destes e como a formação de planetas pode in-

�uenciar a composição química, a rotação e outras características da estrela central. Cerca

de 185 planetas detectados através do método de trânsito já foram anunciados 2. Gonzalez,

G. (1997,1998) foi o primeiro a identi�car na composição química das estrelas que hospedam

planetas, possíveis vestígios de formação planetária, encontrando que estrelas com planetas

têm maior metalicidade que estrelas sem planetas conhecidos.

Melendéz et al. (2009) mostrou que o Sol é de�ciente em elementos refratários com

relação a 11 gêmeas solares, sugerindo que tal singularidade seja uma possível assinatura da

formação de planetas terrestres no Sistema Solar, pois uma quantidade considerável destes

elementos refratários estariam alojados nestes planetas. Seguindo estes estudos, Ramirez

et al. (2009) encontrou que cerca de 15% das gêmeas solares seguem a de�ciência solar

em elementos refratários, sugerindo que é possível identi�car os tipos de estrelas que são

mais prováveis de hospedar planetas, através desta análise química. O presente estudo visa

estender os estudos que buscam por correlações entre as abundâncias, a temperatura de con-

densação dos elementos refratários, além da rotação das estrelas com planetas do campo de

estudo da Missão CoRoT (Convection, Rotation and planetary Transits). Desta forma, este

trabalho é organizado da seguinte maneira:

O capítulo 2 fornece uma breve descrição da amostra de estrelas e os dados utilizados

2Ver tabela em http://exoplanet.eu, dados referentes à data de 28/10/2011


neste estudo.

O capítulo 3 apresenta a metodologia das medidas, juntamente com uma breve descri-

ção da técnica de síntese espectral utilizada para a obtenção dos parâmetros atmosféricos e

abundâncias químicas da amostra estelar.

O capítulo 4 apresenta os parâmetros físicos-químicos obtidos neste trabalho e uma

comparação com resultados da literatura. Em seguida, é realizada uma discussão dos princi-

pais resultados deste trabalho.

No capítulo 5 são apresentados as conclusões e perspectivas de continuidade deste tra-

balho.

Capítulo 2

Amostra Estelar

O presente estudo se baseia em uma amostra de estrelas dividida em dois grupos, de

acordo com a presença ou não de planetas detectados. O primeiro grupo consiste de 10 estre-

las com planetas detectados pelo método de trânsito, através do Telescópio Espacial CoRoT

e foi selecionado de acordo com a disponibilidade de espectros públicos dos espectrógrafos

HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) e UVES (Ultraviolet and Visual

Echelle Spectrograph) na base de dados do ESO (European Southern Observatory) durante o

segundo semestre de 2010. Tais espectros foram originalmente obtidos para a medida de ve-

locidade radial destas estrelas. Neste trabalho, estas serão chamadas de estrelas com planetas.

O segundo grupo consiste de 6 estrelas que foram observadas com o espectrógrafo UVES

que estão posicionadas próximas à linha evolutiva de 1.0 M�, selecionadas dentro de uma

grande amostra de estrelas CoRoT estudadas na tese de doutorado de Cristián Cortés (2010),

na qual foram determinados vários parâmetros físico-químicos para estas estrelas. Dentre as

quais, são de interesse para este trabalho a temperatura efetiva, gravidade super�cial, velo-

cidade de microturbulência, metalicidade e velocidade rotacional projetada. É importante

ressaltar que, numa revisão recente de seus dados, o referido autor descobriu que dentro da

lista de estrelas observadas com o UVES havia uma correlação errada com algumas estrelas

observadas pelo CoRoT, e das seis estrelas sem planetas detectados deste estudo, duas na

verdade não têm um CoRoT ID associado. São elas, UVES 229705 e UVES 229759, que es-

5

Capítulo 2. Amostra Estelar 6

tão identi�cadas na tese daquele autor como CoRoT ID 102738854 e CoRoT ID 102585563,

respectivamente. Este grupo de estrelas será nossa amostra de comparação. Não foram

encontrados planetas através do método de trânsito ou velocidade radial. Embora possam

abrigar planetas ainda não detectados, este grupo de estrelas será chamado neste trabalho

de estrelas sem planetas.

Para o estudo destes grupos, foram utilizados espectros de alta resolução disponíveis

na base de dados públicos de dois instrumentos: (i) O Espectrógrafo HARPS situado em

La Silla (R ∼ 115000), para 9 estrelas com planetas detectados pelo satélite francês CoRoT.

Os espectros HARPS cobrem a faixa espectral de 4200 a 5865 Å, com um intervalo de 33 Å

centrado em 5019 Å, devido a arquitetura de seu detector de duas câmeras CCD lado a lado.

Cada estrela possuía dois ou mais espectros obtidos através deste instrumento. Desta forma,

após a correção de velocidade radial e a normalização dos espectros, foi realizado um empi-

lhamento para cada estrela, visando obter um espectro �nal com melhor razão sinal/ruído

(SNR, da sigla signal-to-noise ratio). E (ii) o Espectrógrafo UVES situado no VLT/UT2-

ESO (R ∼ 47000), para 1 estrela com planeta e 6 estrelas sem planetas detectados até o

momento. Os espectros obtidos com o UVES cobrem a faixa espectral de 3450-4515 Å na

região azul do espectro (conhecida como braço AZUL do espectro − blue ARM) e 5500-9400

Å na região vermelha (conhecida como braço vermelho − red ARM), com um intervalo de

82 Å centrado em 7043 Å.

Capítulo 3

Análise Espectroscópica

Um espectro estelar fornece inúmeras informações físicas sobre o astro emissor, desde

que se tenha uma boa instrumentação e embasamento teórico. Hoje, isto é possível graças

à disponibilidade de grandes telescópios, CCDs e�cientes e espectrógrafos de alta resolução,

além do aumento da capacidade de processamento de dados, de ferramentas computacionais

avançadas e modelos atmosféricos precisos. Desta forma, é possível classi�car as estrelas, de-

terminar seus parâmetros atmosféricos, as abundâncias químicas, dentre outras informações

físicas. Porém, este é um processo bastante complexo. Neste capítulo, será mostrado como

foram obtidos os parâmetros físico-químicos (Teff , log g, vmic, [Fe/H] e demais abundâncias)

e como foram estimados seus respectivos erros.

A profundidade, frequência e forma de cada linha espectral re�etem a estrutura do

átomo ou íon e suas interações com a vizinhança. Para sintetizar as linhas atômicas, são ne-

cessários o comprimento de onda central, o valor da correção das forças de oscilador (log gf)

e o potencial de excitação (χ) para cada uma das transições presentes no espectro. A lista

de linhas atômicas aqui utilizada foi obtida da base de dados Viena - VALD, Vienna Atomic

Line Database (Kupka et al. 1999). Para as estrelas sem planeta, foi utilizada primeiramente

uma lista de linhas abrangendo 12 íons com correção de log gf , gentilmente fornecida pelo

Prof. Dr. Bruno L. Canto Martins. Para as estrelas com planeta, foram feitas medidas

também das linhas de Fe I e Fe II, cuja correção de log gf está disponível em Canto Martins

7

Capítulo 3. Análise Espectroscópica 8

(2007). Adicionalmente, foi utilizada uma lista de linhas atualizada com mais dois íons (Rb I

e Ba II ), gentilmente fornecida por Nathália Mattos (2011), completando a lista de 16 íons

para toda a amostra.

Para a redução dos espectros foi feita, respectivamente, a correção de velocidade radial,

normalização e empilhamento (para os espectros obtidos com o HARPS). As medidas das

larguras equivalentes das linhas de absorção dos 16 íons estudados neste trabalho (Fe I, Fe

II, O I, Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Rb I, Zr I, Ba II, La II e Cr I ) foram

realizadas com a tarefa SPLOT do pacote IRAF (Tody, D. 1986). O cálculo dos parâmetros

físicos, as abundâncias e espectros sintéticos foi realizado através do programa de análise

espectral Turbospectrum, descrito em Alvarez & Plez (1998).

3.1 Larguras Equivalentes

O passo seguinte à redução dos espectros de cada estrela é medir as larguras equivalen-

tes das linhas atômicas. A profundidade de uma linha espectral pode ser associada a uma

largura equivalente (LE ), de�nida como sendo a largura de um retângulo cuja área seja igual

à área ocupada por esta linha. A medição das LE s é feita ajustando-se a linha a um per�l

gaussiano invertido, tomando o contínuo como referência. Foi feita então a medida da largura

equivalente da lista de linhas para todas as estrelas da amostra, exceto para os íons de Fe

I e Fe II das estrelas sem planeta, para os quais foram utilizados os resultados do trabalho

de Cristián Cortés. Tais medidas de LE foram realizadas individualmente com toda a lista

de linhas, para todas as estrelas, onde a incerteza na medida era estimada de acordo com a

razão sinal/ruído na região da linha. No Anexo A encontra-se disponível todas as medidas

de larguras equivalentes realizadas neste trabalho. A �gura 3.1 apresenta uma amostra do

espectro da estrela CoRoT-Exo 7, utilizado para derivar seus parâmetros físico-químicos.


Figura 3.1: Amostra do espectro �nal da estrela CoRoT-Exo 7 no intervalo de 6150 a 6170 Å, uma regiãodo espectro rica em linhas de Ca, além de outros elementos. Algumas linhas utilizadas para calcular asabundâncias estão sinalizadas com o nome do elemento associado (em azul) e o comprimento de onda centralda linha, em ângstrons, entre parênteses.


Forças de Oscilador, log gf

A forma geral de uma linha espectral é fruto das características da transição atômica

que a gera e três interações atômicas existentes: a energia de separação dos estágios esta-

cionários, que de�ne o comprimento de onda central da linha espectral; os tempos de vida

radiativos dos níveis de energia, determinando as larguras das linhas; e as forças de oscilador

que estão relacionadas à probabilidade de transição e in�uenciam na profundidade das linhas

espectrais. Portanto, uma medida precisa do log gf é bastante importante para fornecer a

medida correta da abundância de um determinado elemento. A lista de linhas com a corre-

ção de log gf destas linhas aqui utilizadas foram disponibilizadas por Canto Martins et al.

(2011) e o método de determinação juntamente com os valores de correção para cada linha

está disponível no trabalho deste autor.

3.2 Os Modelos Atmosféricos MARCS

Para descrever a dependência de certos parâmetros físicos em relação à profundidade

das camadas mais externas de uma estrela, faz-se necessário um modelo físico teórico cha-

mado modelo de atmosfera. Os modelos de atmosferas estelares utilizados na presente análise

são os modelos de nova geração MARCS (Model Atmosphere R. C. S.), baseados numa apro-

ximação plano-paralela e esférica de modelos em Equilíbrio Termodinâmico Local (ETL) e

equilíbrio radiativo. Os modelos MARCS consistem numa tabela contendo vários modelos

de estrelas com temperatura efetiva entre 4000 e 8000 K (com intervalos de 250 K), log g

entre −1 e 5 dex (com intervalos de 0.5 dex ) e metalicidade total entre −5 e +1 dex (com

intervalos variando de 0.25 a 1.0 dex ).

Para tornar possível o cálculo de qualquer valor de Teff , log g e vmic dentro dos intervalos

acima, os modelos atmosféricos da amostra e do Sol foram calculados a partir de uma rotina

de interpolação gentilmente fornecida pelo Dr. Thomas Masseron (Ohio State University,

EUA). Esta rotina faz uma interpolação linear em cubo utilizando até 8 modelos MARCS no


espaço da temperatura efetiva (Teff ), metalicidade ([Fe/H]) e gravidade super�cial (log g).

Os parâmetros atmosféricos da amostra do presente trabalho foram determinados utilizando

apenas a aproximação plano-paralela. Para a estrela CoRoT-Exo 2, foi determinado um log g

igual a 5.02, foi feita uma extrapolação de modelos com log g entre 4.50 e 5.00, podendo esta

apresentar incertezas além das calculadas.

3.3 Parâmetros atmosféricos

Nesta seção, será descrita parte da técnica que utiliza dados espectrais para a deter-

minação dos parâmetros atmosféricos e as abundâncias químicas. A grade de parâmetros

adotados para o Sol foram: Teff = 5777 K (Neckel, 1986), vmic = 1.0 km/s (Rüedi et al.

1997), log g = 4.44 (Allen, 1973). A metalicidade (log ε(Fe) = 7.45) e demais abundâncias

são aquelas disponíveis em Asplund, Grevesse & Sauval (2005).

Os parâmetros atmosféricos das estrelas com planetas foram determinados através de

um método iterativo controlado manualmente, fazendo-se uso dos modelos atmosféricos

MARCS calculados para diferentes valores dos parâmetros iniciais de entrada (Teff , log g

e vmic). Os parâmetros atmosféricos das estrelas sem planetas foram obtidos por Cristián

Cortés (2010) utilizando a mesma técnica que este trabalho.

3.3.1 Temperatura efetiva, Teff

O procedimento para o cálculo da temperatura efetiva é baseado na análise da lista de

91 linhas atômicas de Fe I utilizada neste trabalho, impondo um equilíbrio de excitação χ

entre estas linhas, ou seja, todas as linhas de Fe I devem apresentar a mesma abundância

independentemente dos seus potenciais de excitação. Usa-se esta espécie, por ser a que tem

o maior número de linhas conhecidas num espectro estelar. Ou seja, quando encontrada a


temperatura efetiva correta, uma regressão linear no diagrama log ε(Fe) × χ deve apresentar

um coe�ciente angular nulo. Na �gura 3.2, encontra-se uma ilustração do método. A estima-

tiva do erro desta medida é obtida variando-se a temperatura até que o coe�ciente angular

desta regressão linear seja igual ao módulo do erro padrão da medida.

Figura 3.2: Equilíbrio de excitação entre as linhas de Fe I da estrela CoRoT-Exo 7 com os melhores valorespara os parâmetros atmosféricos. A regressão linear (linha sólida vermelha) é referente às linhas de Fe I, ondea intersecção com o eixo das ordenadas fornece a metalicidade [Fe/H]. Círculos abertos vermelhos se referemàs linhas de Fe I dentro do erro padrão da regressão linear. Círculos fechados azuis referem às linhas de Fe IIdentro do respectivo erro padrão. Os parâmetros obtidos para CoRoT-Exo 7 estão disponíveis na tabela 4.1.


3.3.2 Velocidade de microturbulência, vmic

O procedimento para se determinar a velocidade de microturbulência, vmic, se dá atra-

vés da imposição de que a abundância fornecida pelas linhas de Fe I seja a mesma para as

linhas de intensidade fraca, média ou intensa, removendo então qualquer tendência na re-

gressão linear do diagrama log ε(Fe) × log(LE/λ). Este processo é ilustrado na �gura 3.3.

Trata-se de um parâmetro importante porque a velocidade de microturbulência atrasa

a saturação das linhas moderadamente intensas de um espectro, in�uenciando diretamente a

medida da abundância fornecida pela largura equivalente das linhas sob análise. De maneira

análoga à estimativa do erro da temperatura, varia-se o valor da velocidade de microturbulên-

cia até que a regressão linear do diagrama log ε(Fe) × log(LE/λ) tenha coe�ciente angular

igual ao módulo do erro padrão da regressão.

3.3.3 Gravidade super�cial, log g

A determinação da gravidade super�cial é efetuada impondo-se um equilíbrio de ioni-

zação entre as linhas de Fe I (ferro neutro) e as linhas de Fe II (ferro uma vez ionizado).

Este procedimento é possível por que as linhas de Fe II são bem mais sensíveis à mudança

de gravidade super�cial do que de temperatura efetiva (Gray, 1992) e também representa a

maior parte dos átomos de ferro na atmosfera de estrelas do tipo solar. Desta forma, um au-

mento na gravidade super�cial causa um aumento na pressão eletrônica do meio sem alterar

as larguras equivalentes, desfavorecendo a população de Fe II.

Sendo assim, a gravidade super�cial �ca determinada quando as linhas de Fe I e Fe II

fornecem a mesma abundância. Esta veri�cação pode ser feita nos diagramas log ε(Fe) × χ

e log ε(Fe) × log(LE/λ), ilustrados nas �guras 3.2 e 3.3, respectivamente. Para estimar o

erro, varia-se o valor da gravidade super�cial até que a diferença entre as abundâncias médias

de Fe I e Fe II seja aproximadamente igual à combinação de seus erros.


Figura 3.3: Equilíbrio entre as linhas fracas, moderadas e intensas de Fe I da estrela CoRoT-Exo 7 comos melhores valores para os parâmetros atmosféricos. A regressão linear (linha sólida vermelha) é referenteàs linhas de Fe I. Círculos abertos vermelhos se referem às linhas de Fe I dentro do erro padrão da regressãolinear. Círculos fechados azuis referem às linhas de Fe II dentro do respectivo erro padrão.


3.3.4 Rotação projetada, v sin i

Neste trabalho de dissertação também é feita uma investigação em busca de uma cor-

relação entre as abundâncias obtidas e a velocidade de rotação projetada das estrelas com

planeta. Para tanto, foram utilizados dados da rotação projetada de estrelas com planetas de-

terminados e gentilmente fornecidos por Sumaia Vieira (2011), para estrelas observadas com

o espectrógrafo HARPS. Desta forma, como o espectro disponível para a estrela CoRoT-Exo

12 foi obtido com o espectrógrafo UVES, esta estrela não tem medida da rotação projetada

na presente análise. Para as estrelas sem planeta, foram utilizados valores publicados na tese

de doutorado de Cristián Cortés (2010).

3.3.5 Metalicidade e demais abundâncias

Determinados os parâmetros atmosféricos, o valor da metalicidade então adotado é a

média simples das abundâncias das linhas de Fe I que estão dentro do intervalo de�nido pelo

desvio padrão da regressão linear usada para se determinar a temperatura efetiva da estrela.

Para os demais elementos, as abundâncias foram obtidas através da média simples dos valores

obtidos com o melhor ajuste de temperatura, gravidade e velocidade de microturbulência.

O erro da medida da metalicidade e das demais abundâncias foi estimado através do desvio

padrão da média das medidas das LE s das linhas de cada íon.

3.4 Temperatura de Condensação

Segungo Gonzalez (1997), a temperatura de condensação (Tc) de um elemento é aquela

temperatura em que metade dos átomos de determinado elemento, em um ambiente gasoso,

sai da forma gasosa e se condensa, usualmente se aglutinando em grãos. Esta temperatura de


condensação é calculada com base na abundância do elemento a ser estudado no meio gasoso

em que este se encontra. Desta forma, podemos tomar como base dois tipos de abundâncias

químicas para o Sistema Solar, a fotosférica e a protosolar. Sendo a temperatura de conden-

sação diferente para cada caso, pois os dois cenários têm metalicidades ligeiramente diferentes.

Para este estudo, será usada a temperatura de condensação derivada das abundâncias

químicas fotosféricas, pois são estas que podem servir de referência padrão para a normali-

zação de abundâncias em outras estrelas. Os elementos químicos são aqui classi�cados de

acordo com sua temperatura de condensação : Os elementos voláteis (Tc < 900K) e os ele-

mentos refratários (Tc > 900K). A tabela 3.1 apresenta as temperaturas de condensação dos

elementos estudados neste trabalho. Desta forma, podemos identi�car na presente lista de

elementos, o O e o Rb como voláteis e os elementos Fe, Si, Na, Mg, Al, Ca, Ti, Co, Ni, Zr,

Ba, La, e Cr como refratários.


Tabela 3.1: Temperatura de condensação fotosférica dos elementos.

Elemento Tca

(K)O 179Na 953Mg 1327Al 1641Si 1302Ca 1505Ti 1573Cr 1291Fe 1328Co 1347Ni 1348Rb 798Zr 1736Ba 1447La 1570

a 50% da Tempe-

ratura de Condensa-

ção segundo Lodders

(2003).

Capítulo 4

Resultados

Neste capítulo são apresentados os parâmetros físico-químicos obtidos para a presente

amostra estelar. Em seguida, é apresentada uma comparação com dados existentes na lite-

ratura, além de uma análise do comportamento das abundâncias computadas relativamente

a outras quantidades físicas, como a temperatura de condensação, a temperatura efetiva e a

rotação projetada das estrelas com planetas, em análise paralela com as estrelas sem planetas.

4.1 Parâmetros Físico-Químicos

A tabela 4.1 apresenta para cada estrela, a identi�cação, a temperatura efetiva Teff , a

gravidade super�cial log g, a velocidade de microturbulência vmic, a metalicidade [Fe/H], a

velocidade de rotação projetada v sin i e o instrumento através do qual foi obtido o espectro.

A tabela 4.2 fornece os valores determinados para as abundâncias relativas [m/H]1 dos demais

14 íons da amostra.

1Neste trabalho é adotada a notação: Am = log nm/nH+12, onde nm é a densidade de número do elementom; [m/H] = Am − A�m; e [m/Fe] = [m/H] − [Fe/H].

18

Capítulo 4. Resultados 19

Tabela 4.1: Parâmetros atmosféricos da amostra estelar em estudo.

Nome da Teff log g vmic [Fe/H] v sin i Instrum.Estrela (K) (dex) (km/s) (dex) (km/s)CoRoT-Exo 1 6200 +49

−77 4.34 +0.13−0.11 1.08 +0.13

−0.09 -0.04 ±0.16 4.83 ± 0.1 HARPSCoRoT-Exo 2 5808 +142

−79 5.02 +0.12−0.13 1.24 +0.42

−0.51 -0.07 ±0.18 9.91 ± 0.4 HARPSCoRoT-Exo 3 6650 +194

−90 4.35 +0.46−0.40 2.65 +0.94

−0.90 0.16 ±0.20 15.1 ± 0.2 HARPSCoRoT-Exo 4 6112 +52

−69 4.31 +0.20−0.19 1.10 +0.10

−0.10 0.11 ±0.14 6.7 ± 0.2 HARPSCoRoT-Exo 5 5995 +120

−65 4.18 +0.34−0.35 0.97 +0.33

−0.30 -0.15 ±0.16 2.5 ± 0.2 HARPSCoRoT-Exo 7 5300 +26

−28 4.43 +0.31−0.29 0.85 +0.05

−0.09 0.06 ±0.06 1.5 ± 0.1 HARPSCoRoT-Exo 9 5626 +62

−58 4.59 +0.32−0.36 1.08 +0.16

−0.15 -0.06 ±0.20 < 1.2 HARPSCoRoT-Exo 10 4930 +71

−125 4.43 +0.59−0.78 0.69 +0.29

−0.29 0.03 ±0.10 < 1.2 HARPSCoRoT-Exo 11 5502 +110

−112 3.80 +0.39−0.45 < 0.64 -0.63 ±0.22 < 1.2 HARPS

CoRoT-Exo 12 6145 +50−35 4.41 +0.12

−0.12 1.63 +0.21−0.14 0.13 ±0.12 · · · UVES

CoRoT ID 102614844 5445 +25−50 4.14 +0.25

−0.19 1.00 +0.06−0.07 0.37 ±0.04 1.0 ± 1.0 UVES

CoRoT ID 102709247 5570 +38−38 4.00 +0.14

−0.12 0.91 +0.16−0.05 0.30 ±0.03 1.0 ± 1.0 UVES

CoRoT ID 102692093 5870 +50−40 4.41 +0.14

−0.14 1.89 +0.20−0.26 -0.12 ±0.05 8.0 ± 1.0 UVES

CoRoT ID 101476063 5780 +60−55 4.40 +0.14

−0.13 1.44 +0.07−0.07 0.16 ±0.03 2.0 ± 1.0 UVES

UVES 229705 5840 +80−25 4.05 +0.24

−0.24 1.37 +0.08−0.11 0.03 ±0.04 3.8 ± 1.0 UVES

UVES 229759 5637 +38−37 4.53 +0.37

−0.36 1.63 +0.10−0.10 -0.01 ±0.04 5.5 ± 1.0 UVES


Tabela4.2:

Abu

ndâncias

quím

icas

compu

tadasno

presente

trabalho,para

aam

ostraestelarem

estudo.

Nom

eda

Estrela

ONa

Mg

Al

SiCa

Ti

CoR

oT-Exo

1···

-0.05+

0.0

6−

0.0

60.07

+0.1

0−

0.1

0-0.07+

0.2

0−

0.3

00.01

+0.0

6−

0.0

60.06

+0.0

7−

0.0

8-0.13+

0.1

3−

0.2

5

CoR

oT-Exo

2-0.14+

0.2

4−

0.1

70.02

+0.0

7−

0.0

70.06

+0.1

0−

0.1

00.21

+0.0

8−

0.0

8-0.07+

0.0

9−

0.1

80.15

+0.0

9−

0.1

00.23

+0.1

3−

0.1

4

CoR

oT-Exo

3<

0.22

0.16

+0.2

4−

0.8

3-0.03+

0.1

6−

0.1

60.02

+0.2

3−

0.4

80.09

+0.1

4−

0.1

70.13

+0.1

6−

0.2

70.33

+0.1

5−

0.1

9

CoR

oT-Exo

4···

0.25

+0.1

2−

0.1

30.08

+0.1

2−

0.1

3-0.01+

0.1

4−

0.1

70.12

+0.1

0−

0.1

00.18

+0.1

1−

0.1

60.13

+0.1

3−

0.1

8

CoR

oT-Exo

5-0.23+

0.2

2−

0.3

8-0.19+

0.0

9−

0.1

0-0.02+

0.1

1−

0.1

1-0.23+

0.1

7−

0.2

3-0.22+

0.1

2−

0.2

0-0.10+

0.1

0−

0.1

1-0.06+

0.1

2−

0.1

6

CoR

oT-Exo

7-0.16+

0.1

2−

0.1

6-0.03+

0.0

5−

0.0

50.09

+0.0

9−

0.0

90.08

+0.0

6−

0.0

6-0.04+

0.0

5−

0.0

50.20

+0.0

6−

0.0

60.16

+0.0

7−

0.0

7

CoR

oT-Exo

9-0.30+

0.2

5−

0.3

0-0.15+

0.0

8−

0.0

80.00

+0.1

2−

0.1

30.09

+0.1

1−

0.1

2-0.13+

0.1

1−

0.1

30.00

+0.1

1−

0.1

2-0.12+

0.1

4−

0.1

8

CoR

oT-Exo

10···

0.22

+0.0

9−

0.1

10.14

+0.1

3−

0.1

40.26

+0.1

0−

0.1

10.09

+0.1

1−

0.1

20.24

+0.0

9−

0.1

10.27

+0.1

0−

0.1

0

CoR

oT-Exo

11···

-0.34+

0.1

5−

0.1

6-0.15+

0.2

0−

0.2

7-0.52+

0.1

7−

0.2

3-0.62+

0.1

9−

0.2

6-0.32+

0.1

7−

0.2

2-0.63+

0.1

4−

0.1

8

CoR

oT-Exo

12-0.05+

0.1

1−

0.1

50.18

+0.0

6−

0.0

60.20

+0.1

0−

0.1

10.18

+0.1

1−

0.1

30.07

+0.0

6−

0.0

60.17

+0.0

6−

0.0

60.15

+0.0

9−

0.1

2

CoR

oTID

102709247

0.04

+0.0

7−

0.0

80.28

+0.0

5−

0.0

50.23

+0.0

9−

0.0

90.28

+0.0

7−

0.0

7-0.44+

0.0

5−

0.0

50.21

+0.0

4−

0.0

40.26

+0.0

7−

0.0

7

CoR

oTID

102614844

-0.07+

0.0

7−

0.0

8-0.38+

0.0

6−

0.0

6-0.80+

0.1

3−

0.1

6-0.84+

0.1

2−

0.1

40.35

+0.1

0−

0.1

00.32

+0.0

5−

0.0

50.37

+0.0

8−

0.0

8

CoR

oTID

102692093

-0.19+

0.0

7−

0.0

8-0.21+

0.0

5−

0.0

6-0.13+

0.1

1−

0.1

2-0.08+

0.0

8−

0.0

9-0.06+

0.0

8−

0.1

0-0.17+

0.0

6−

0.0

6-0.19+

0.1

2−

0.1

5

CoR

oTID

101476063

0.19

+0.0

5−

0.0

50.18

+0.0

4−

0.0

4-0.03+

0.0

9−

0.0

90.05

+0.0

7−

0.0

70.14

+0.0

5−

0.0

50.02

+0.0

6−

0.0

60.06

+0.0

7−

0.0

7

UVES229705

-0.21+

0.0

6−

0.0

6-0.07+

0.0

4−

0.0

4-0.02+

0.0

9−

0.0

90.04

+0.0

6−

0.0

70.07

+0.0

4−

0.0

4-0.05+

0.0

5−

0.0

50.00

+0.0

7−

0.0

8

UVES229759

-0.20+

0.0

6−

0.0

6-0.25+

0.0

5−

0.0

5-0.36+

0.0

9−

0.0

9-0.27+

0.0

6−

0.0

6-0.17+

0.0

4−

0.0

4-0.31+

0.0

4−

0.0

4-0.20+

0.0

8−

0.0

8

Nom

eda

Estrela

Cr

Co

Ni

Rb

Zr

Ba

La

CoR

oT-Exo

1-0.18+

0.1

2−

0.1

20.01

+0.1

5−

0.2

0-0.22+

0.1

1−

0.1

9···

0.50

+0.6

8−

0.2

10.43

+0.1

0−

0.1

0-0.03+

0.2

8−

0.1

9

CoR

oT-Exo

20.13

+0.1

6−

0.1

6-0.01+

0.1

4−

0.2

30.01

+0.0

9−

0.1

0···

<0.15

0.36

+0.0

8−

0.0

80.45

+0.1

6−

0.2

1

CoR

oT-Exo

3-0.03+

0.1

6−

0.2

20.11

+0.2

0−

0.2

20.04

+0.1

9−

0.3

6···

···

-0.19+

0.1

5−

0.1

5···

CoR

oT-Exo

40.15

+0.1

7−

0.1

8-0.10+

0.1

4−

0.1

80.06

+0.0

9−

0.0

9···

0.63

+0.1

3−

0.1

60.43

+0.1

0−

0.1

0-0.30+

0.2

3−

0.3

8

CoR

oT-Exo

5-0.23+

0.1

2−

0.1

2<

-0.03

-0.19+

0.1

0−

0.1

1···

0.41

+0.1

7−

0.3

00.13

+0.0

8−

0.0

8<

0.04

CoR

oT-Exo

70.13

+0.1

1−

0.1

10.18

+0.0

9−

0.0

90.03

+0.5

−0.0

5···

0.01

+0.0

6−

0.0

60.29

+0.1

0−

0.1

10.13

+0.0

9−

0.1

1

CoR

oT-Exo

9-0.04+

0.1

4−

0.1

4-0.03+

0.1

7−

0.2

6-0.04+

0.1

1−

0.1

2···

<0.26

0.29

+0.1

7−

0.2

0<

0.32

CoR

oT-Exo

100.05

+0.1

3−

0.1

30.50

+0.1

2−

0.1

20.14

+0.1

2−

0.1

3···

0.05

+0.0

8−

0.0

80.12

+0.1

6−

0.1

80.13

+0.0

9−

0.1

0

CoR

oT-Exo

11-1.06+

0.2

0−

0.2

1-0.28+

0.1

9−

0.2

7-0.63+

0.1

5−

0.1

7···

<0.14

0.69

+0.2

3−

0.3

2-0.69+

0.2

4−

0.3

8

CoR

oT-Exo

12···

0.28

+0.1

3−

0.1

50.09

+0.5

−0.0

50.35

+0.1

7−

0.1

70.45

+0.1

8−

0.3

20.04

+0.0

7−

0.0

70.13

+0.1

4−

0.1

9

CoR

oTID

102709247

0.35

+0.1

0−

0.1

00.44

+0.0

9−

0.0

90.39

+0.0

4−

0.0

40.42

+0.1

6−

0.1

60.54

+0.0

6−

0.0

60.29

+0.1

0−

0.0

9-0.14+

0.0

9−

0.0

9

CoR

oTID

102614844

0.46

+0.1

0−

0.1

00.73

+0.0

9−

0.0

90.55

+0.0

6−

0.0

60.30

+0.2

0−

0.2

10.49

+0.1

1−

0.1

40.10

+0.1

2−

0.1

30.27

+0.1

3−

0.1

7

CoR

oTID

102692093

-0.25+

0.1

5−

0.1

6···

-0.05+

0.0

7−

0.0

8-0.09+

0.1

5−

0.1

50.49

+0.1

2−

0.1

60.06

+0.0

7−

0.0

7-0.27+

0.2

4−

0.4

8

CoR

oTID

101476063

···

0.23

+0.0

8−

0.0

80.14

+0.0

4−

0.0

4-0.74+

0.1

6−

0.1

6···

-0.01+

0.1

1−

0.1

10.12

+0.2

0−

0.3

2

UVES229705

0.15

+0.1

1−

0.1

20.61

+0.0

8−

0.0

80.00

+0.0

4−

0.0

40.17

+0.1

6−

0.1

60.31

+0.0

6−

0.0

8-0.06+

0.0

8−

0.0

7-0.03+

0.0

9−

0.1

0

UVES229759

-0.05+

0.1

0−

0.1

00.09

+0.1

1−

0.1

3-0.16+

0.5

−0.0

5-0.52+

0.1

5−

0.1

50.31

+0.0

6−

0.0

8-0.25+

0.1

8−

0.2

10.05

+0.1

4−

0.1

9


A �gura 4.1 exibe o diagrama log Teff × log g da amostra estelar construído com os

parâmetros estelares obtidos, disponíveis na tabela 4.1. O Sol está incluído para comparação.

Este diagrama mostra que, exceto a estrela CoRoT-Exo 11, as estrelas com planetas

da presente amostra estão particularmente localizadas na sequência principal. Na realidade,

com uma metalicidade [Fe/H] ' -0.68, a estrela CoRoT-Exo 11 difere bastante da amostra,

cujo intervalo de [Fe/H] é particularmente solar, variando de -0.15 a 0.16.

As estrelas sem planetas detectados estão localizadas entre a sequência principal e o

início da região das subgigantes. As estrelas CoRoT ID 102614844 e CoRoT ID 102709247,

além de estarem melhor localizadas no início da região das subgigantes, são aquelas com

maior metalicidade [Fe/H] (0.37 e 0.30, respectivamente).

4.2 Curvas de abundâncias

Obtidas as abundâncias (Am) de cada elemento e comparando com os valores solares,

numa curva de abundâncias, é possível veri�car que estas seguem a mesma tendência que o

Sol, uma primeira indicação de que os parâmetros físico-químicos obtidos estão bem deter-

minados. A �gura 4.2 apresenta a curva de abundâncias obtida neste trabalho, das estrelas

com e sem planeta, em comparação com as abundâncias solares determinadas em Asplund,

Grevesse & Sauval (2005).


Figura 4.1: Diagrama log Teff × log g das estrelas deste estudo. Círculos azuis representam as estrelas complaneta. A estrela CoRoT-Exo 11, citada no texto está destacada com uma caixa azul; círculos vermelhosrepresentam as estrelas sem planetas. O Sol é indicado pelo símbolo �, para comparação . As linhas sólidassão traçados evolutivos de Girardi et al. (2000).


Figura4.2:

Diagram

adasabun

dânciasA

mem

função

donú

meroatôm

icoZ

dasestrelas

desteestudo.Círculosazuisrepresentam

abun

dânciasdas

estrelas

com

planeta,

círculos

verm

elhosrepresentam

abun

dânciasdasestrelas

sem

planeta.

Abu

ndâncias

doSolestãoindicadascom

osímbo

lo�.A

linha

tracejadarepresenta

acurvade

abun

dânciasdo

Solpara

oselem

entosaqui

estudados.


4.3 Comparação com dados da literatura

Para todas as estrelas com planetas, existem trabalhos de diversos autores em que são

determinados alguns parâmetros físico-químicos em comum com este estudo. Esta seção

apresenta uma comparação e discussão entre os resultados deste trabalho e da literatura. A

tabela 4.3 apresenta os parâmetros atmosféricos obtidos em outros trabalhos. Não foram

encontrados estudos que determinam os parâmetros atmosféricos das estrelas sem planetas.

Tabela 4.3: Parâmetros atmosféricos da amostra estelar, obtidos em outros estudos.

Nome da Teff log g vmic [Fe/H] v sin i Ref.Estrela (K) (dex) (km/s) (dex) (km/s)CoRoT-Exo 1 5950 ±150 4.25 ±0.30 � -0.30 ±0.25 5.2 ± 1.0 aCoRoT-Exo 2 5696 ±70 4.42 ±0.12 1.71 ±0.10 0.03 ±0.06 8.5 ±1.0 b

5625 ±120 4.30 ±0.20 · · · · · · 11.85 ±0.45 cCoRoT-Exo 3 6740 ±140 4.22 ±0.07 · · · 0.03 ±0.06 17.0 ±1.0 dCoRoT-Exo 4 6115 ±70 4.30 ±0.12 1.37 ±0.10 0.12 ±0.05 5.5 ±1.0 bCoRoT-Exo 5 6100 ±65 4.19 ±0.03 0.91 ±0.09 -0.25 ±0.06 1.0 ±1.0 eCoRoT-Exo 7 5275 ±75 4.50 ±0.10 · · · 0.05 ±0.04 < 3.5 fCoRoT-Exo 9 5625 ±80 4.54 ±0.09 · · · · · · < 3.5 gCoRoT-Exo 10 5075 ±75 4.65 ±0.10 2.0 ±0.5 0.26 ±0.07 · · · hCoRoT-Exo 11 6440 ±120 4.22 ±0.23 · · · -0.03 ±0.08 40.0±5.0 iCoRoT-Exo 12 5675 ±80 4.52 ±0.08 0.6 ±0.2 0.16 ±0.10 1.0 ±1.0 j

Referências: a - Barge (2008); b - Chavero (2010); c - Bouchy (2008); d - Deleuil (2008); e -

Rauer (2009); f - Léger (2009); g - Deeg (2010); h - Bonomo (2010); i - Gandol� (2010); j -

Gillon (2010).

Grande parte dos parâmetros atmosféricos obtidos para as estrelas deste estudo estão

de acordo ou próximos do limite da margem de erro das medidas encontradas na literatura.

Analisando as estrelas que apresentam maiores diferenças com a literatura existente, vemos

que em Barge et al. (2008) também foi feito uso dos modelos MARCS com espectros HARPS

para determinar os parâmetros atmosféricos da CoRoT-Exo 1, porém a estimativa de tempe-

ratura foi feita através da análise da linha Hα, que �cou um pouco abaixo do valor estimado

neste trabalho e resultou em valores menores para a gravidade e metalicidade. A velocidade

de rotação projetada foi determinada de maneira independente dos parâmetros atmosféricos,

estando de acordo com o valor apresentado neste trabalho.


Para a estrela CoRoT-Exo 2, foi obtida uma temperatura um pouco mais alta que os

trabalhos analisados (Bouchy et al. (2008); Chavero et al. (2010)), ainda assim, estando

de acordo com o trabalho de Chavero et al. (2010), que usou um método similar, embora

com cerca de metade da quantidade de linhas de Fe I e Fe II deste trabalho. Em Bouchy at

al. (2008) foi feita uma análise espectral em paralelo com análise da linha Hα, que pode ter

subestimado a temperatura desta estrela.

A estrela CoRoT-Exo 11 apresenta clara discrepância com os dados obtidos por Gandol�

et al. (2010) em todos os parâmetros atmosféricos, inclusive a rotação projetada. Analisando

também os parâmetros físico-químicos, é possível notar que a estrela resulta ser bastante

sub-abundante para quase toda a totalidade dos elementos. Aliando estas informações à

quantidade reduzida de linhas possíveis de medir para esta estrela, consequência de um es-

pectro �nal com baixo SNR, é bastante provável que a grande diferença entre nossos dados

e aqueles da literatura seja consequência da má qualidade do espectro utilizado, o que pode

signi�car que os parâmetros determinados para esta estrela, neste trabalho, não a caracteri-

zem de forma satisfatória.

As �guras 4.3 e 4.4 apresentam uma comparação dos valores de temperatura efetiva e

metalicidade adotados neste trabalho com os da literatura existente, evidenciando o grande

desvio mencionado para a estrela CoRoT-Exo 11, com relação às estrelas com planetas da

amostra.

4.4 Temperatura de Condensação

Seguindo a estratégia de outros estudos (Melendez et al. 2009; Ramírez et al. 2009;

Simon Schuler et al. 2011), investigamos as abundâncias dos elementos refratários (Tc > 900

K) em função de Tc para a nossa amostra. A correlação entre as quantidades é mensurada pela

inclinação de um ajuste de mínimos quadrados linear. Um estudo estendido aos elementos

voláteis foi impossibilitado devido à pequena quantidade de elementos voláteis aqui estudados,


Figura 4.3: Comparação dos valores de temperatura efetiva obtidos neste trabalho (eixo das ordenadas)com os valores da literatura (eixo das abcissas). A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada em vermelho.

Figura 4.4: Comparação dos valores de metalicidade obtidos neste trabalho (eixo das ordenadas) com osvalores da literatura (eixo das abcissas). A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada em vermelho.


somada à di�culdade em medir a abundância de oxigênio (O) por conta da baixa intensidade

da linha de absorção aqui utilizada (6300.315 Å) e pelo baixo SNR em alguns espectros e

pelo fato de o comprimento de onda central da única linha (7800.260 Å) usada para medir a

abundância do rubídio (Rb) não ser coberto pelos espectros HARPS.

Por outro lado, Ramírez (2009) mostrou que as tendências dos elementos voláteis (Tc <

900 K) em estrelas solares seguem um padrão similar ao Sol e que estas tendências de�nem

a evolução química geral da galáxia. Assim, parece ser de maior interesse estudar o compor-

tamento dos elementos refratários.

A notação de abundâncias relativas [m/H] e [m/Fe] usadas neste trabalho segue a de

Schuler (2011). Porém este e os demais autores limitam suas análises a uma ou outra abun-

dância relativa, se referindo à inclinação da curva das abundâncias [m/H] ou [m/Fe] em função

de Tc apenas como m. Neste trabalho, a análise simultânea das duas quantidades exige uma

notação especí�ca. Portanto, de�nimos mH como a inclinação de [m/H] em função de Tc.

Analogamente, mFe é de�nida como a inclinação de [m/Fe] em função de Tc. As quantidades

m�H e m�

Fe para o Sol são identicamente nulos, pelas suas de�nições.

As �guras 4.5 e 4.6 exibem as abundâncias relativas [m/H] dos elementos refratários

em função da temperatura de condensação para as estrelas com e sem planeta, respectiva-

mente. As �guras 4.7 e 4.8 exibem as abundâncias relativas [m/Fe] dos elementos refratários

em função da temperaturas de condensação para as estrelas com e sem planetas, respectiva-

mente. Cada quadro individual contém a identi�cação da estrela em preto e as abundâncias

indicadas com pontos pretos. A linha azul representa a regressão linear, com o valor da

inclinação m desta regressão especi�cado em azul. A análise destas �guras mostra que não

há uma diferença signi�cativa entre as quantidades mH e mFe para cada estrela, sugerindo

que ambas podem ser utilizadas com igual validade para estudos relativos aos parâmetros

físico-químicos de estrelas solares. Entretanto, a estrela CoRoT-exo 11 outra vez destoa da

amostra, apresentando um comportamento sub-abundante.


Figura 4.5: Abundâncias relativas [m/H] para os elementos refratários em função de Tc das estrelas complanetas deste estudo. O parâmetro m indica a inclinação da regressão linear.


Figura 4.6: Abundâncias relativas [m/H] para os elementos refratários em função de Tc das estrelas semplanetas deste estudo. O parâmetro m indica a inclinação da regressão linear.


Figura 4.7: Abundâncias relativas ao ferro [m/Fe] para os elementos refratários em função de Tc das estrelascom planetas deste estudo. O parâmetro m indica a inclinação da regressão linear.


Figura 4.8: Abundâncias relativas ao ferro [m/Fe] para os elementos refratários em função de Tc das estrelassem planetas deste estudo. O parâmetro m indica a inclinação da regressão linear.

4.5 Temperatura efetiva e metalicidade

Neste trabalho, fazemos também uma análise como aquela realizada por Gonzalez et

al. (2010). A �gura 4.9, apresenta a correlação mFe das abundâncias relativas dos elementos

refratários com a temperatura da estrela, con�rmando que tanto as estrelas com planetas

quanto as estrelas sem planetas são mais ricas em elementos refratários que o Sol, em sua

faixa de temperatura efetiva.

As �guras 4.10 e 4.11 apresentam os diagramas da inclinação mH e mFe, respectiva-

mente, em função da metalicidade [Fe/H] da amostra de estrelas. É importante ressaltar que

em ambos os grá�cos aqui citados, a estrela mais à esquerda e isolada trata-se da CoRoT-Exo

11, marcada com uma caixa azul. Fica claro que se forem adotados os parâmetros atmosfé-

ricos encontrados em (Gandol�, 2010), esta estrela irá se localizar na região onde as demais

estrelas da amostra se concentram nas referidas �guras, embora não seja possível garantir


Figura 4.9: Inclinação das abundâncias relativas ao ferro, mFe em função da temperatura efetiva Teff

das estrelas com e sem planetas deste estudo. Círculos azuis representam estrelas com planetas e círculosvermelhos, as estrelas sem planetas. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com uma caixa azul. O Sol estárepresentado pelo símbolo �, para efeitos comparativos.


que com os novos parâmetros ela tenha valores similares para mH ou mFe.

Figura 4.10: Inclinação das abundâncias relativas ao hidrogênio mH versus [Fe/H], para os elementosrefratários, das estrelas com planetas (círculos azuis) e sem planetas (círculos vermelhos) da presente amostra.A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com uma caixa azul.

Observando o comportamento das demais estrelas, �ca visível que há uma tendência da

abundância dos elementos refratários das estrelas com planetas decrescerem com o aumento

da metalicidade, re�etindo uma diminuição da inclinação mH ou mFe. Esta tendência já

havia sido observada por Ramirez et al. (2010), o qual sugeriu que esta relação pode ser uma

assinatura da formação de planetas terrestres e que todas as estrelas ricas em metal ([Fe/H]


> 0.15) devem ter planetas terrestres as orbitando.

Figura 4.11: InclinaçãomFe versus [Fe/H], para os elementos refratários, das estrelas com planetas (círculosazuis) e sem planetas (círculos vermelhos) da presente amostra. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada comuma caixa azul.

Apesar do grande número de estrelas estudadas, a amostra de (Ramirez et al. 2010)

constitui-se apenas de estrelas com planeta. A presente análise, que inclui estrelas sem pla-

neta, sugere que as estrelas sem planetas detectados até o momento podem seguir a mesma

tendência entre os elementos refratários e a metalicidade das estrelas com planeta, pelo me-

nos dentro do intervalo de temperatura estudado.


4.6 Rotação

A rotação de uma estrela é um observável fundamental para o estudo da sua evolução,

especialmente quando estudada em conjunto com seus parâmetros físico-químicos. Desta

forma, confrontamos também o comportamento que as abundâncias dos elementos refratá-

rios seguem com relação à temperatura de condensação e a velocidade de rotação projetada

v sin i.

A �gura 4.12 apresenta a rotação projetada das estrelas com e sem planeta em função

da metalicidade [Fe/H]. A estrela mais isolada à esquerda trata-se da CoRoT-Exo 11. Se

mais uma vez utilizarmos os parâmetros de Gangol� (2010) para esta, veri�ca-se uma con-

centração dos valores de v sin i em torno de [Fe/H] ∼ 0.0, pelo menos para as estrelas com

planeta. Para as estrelas sem planetas detectados parece haver uma leve tendência para uma

diminuição de v sin i com o aumento de [Fe/H]. As �guras 4.13 e 4.14 apresentam diagrama

da inclinação mH e mFe com relação a v sin i. Neste caso, seja para estrelas com ou sem

planetas, não foram encontradas diferenças signi�cativas na distribuição destes parâmetros,

mH ou mFe, com a rotação.


Figura 4.12: Velocidade de rotação projetada v sin i em função da metalicidade das estrelas da amostra.Estrelas com planetas são os círculos preenchidos de azul. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com umacaixa azul. Estrelas sem planetas são os círculos vermelhos.


Figura 4.13: Inclinação mH versus v sin i para os elementos refratários, das estrelas com e sem planetasda presente amostra. Círculos azuis representam estrelas com planetas e círculos vermelhos, as estrelas semplanetas. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com uma caixa azul.


Figura 4.14: Inclinação mFe versus v sin i para os elementos refratários, das estrelas com e sem planetasda presente amostra. Círculos azuis representam estrelas com planetas e círculos vermelhos, as estrelas semplanetas. A estrela CoRoT-Exo 11 está destacada com uma caixa azul.

Capítulo 5

Conclusões e perspectivas

5.1 Conclusões

Neste trabalho de dissertação de mestrado, foi realizada a análise espectroscópica de 16

estrelas solares do plano galático. Destas, 14 foram observadas pelo satélite CoRoT, dentre

as quais, 10 têm planetas em órbita, detectados através do método de trânsito. Para tanto,

foi feita a análise espectroscópica destas estrelas, onde foram utilizados espectros da base de

dados públicos dos espectógrafos de alta resolução UVES-VLT e HARPS-La Silla do ESO.

As abundâncias dos íons O I, Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Rb I,

Zr I, Ba II, La II e Cr I foram determinadas para toda a amostra de estrelas. Adicio-

nalmente, as abundâncias dos íons Fe I e Fe II foram determinados para as estrelas com

planetas. Parâmetros físico-químicos fundamentais (Teff , log g, vmic, [Fe/H]) também fo-

ram determinados para as estrelas com planetas, oferecendo assim uma determinação mais

homogênea dos parâmetros físico-químicos destas estrelas, com relação a trabalhos anteriores.

Os parâmetros atmosféricos estão em sua grande maioria de acordo com estudos ante-

39

Capítulo 5. Conclusões e perspectivas 40

riores, embora várias evidências mostrem que para a estrela CoRoT-Exo 11 tais parâmetros

tenham sido mal determinados, possivelmente devido à baixa qualidade do espectro �nal

utilizado na análise.

O comportamento das abundâncias com relação à temperatura de condensação dos ele-

mentos, da temperatura efetiva, metalicidade e rotação foi analisado todas as estrelas da

amostra. Constatamos que não existem diferenças signi�cativas nos resultados se forem ado-

tadas as quantidades mH ou mFe como parâmetro de estudo, onde mH e mFe representam,

respectivamente, a inclinação da regressão linear das abundâncias relativas ao Hidrogênio e

ao Ferro, em função da temperatura de condensação dos elementos refratários. Nossa análise

em relação à temperatura de condensação dos elementos refratários (Tc > 900 K) concorda

com estudos anteriores de outros autores, que concluem que o Sol possui uma de�ciência na

abundância dos elementos refratários, comparando com estrelas de sua faixa de temperatura

efetiva.

Este trabalho con�rma os resultados de Gonzalez et al. (2009) de que estrelas com

planeta apresentam uma correlação entre o parâmetro mFe e a metalicidade [Fe/H]. O autor

acima sugere que estrelas com alta metalicidade ([Fe/H] > 0.15) devem possuir planetas ro-

chosos em órbita. Por outro lado, nossa análise das estrelas sem planetas detectados revela

algumas estrelas com alta metalicidade e valor reduzido ou negativo do parâmetro mFe, uma

indicação de que estas estrelas podem ter planetas rochosos ainda não descobertos.

Capítulo 5. Conclusões e perspectivas 41

5.2 Perspectivas

Novos planetas extra-solares continuam sendo descobertos e estudados por diversas

outras missões dedicadas a esta grandiosa tarefa, como o HARPS (High Accuracy Radial

velocity Planetary Search) e a Missão Kepler, dentre muitos outros1. Oferecendo uma opor-

tunidade única de se estudar estes sistemas planetários e suas estrelas centrais, bem como

traçar uma imagem mais completa da origem e característica dos sistemas planetários e aju-

dando a responder se o Sol é uma estrela típica ou não de sua classe e se pode ser usada

como parâmetro de comparação para outras estrelas.

Estender os estudos para as demais estrelas com planetas descobertos na missão Co-

RoT torna-se um trabalho de grande importância, por oferecer uma oportunidade única de

se determinar de maneira homogênea os parâmetros físico-químicos dessas estrelas, disponi-

bilizando dados mais precisos para estudos da evolução estelar e dos sistemas planetários.

Um estudo que envolva diretamente o período de rotação estelar pode revelar aspectos par-

ticulares nas relações das abundâncias versus rotação.

Ampliar o número de estrelas sem planetas detectados também é de grande importância

para encontrar diferenças nas abundâncias estudadas, além de uma amostra de comparação

mais homogênea. Pretendemos também, incluir elementos químicos voláteis em nossa pro-

posta de trabalho, visando uma análise mais completa com relação à temperatura de conden-

sação, além de ampliar a lista de linhas a ser analisada, de modo a aumentar a precisão das

medidas. Pretendemos dar continuidade ao trabalho de criação de ferramentas automáticas

de medida das larguras equivalente das linhas de absorção num espectro, o que irá possibilitar

o estudo de uma quantidade bem maior de estrelas.

1Veja uma ampla lista de missões dedicadas ao estudo de exoplanetas e suas estrelas hospedeiras emhttp://exoplanet.eu/searches.php

Apêndice A

Medidas de largura equivalente

As medidas realizadas de largura equivalente para os íons Fe I e Fe II, utilizadas para

determinar os parâmetros atmosféricos das estrelas com planetas de nossa amostra são apre-

sentadas nas tabelas A.1 e A.2. Nas tabelas A.3, A.4 e A.5 são listadas as medidas realizadas

de largura equivalente dos demais elementos deste estudo, utilizadas para determinar as

abundâncias das estrelas com e sem planetas deste trabalho.

As colunas das tabelas deste apêndice têm os seguintes signi�cados: A primeira coluna

(Íon) indica o íon, a segunda coluna (λ (Å)) indica o comprimento de onda central da linha

de absorção em ângstrons e as demais colunas (com a identi�cação da estrela) indicam a

medida de largura equivalente da linha, em miliângstrons, para esta estrela;

42

Apêndice A. Medidas de largura equivalente 43

Tabela A.1: Medidas das larguras equivalentes das linhas de Fe I e Fe II, em mili-ângstrons,das estrelas analisadas neste trabalho.

Íon λ (Å) CoRoT-Exo 1 CoRoT-Exo 2 CoRoT-Exo 3 CoRoT-Exo 4 CoRoT-Exo 5Fe I 5036.919 12.6 33.7 21.3 50.7Fe I 5044.211 51.0 91.1 60.9 60.4 49.9Fe I 5054.643 21.0 50.2 14.4 31.0 21.2Fe I 5228.377 46.4 43.5 34.9 52.9 41.0Fe I 5242.493 73.6 88.6 79.9 78.8 74.8Fe I 5247.051 43.0 65.1 57.2 39.5Fe I 5373.709 52.0 63.3 50.3 52.9 43.8Fe I 5386.330 14.8 44.9 27.6 19.5Fe I 5522.444 29.1 53.5 27.6 39.8 27.7Fe I 5543.936 49.4 60.0 52.2 57.3 43.0Fe I 5618.633 35.1 63.2 37.8 46.2 34.0Fe I 5638.262 63.3 75.4 70.4 68.3 59.0Fe I 5701.547 63.2 76.6 56.1 74.3 73.3Fe I 5705.465 20.3 33.8 35.4 23.4Fe I 5741.848 23.6 35.0 30.7 15.4Fe I 5775.081 45.1 60.7 50.3 46.5 44.0Fe I 5778.453 13.1 33.0 10.8 11.5Fe I 5806.725 42.0 57.0 48.9 50.7 30.8Fe I 5811.914 5.5 10.9 7.2 7.0Fe I 5852.219 29.0 47.8 29.5 30.8 23.8Fe I 5853.148 3.9 3.0 3.7 3.1Fe I 5855.077 10.7 18.6 11.8 13.9Fe I 5856.088 24.3 35.2 24.0 21.5Fe I 5858.778 13.4 3.4 5.0 4.7Fe I 5916.247 35.1 53.5 58.4 41.8 33.7Fe I 5927.789 31.9 38.8 40.7 32.5Fe I 5934.657 53.4 75.8 63.5 65.5 54.5Fe I 5956.694 30.7 52.1 39.5 26.0Fe I 5976.777 53.6 69.5 62.1 67.5 43.7Fe I 5987.066 61.5 53.5 56.4 57.2 46.7Fe I 6003.014 64.8 76.9 72.7 74.5 58.6Fe I 6019.362 4.0 5.0 3.0Fe I 6027.051 50.2 69.6 79.2 55.1 48.9Fe I 6054.070 8.0 2.1 4.0 3.1Fe I 6056.005 57.6 66.2 55.8 65.7 51.5Fe I 6079.009 32.5 51.9 50.2 29.9Fe I 6105.128 13.0 10.8 7.4 7.6Fe I 6120.249 3.4 3.1 4.2Fe I 6151.618 32.1 44.6 36.7 31.0Fe I 6157.728 45.0 63.5 52.2 55.7 38.3Fe I 6159.373 8.7 22.0 17.3 3.2Fe I 6165.358 31.6 47.1 27.8 37.9 31.7Fe I 6180.204 33.3 59.3 34.8 45.6 28.0Fe I 6187.988 30.7 51.6 39.5 42.8 29.1Fe I 6226.736 20.6 29.8 16.2 23.6 16.3Fe I 6229.226 25.0 43.5 27.0 32.7 16.1Fe I 6240.646 28.0 40.9 17.8 45.4 25.1Fe I 6265.136 65.7 97.4 48.6 70.7 65.8Fe I 6270.225 40.2 68.6 37.2 64.5 33.3


Íon λ (Å) CoRoT-Exo 1 CoRoT-Exo 2 CoRoT-Exo 3 CoRoT-Exo 4 CoRoT-Exo 5Fe I 6271.277 15.9 38.8 24.9 27.1 14.8Fe I 6297.795 53.1 59.3 70.4 56.2 53.1Fe I 6315.809 23.9 22.4 33.2 23.2Fe I 6380.743 33.5 53.6 47.6 33.3Fe I 6392.539 8.4 20.6 11.1 10.8Fe I 6498.939 20.0 54.8 25.7 23.3Fe I 6574.228 10.8 28.3 13.9 18.8Fe I 6575.018 52.9 66.8 27.7 47.9 40.3Fe I 6581.208 14.5 28.4 7.4Fe I 6608.026 9.6 25.5 7.3 4.9Fe I 6627.543 19.8 29.6 25.6 19.5Fe I 6646.932 15.5 9.1 5.2Fe I 6653.851 8.6 7.4Fe I 6699.140 6.8 7.7Fe I 6703.568 16.5 44.6 23.5 29.3 15.4Fe I 6704.480 17.1 3.1Fe I 6705.102 31.2 44.8 40.7 43.4 30.2Fe I 6707.420 7.1Fe I 6710.318 12.2 23.0 7.1 6.2Fe I 6713.045 17.4 41.5Fe I 6713.190 21.6Fe I 6713.740 13.1 27.6 9.8 12.8Fe I 6715.382 12.9 31.5 16.5 23.2 11.0Fe I 6716.233 5.9 22.3 8.4 5.7Fe I 6725.357 12.4 21.6 10.0 10.6Fe I 6726.665 37.3 48.3 38.4 45.6 27.3Fe I 6733.149 17.2 24.5 19.0 21.7Fe I 6739.520 9.0 8.5 7.2Fe I 6752.705 26.8 33.6 28.1 43.7 25.8Fe I 6786.858 14.2 18.9 22.3 18.7 17.9Fe I 6806.845 16.2 38.9 11.8 25.6 18.0Fe I 6810.261 33.1 60.8 35.2 41.3 33.7Fe I 6971.932Fe I 7112.167Fe I 7189.150Fe I 7401.680Fe I 7710.362Fe I 7723.204Fe I 7941.087Fe II 4993.354 42.1 29.2 72.2 44.6 34.8Fe II 5100.627 24.6 14.5 42.9 27.4Fe II 5132.664 23.9 13.9 29.9 24.0 15.9Fe II 5136.794 19.2 12.6Fe II 5197.570 90.5 74.6 148.2 87.2 75.3Fe II 5234.625 86.9 75.7 117.4 90.2 77.6Fe II 5264.805 48.2 31.2 52.0 48.2 41.7Fe II 5414.070 28.7 16.6 45.1 34.2 23.9Fe II 6084.103 21.5 16.2 45.6 30.2 23.5Fe II 6369.458 20.2 9.0 33.3 21.1 25.1Fe II 6416.923 45.4 42.7 53.9 50.6 32.8Fe II 6456.383 72.5 63.6 14.6 80.5 71.2Fe II 7224.475


Tabela A.2: Medidas das larguras equivalentes das linhas de Fe I e Fe II, em mili-ângstrons,das estrelas analisadas neste trabalho.

Íon λ (Å) CoRoT-Exo 7 CoRoT-Exo 9 CoRoT-Exo 10 CoRoT-Exo 11 CoRoT-Exo 12Fe I 5036.919 40.0 28.8 57.6 19.8Fe I 5044.211 94.1 74.6 152.2 37.7Fe I 5054.643 52.7 48.6 55.8 25.0Fe I 5228.377 66.7 54.4 75.6 19.8Fe I 5242.493 98.7 91.6 100.2 39.3Fe I 5247.051 91.1 74.6 95.1 33.7Fe I 5373.709 75.6 61.2 84.8 17.8Fe I 5386.330 43.3 30.6 58.3 10.0Fe I 5522.444 54.2 50.8 62.3 13.7Fe I 5543.936 75.6 64.2 78.0 25.7Fe I 5618.633 59.8 55.5 62.5 38.5Fe I 5638.262 93.8 79.2 102.0 44.0Fe I 5701.547 101.2 76.9 114.9 38.7 78.4Fe I 5705.465 48.1 40.6 41.0 25.3 35.8Fe I 5741.848 43.9 32.7 49.9 14.6 30.9Fe I 5775.081 71.5 59.3 78.2 29.0 55.0Fe I 5778.453 38.4 24.2 48.9 10.8 16.9Fe I 5806.725 64.6 56.7 56.5 27.1 55.5Fe I 5811.914 17.1 8.8 17.8 9.0Fe I 5852.219 53.1 39.4 69.2 23.7 40.6Fe I 5853.148 16.8 7.2 12.3 8.4Fe I 5855.077 29.9 27.0 43.0 11.7 18.8Fe I 5856.088 43.3 31.5 52.0 10.1 33.1Fe I 5858.778 20.5 14.5 29.9 3.4 8.4Fe I 5916.247 74.7 45.7 81.0 18.6 45.8Fe I 5927.789 53.3 39.5 56.8 17.4 43.3Fe I 5934.657 101.7 71.7 129.3 53.5 70.8Fe I 5956.694 72.0 54.7 87.9 18.1 39.5Fe I 5976.777 85.9 70.3 133.2 28.0 66.8Fe I 5987.066 89.6 68.1 111.0 31.2 66.8Fe I 6003.014 104.4 84.1 163.0 31.0 77.4Fe I 6019.362 9.8 12.1Fe I 6027.051 74.2 47.1 65.3 35.6 64.3Fe I 6054.070 15.9 16.6 6.7 9.0Fe I 6056.005 88.3 70.5 84.8 39.6 72.6Fe I 6079.009 55.0 53.0 65.9 22.7 43.6Fe I 6105.128 18.3 7.7 21.3 4.2 8.5Fe I 6120.249 13.5 6.1 23.7 6.5Fe I 6151.618 67.1 53.0 98.2 15.3 43.1Fe I 6157.728 73.1 66.2 100.1 16.6 57.2Fe I 6159.373 20.0 9.1 30.3 14.6Fe I 6165.358 53.6 52.2 56.7 10.0 42.6Fe I 6180.204 75.4 53.9 107.5 23.2 50.8Fe I 6187.988 67.0 49.2 71.7 13.7 44.2Fe I 6226.736 43.1 42.0 44.3 12.7 27.1Fe I 6229.226 51.0 38.2 88.0 20.7 37.5Fe I 6240.646 66.0 59.5 81.9 29.6 41.8Fe I 6265.136 110.0 91.5 123.8 38.7 71.0Fe I 6270.225 68.3 40.3 67.5 22.5 44.5


Íon λ (Å) CoRoT-Exo 7 CoRoT-Exo 9 CoRoT-Exo 10 CoRoT-Exo 11 CoRoT-Exo 12Fe I 6271.277 39.2 23.0 36.0 7.1 19.3Fe I 6297.795 103.6 69.5 107.6 33.1 66.0Fe I 6315.809 51.4 43.8 50.5 29.4 39.9Fe I 6380.743 61.7 54.6 67.7 19.0 50.3Fe I 6392.539 31.9 18.7 44.3 9.6 13.1Fe I 6498.939 68.0 46.0 87.6 13.7 33.7Fe I 6574.228 52.5 39.9 77.3 17.2 15.7Fe I 6575.018 80.6 62.9 131.0 31.1 52.0Fe I 6581.208 37.0 31.1 57.1 11.2 11.9Fe I 6608.026 35.7 11.7 54.2 10.5 10.5Fe I 6627.543 38.4 27.0 45.0 10.2 27.2Fe I 6646.932 17.6 10.2 30.6 5.8Fe I 6653.851 16.1 20.4 14.1Fe I 6699.140 10.7 30.0Fe I 6703.568 53.6 44.5 57.2 11.2 29.0Fe I 6704.480 9.9 4.6 3.6Fe I 6705.102 66.2 40.1 57.9 19.6 45.6Fe I 6707.420 11.1 29.1 3.9 2.2Fe I 6710.318 35.0 20.5 44.9 8.6Fe I 6713.045 34.1 10.1 33.3 25.3Fe I 6713.190 14.5 24.3 8.1Fe I 6713.740 27.7 28.7 34.1 27.6 17.5Fe I 6715.382 38.9 13.8 55.3 16.5 29.6Fe I 6716.233 20.7 19.9 32.5 10.6Fe I 6725.357 27.8 15.0 35.9 8.1 14.3Fe I 6726.665 58.6 46.7 66.4 19.6 51.3Fe I 6733.149 35.1 26.2 45.1 13.7 23.9Fe I 6739.520 26.4 16.9 32.5 10.9 6.8Fe I 6752.705 44.4 37.2 59.3 15.5 34.2Fe I 6786.858 37.2 26.0 45.9 12.9 29.6Fe I 6806.845 55.4 35.0 59.5 10.8 29.0Fe I 6810.261 62.4 55.3 58.8 18.3 45.6Fe I 6971.932 9.5Fe I 7112.167 24.1Fe I 7189.150 25.9Fe I 7401.680 45.1Fe I 7710.362 59.5Fe I 7723.204 41.1Fe I 7941.087 42.6Fe II 4993.354 34.5 33.7 52.0 26.6Fe II 5100.627 21.2 14.0 39.0 7.6Fe II 5132.664 18.9 14.7 12.7 6.3Fe II 5136.794 10.9 7.3 9.6Fe II 5197.570 64.6 79.1 63.8 41.2Fe II 5234.625 65.8 79.4 49.9Fe II 5264.805 31.0 31.2 13.0Fe II 5414.070 16.8 22.3 20.1 12.3Fe II 6084.103 14.6 12.9 12.0 8.1 31.0Fe II 6369.458 11.1 10.0 5.0 6.2 26.3Fe II 6416.923 34.7 28.0 22.0 15.9 52.6Fe II 6456.383 47.0 41.2 32.8 59.1 78.4Fe II 7224.475 29.2


Tabela A.3: Medidas das larguras equivalentes das linhas dos demais elementos, em mili-ângstrons, das estrelas com planetas analisadas neste trabalho.

Íon λ (Å) CoRoT-Exo 1 CoRoT-Exo 2 CoRoT-Exo 3 CoRoT-Exo 4 CoRoT-Exo 5O I 6300.300 2.1 3.0 2.3 3.8Na I 5682.633 71.0 110.3 67.7 123.1 68.6Na I 5688.205 91.4 130.3 117.0 127.9 89.6Na I 6154.226 24.1 46.9 30.1 18.4Na I 6160.747 29.1 55.9 43.2 26.7Mg I 5711.088 69.7 123.7 72.7 94.2 79.7Mg I 6318.717 32.4 41.6 23.5 32.2 21.3Mg I 6319.237 18.6 6.9 12.8 20.6Mg I 6965.409Mg I 7387.689Al I 6696.023 14.9 45.4 20.6 21.6 11.5Al I 6698.673 17.6 35.3 10.0 17.8 16.5Al I 7835.300Al I 7836.124Si I 5690.425 33.5 45.5 51.6 43.4 32.3Si I 5701.104 29.3 30.0 22.6 36.3 28.1Si I 5793.073 34.1 41.3 33.8 47.1 38.6Si I 5948.541 74.6 83.7 68.1 76.0 66.8Si I 6125.021 26.4 35.2 35.3 27.6 27.4Si I 6142.483 25.1 31.8 25.5 25.0 20.1Si I 6145.016 34.2 32.3 47.9 40.0 19.3Si I 6155.134 75.2 79.3 58.5 73.8 65.4Si I 6155.693 2.2 2.5 2.1Si I 6243.815 32.2 45.1 39.5 51.7 31.5Si I 6244.466 35.1 45.3 25.9 50.5 28.6Si I 6414.980 38.1 39.4 39.2 50.1 32.3Ca I 5512.980 64.5 104.8 80.5 64.6Ca I 5581.965 80.7 128.5 81.0 85.7 71.7Ca I 5867.562 11.2 27.8 9.8 15.6 10.0Ca I 6102.723 103.7 164.0 164.0 142.0 106.4Ca I 6156.020 7.1 4.5 8.6 4.9Ca I 6161.290 36.0 64.0 40.4 45.7 40.7Ca I 6163.755 42.0 70.9 71.8 56.9 46.1Ca I 6166.433 51.7 87.9 44.2 60.1 46.4Ca I 6169.040 74.2 102.5 61.6 85.2 67.4Ca I 6169.563 92.1 135.4 71.9 101.5 82.7Ca I 6439.075 136.0 237.2 139.8 168.8 128.8Ca I 6455.598 41.8 60.3 33.0 56.8 37.9Ca I 6464.673 5.0 13.0 6.1 3.0Ca I 6471.662 80.9 117.6 80.8 82.5 72.3Ca I 6499.650 70.4 110.3 57.7 79.5 61.0Ca I 6572.779 15.0 54.9 12.0 16.5 22.2Ti I 4820.411 25.7 51.4 18.7 24.0Ti I 5219.702 13.3 33.0 11.0 7.2Ti I 5866.451 15.2 64.9 26.2Ti I 5922.109 6.2 29.1 11.6 15.1Ti I 5965.828 15.6 47.1 20.8 16.5Ti I 5978.541 8.2 33.8 17.7 11.5


Íon λ (Å) CoRoT-Exo 1 CoRoT-Exo 2 CoRoT-Exo 3 CoRoT-Exo 4 CoRoT-Exo 5Ti I 6064.626 3.0 13.3Ti I 6091.171 4.8 12.1 5.2 14.9Ti I 6126.216 8.0 39.8 23.8 15.5 10.1Ti I 6258.102 22.0 64.2 27.0 35.4 32.2Ti I 6261.098 24.0 56.7 25.3 35.0 29.2Ti I 6303.756 7.1 3.7Ti I 6312.236 4.6 6.4 5.0 4.4Ti I 6336.099 3.7 6.7Ti I 6554.223 24.1 8.0Ti I 6556.062 3.2 30.2 11.4Ti I 6599.105 10.7 13.2 8.7Ti I 6743.122 4.6 39.6 24.3 6.8Cr I 4936.335 24.0 43.8 20.9 27.0Cr I 5247.566 52.2 105.7 47.0 52.7Cr I 5296.691 66.2 112.8 83.4 66.0Cr I 5300.744 28.4 68.9 23.6 42.6Co I 6188.996 3.4 3.4 3.0 4.6 3.3Co I 6454.990 6.3 16.6 3.0 3.9Ni I 4913.968 33.0 55.4 56.0 50.8 31.5Ni I 4946.029 9.1 26.9 15.2 18.1Ni I 5010.934 26.0 48.9 30.8 40.9 29.7Ni I 5155.125 23.5 36.0 19.0 46.5 34.9Ni I 5435.855 20.7 47.1 35.6 31.4Ni I 5589.357 10.5 26.4 21.5 19.3Ni I 5593.733 17.9 48.7 32.5 28.2Ni I 5625.312 18.8 25.2 33.3 23.9Ni I 5682.198 32.7 53.0 25.3 35.1 33.8Ni I 5846.993 6.5 20.8 14.2 9.8Ni I 6086.280 28.1 53.0 36.3 35.5 26.6Ni I 6111.066 21.4 27.5 25.8 16.7Ni I 6163.418 18.1 32.4 38.4 32.4Ni I 6175.366 33.3 44.7 45.4 52.8 32.4Ni I 6176.807 42.5 65.0 51.9 62.0 42.4Ni I 6177.240 3.7 13.6 13.2 6.6Ni I 6191.171 42.9 78.8 53.4 50.3Ni I 6204.600 12.8 21.4 14.2 14.0Ni I 6223.981 6.3 24.5 27.2 13.7Ni I 6378.247 19.0 40.1 20.8 14.7Ni I 6772.313 26.6 49.5 23.9 47.5 32.9Rb I 7800.260Zr I 6127.475 1.5 2.0 5.9 3.0Zr I 6134.585 2.5 3.5 3.1Zr I 6143.202 3.7 2.5 3.1 3.6Ba II 6141.711 131.5 150.4 125.7 137.0 109.7La II 5805.773 5.9 17.1 6.6 9.3La II 6390.479 4.4 4.8 2.2


Tabela A.4: Medidas das larguras equivalentes das linhas dos demais elementos, em mili-ângstrons, das estrelas com planetas analisadas neste trabalho.

Íon λ (Å) CoRoT-Exo 7 CoRoT-Exo 9 CoRoT-Exo 10 CoRoT-Exo 11 CoRoT-Exo 12O I 6300.300 3.6 2.3 4.2Na I 5682.633 111.5 96.9 177.0 50.7 110.3Na I 5688.205 135.5 102.8 271.6 106.2 116.6Na I 6154.226 56.6 30.5 90.0 20.1 34.9Na I 6160.747 74.4 55.4 117.9 35.1 46.9Mg I 5711.088 128.1 103.4 143.3 101.5 101.6Mg I 6318.717 56.5 43.5 77.0 25.4 41.8Mg I 6319.237 29.5 20.4 41.3 11.3 22.9Mg I 6965.409 21.2Mg I 7387.689 66.5Al I 6696.023 55.0 36.8 81.1 10.7 32.6Al I 6698.673 34.3 34.5 70.8 12.6 24.7Al I 7835.300 37.4Al I 7836.124 54.5Si I 5690.425 48.8 35.9 44.3 20.0 48.6Si I 5701.104 40.3 24.6 38.4 38.7Si I 5793.073 43.7 38.2 48.3 11.3 45.3Si I 5948.541 81.9 75.4 88.5 41.7 88.4Si I 6125.021 35.2 27.2 25.8 9.3 36.9Si I 6142.483 30.1 34.0 24.8 17.9 37.1Si I 6145.016 38.3 39.0 20.4 10.1 42.0Si I 6155.134 81.8 82.5 68.7 42.5 89.1Si I 6155.693 4.0 2.9 4.0Si I 6243.815 39.8 39.8 33.4 11.7 48.8Si I 6244.466 43.0 41.9 45.8 9.5 47.8Si I 6414.980 41.5 39.8 45.7 29.6 45.8Ca I 5512.980 148.4 90.7 187.1 54.0Ca I 5581.965 118.9 91.7 181.8 117.6Ca I 5867.562 39.3 31.1 49.1 10.2 21.3Ca I 6102.723 275.7 142.4 403.6 125.0 127.0Ca I 6156.020 20.2 8.7 30.2 10.3Ca I 6161.290 82.0 63.1 87.0 23.6 59.7Ca I 6163.755 88.6 53.6 97.5 23.8 54.8Ca I 6166.433 98.3 68.5 135.5 25.8 67.3Ca I 6169.040 111.3 93.5 196.3 88.0 84.9Ca I 6169.563 146.4 113.5 276.8 140.8 103.6Ca I 6439.075 298.2 181.0 409.9 138.0 154.8Ca I 6455.598 79.0 79.2 100.8 36.2 53.9Ca I 6464.673 30.1 24.5 42.9 8.7 9.2Ca I 6471.662 130.6 84.4 203.2 31.0 87.7Ca I 6499.650 117.1 93.2 144.1 48.5 80.1Ca I 6572.779 71.2 43.6 125.1 18.1 26.4Ti I 4820.411 67.5 52.2 81.8 18.6Ti I 5219.702 60.5 34.1 94.3 18.2Ti I 5866.451 79.7 27.6 109.7 27.3 35.0Ti I 5922.109 46.6 19.3 67.9 11.4 11.3Ti I 5965.828 54.1 37.6 67.9 12.1 26.4Ti I 5978.541 46.3 17.2 66.5 8.5 15.4


Íon λ (Å) CoRoT-Exo 7 CoRoT-Exo 9 CoRoT-Exo 10 CoRoT-Exo 11 CoRoT-Exo 12Ti I 6064.626 26.7 3.7 51.2 7.2 4.0Ti I 6091.171 32.9 15.0 52.6 5.1 16.5Ti I 6126.216 50.0 26.0 66.4 13.1 15.8Ti I 6258.102 77.8 58.5 96.2 9.3 41.6Ti I 6261.098 82.3 46.9 145.0 18.8 35.3Ti I 6303.756 24.1 8.2 53.0 5.6Ti I 6312.236 23.2 6.6 55.3 4.8Ti I 6336.099 14.8 50.6 2.5Ti I 6554.223 39.4 12.6 67.6 10.1 8.2Ti I 6556.062 48.7 16.9 75.3 11.1 8.7Ti I 6599.105 30.8 15.1 58.3 7.2Ti I 6743.122 47.7 25.7 78.4 7.1 18.1Cr I 4936.335 62.3 58.3 72.7 11.0Cr I 5247.566 114.9 87.1 155.0 37.1Cr I 5296.691 129.7 105.0 159.4 47.0Cr I 5300.744 87.0 51.6 109.0 18.5Co I 6188.996 23.1 5.5 43.8 5.6 7.8Co I 6454.990 20.4 17.6 36.9 11.0 10.7Ni I 4913.968 60.4 55.7 57.8 38.0Ni I 4946.029 32.3 38.0 41.4 9.1Ni I 5010.934 56.2 45.4 55.6 18.2Ni I 5155.125 59.9 49.8 71.4 18.3Ni I 5435.855 61.4 41.8 69.2 19.5Ni I 5589.357 30.6 28.9 31.8 9.5Ni I 5593.733 50.7 39.3 63.7 26.4Ni I 5625.312 43.4 33.9 45.0 9.3Ni I 5682.198 57.6 56.7 50.5 37.4 48.1Ni I 5846.993 37.2 23.7 52.4 9.1 13.6Ni I 6086.280 46.9 38.8 51.6 12.7 40.3Ni I 6111.066 41.5 29.3 42.4 15.0 34.0Ni I 6163.418 45.8 36.8 52.2 16.6 30.7Ni I 6175.366 53.8 42.8 62.8 14.9 46.4Ni I 6176.807 72.3 64.4 78.2 21.4 59.1Ni I 6177.240 23.0 9.0 33.2 10.8 9.7Ni I 6191.171 88.4 68.9 89.7 65.8 64.7Ni I 6204.600 29.2 27.8 42.6 9.8 20.5Ni I 6223.981 33.7 28.6 44.0 10.0 26.0Ni I 6378.247 39.4 45.0 49.6 16.4 32.2Ni I 6772.313 56.0 55.1 99.1 12.4 47.8Rb I 7800.260 60.9Zr I 6127.475 9.7 3.7 24.2 6.2 3.1Zr I 6134.585 7.8 3.1 23.0 2.3 1.9Zr I 6143.202 7.8 2.6 24.5 2.4 2.6Ba II 6141.710 146.4 142.9 137.0 180.3 121.0La II 5805.773 16.5 11.3 20.4 5.7 16.0La II 6390.479 4.9 3.3 2.0 2.9


Tabela A.5: Medidas das larguras equivalentes das linhas dos demais elementos, em mili-ângstrons, das estrelas sem planetas analisadas neste trabalho. Número da estrela corres-ponde ao CoRoT ID.

Íon λ (Å) 102709247 102614844 102692093 101476063 UVES 229705 UVES 229759O I 6300.315 8.0 4.0 4.1 8.13 5.2 3.5Na I 4321.399 10.3 28.1 3.5 10.9Na I 6154.226 54.0 27.5 25.6 53.58 31.4 26.8Na I 6160.747 83.3 36.7 40.0 67.3 49.1 47.5Mg I 6318.710 63.6 6.2 32.7 44.17 38.2 25.0Mg I 6319.237 46.8 9.7 21.9 25.59 30.1 19.1Mg I 7387.685 92.0 28.1 66.1 44.7Al I 6696.023 61.6 8.6 30.8 26.75 38.2 28.8Al I 6698.670 35.9 6.2 21.4 30.02 20.4 15.7Al I 7835.295 66.9 17.1 33.0 53.18 44.0 25.8Al I 7836.120 77.3 11.3 44.1 66.06 54.4 37.9Si I 5948.541 100.4 43.0 85.7 94.51 87.9 70.7Si I 6125.021 44.0 48.1 22.7 43.81 35.2 26.2Si I 6142.483 47.0 55.2 35.9 38.15 32.5 21.5Si I 6145.016 56.4 64.2 41.5 42.63 41.8 31.2Si I 6155.134 110.6 106.7 72.4 91.08 81.9 59.0Si I 6243.815 55.5 65.1 39.9 46.7 46.1 28.8Si I 6244.466 61.3 73.5 37.7 44.55 41.9 33.1Si I 6414.980 67.8 75.2 33.1 51.5 47.9 42.0Ca I 4512.272 33.6 56.8 19.2 17.1Ca I 6156.015 12.5 25.5 7.53 7.9 10.4Ca I 6161.290 84.1 88.6 47.3 66.23 55.8 42.4Ca I 6166.433 90.1 97.9 67.8 81.68 68.3 63.5Ca I 6169.038 103.0 121.6 90.6 90.98 84.5 83.6Ca I 6169.563 121.5 145.3 107.5 109.1 104.6 109.9Ca I 6455.598 68.4 86.7 49.2 72.45 54.7 48.0Ca I 6471.662 103.7 119.8 85.6 101.53 91.1 83.3Ca I 6572.779 53.4 74.6 30.3 43.75 24.7 32.2Ti I 3741.060 105.4 120.4 78.5 91.4 82.8Ti I 4112.708 55.2 31.4 42.7Ti I 4159.637 29.8 33.7 7.8 13.7 12.6Ti I 4281.364 40.1 43.1 20.0 31.8Ti I 4412.421 8.9 16.4 3.0Ti I 4441.267 6.6 2.2Ti I 4453.313 70.3 55.4 56.3 64.4Ti I 4465.806 57.9 13.3 31.6 39.7Ti I 4512.733 59.8Ti I 5922.109 31.0 55.3 9.8 26.05 27.7 22.1Ti I 5965.828 53.2 68.0 7.2 38.95 24.8 26.1Ti I 5978.541 37.6 53.8 27.6 24.53 17.7 17.4Ti I 6064.626 15.7 28.6 7.2 12.63 7.1 5.3Ti I 6091.172 25.4 41.9 14.2 17.3 12.6 12.6Ti I 6126.218 41.6 52.8 16.5 21.23 23.1 23.7Ti I 6258.104 69.8 79.1 35.0 54.45 47.0 42.3Ti I 6261.100 73.6 83.4 35.8 58.13 44.0 42.1Ti I 6303.756 16.3 25.8 3.2 5.23 4.2 5.6Ti I 6312.239 20.0 22.3 6.03 5.4Ti I 6336.099 11.6 16.8 2.3 11.55 3.5Ti I 6556.064 34.1 46.7 9.7 18.7 13.5 16.3


Íon λ (Å) 102709247 102614844 102692093 101476063 UVES 229705 UVES 229759Ti I 6599.107 24.6 32.6 3.9 4.96 9.3 17.1Ti I 6743.124 35.6 54.2 9.7 16.75 15.2 17.4Cr I 3883.645 36.5 47.4 50.5 25.7 22.5Cr I 3992.827 85.1 93.5 57.7 63.7 73.5Cr I 6330.097 49.4 63.2 11.9 25.7 26.1Co I 4019.285 33.1 51.5 20.7 25.2Co I 4020.895 109.9 111.6 61.9 78.4 75.8Co I 4110.528 110.1 84.7 88.3 81.5Co I 4190.707 104.5 131.1 49.8 59.1Co I 6000.678 18.8Co I 6188.996 23.8 38.1 15.1 9.8Co I 6454.990 20.1 14.3Co I 6455.001 10.1Co I 6632.433 20.6 30.3 3.7 9.7 6.9Ni I 3775.571 173.6 194.8 100.5 137.1 202.0Ni I 4027.663 54.7 59.9 29.3 44.0 36.1Ni I 4231.033 107.1 110.5 69.0 89.1 93.9Ni I 4331.642 46.3 60.9 57.9Ni I 4470.477 94.8 66.3 68.0 70.3Ni I 4512.990 32.2 20.2Ni I 6086.280 59.6 77.4 42.6 47.2 42.4 37.7Ni I 6111.072 52.5 63.7 23.6 42.53 26.8 31.0Ni I 6175.366 67.4 74.4 47.1 50.6 43.7 35.3Ni I 6177.243 27.2 34.6 11.1 14.2 7.7 11.2Ni I 6204.603 38.0 51.6 19.4 29.25 22.2 18.0Ni I 6223.983 43.9 56.8 28.4 35.08 31.0 22.1Ni I 6378.252 53.5 60.6 22.7 41.88 33.5 33.7Ni I 6635.120 41.7 53.7 18.3 25.23 24.7 84.1Ni I 6772.313 67.0 72.1 44.6 55.55 46.3 36.2Rb I 7800.259 75.1 78.0 47.3 17.1 57.7 31.2Zr I 4241.687 1.1 14.4 0.9 10.3Zr I 6127.475 4.5 7.9 3.7Zr I 6134.585 6.9Zr I 6143.202 7.0 11.1 2.9 2.1Ba II 6141.711 136.6 124.4 140.8 120.8 115.4 111.0La II 5805.773La II 6390.479 3.3 7.2 1.5 3.7 3.6 3.0

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