ConfirmaodanaturezadecandidatasHerbigAe/Be:

comparaocomafasepsramoassintticodasgigantes

RodrigoGeorgttiVieira

Orientadora:Profa.Dra.JaneC.GregorioHetem

Dissertao apresentada ao Instituto de Astronomia, Geofsica eCinciasAtmosfricasdaUniversidadedeSoPaulocomo requisitoparcialparaaobtenodottulodeMestreemCincias.rea:Astronomia

SoPaulo

2007

Vieira,RodrigoGeorgttiEstrelasdoPDScandidatasapsAGB/RodrigoGeorgttiVieiraSoPaulo2007151p.

Dissertao(Mestrado)InstitutodeAstronomia,GeofsicaeCinciasAtmosfricas,2007.

Orientador(a):Profa.Dra.JaneC.GregorioHetem

1.EstrelaspsAGB.2.Estrelasdeprseqnciaprincipal.3.EnvoltrioscircunstelaresI.Ttulo.

Agradecimentos

Euagradeo

aoWiltonpeloscafseconselhosemumapocadifcil

aoAdoportermemostradooprazerdeolharparaocu

aosmeuspais,porsempreteremmeapoiadonocaminhoqueeuescolhi

Jane,portodaatenoeportudoqueelameensinou(nosAstronomia)

aosmeusamigos,velhosenovos,dequemeugostotantoequetantomeajudaram

Resumo

Estetrabalhotemoobjetivodeestudaranaturezadeumaamostrade27objetosobservadosnoPico

dosDiasSurvey(PDS),umabuscaporestrelasjovens.Ocritriodeseleoempregadonestabusca,baseado

nascoresIRAS,levouobservaonosdeobjetosjovens,mastambmaestrelasemestgiosevolutivos

maisavanados,almdeoutrosobjetosinteressantes.Oexcessodeemissonoinfravermelhodistanterevela

umacaractersticadapoeiracontidanomaterialenvoltriodoobjetoquecomumtantoaestrelasembebidas

denaturezajovemquantoaobjetosquejdeixaramaseqnciaprincipalesofremumprocessoseverode

perdademassa.

Desta forma, pretendeseexplorar aomximoospossveis indicadoresdoestgioevolutivodestes

objetospresentesnaliteratura,taiscomoasfotometriasnafaixadoptico;infravermelhoprximo,mdioe

distante; distribuioespacial epossvel associaocomcomplexosdeformaoestelarecaractersticas

espectraisdisponveis.

Outropassoimportantenadireodenossoobjetivoamodelizaodoenvoltriocircunstelarde

poeiradestesobjetos,aexemplodeGauba&Parthasarathy(2004).Estemodelosergeradopelocdigo

DUSTY(Ivezicetal.1999),quereproduzadistribuioespectraldeenergia(SED)emergentedoobjetoa

partir dos clculos do transporte radiativo no ambiente deste envoltrio. Os parmetros de ajuste deste

modelosoascaractersticasfsicasdoenvelope,taiscomoprofundidadeptica,perfilradialdedensidade,e

temperaturanasuperfcieinternadoenvoltrio.

Abstract

Thisworkaimstostudythenatureofasampleof27objectsobservedatthePicodosDiasSurvey

(PDS),asearchforyoungstars.Theselectioncriteriaadoptedonthissearch,basedonIRAScolours,hasled

usnotonlytothedetectionofyoungobjects,butalsoofstarsinmoreevolvedstagesofevolution,besides

anotherinterestingobjects.Theexcessonthefarinfraredemissionrevealsafeatureofthedustpresentinthe

stellarenvelopewichiscommontobothyoungstarsandobjectswhichhavealreadyleftthemainsequence

andaresufferingaseveremasslossprocess.

Inthismanner,weintendtoexploreallthepossibleindicatorsoftheevolutivestageoftheseobjects

presentontheliterature,suchasphotometricdataintheoptical,photometryinthenear,mediumandfar

infrared,spacialdistributionwithpossibleassociationtostarformingcomplexesandtheavailablespectral

information.

Anotherimportantsteptowardsouraimisthemodelingofthedustycircumstellarenvironmentof

theseobjects.WewillconfrontthemodelsgeneratedbytheDUSTYcode(Ivezicetal.1999)withthoseby

the two component code developed by GregorioHetem&Hetem (2002). Both of them reproduce the

observed spectral energy distribution (SED) by computing the radiative transport in the modeled

circumstellarstructure.Thefittingparametersofthesemodelswilldeterminethephysicalquantitieswich

characterizetheenvelope,suchasopticaldepth,radialdensityprofileandtemperatureontheinnerboundary

layeroftheenvelope.

Sumrio

ListadeFigurasi

ListadeTabelasvi

ListadeAcrnimosix

1Introduo1

1.1AsestrelasdotipoHerbigAe/Be4

1.1.1ClassificaodeacordocomadistribuiodeenergiadasHerbigAe/Be8

1.1.2Propostadecenrioevolutivo14

1.1.3ConsideraesfinaissobreasHerbigAe/Be17

1.2AsestrelasnafasepsAGB18

1.2.1Oramoassintticodasgigantes21

1.2.2Afasedenebulosaplanetriajovem25

1.2.3ClassificaodaspsAGBdeacordocomadistribuiodeenergia28

1.2.4EstudodocenrioevolutivodaspsAGBnodiagramadecoresIRAS31

1.3Identificaoatravsdascoresnoinfravermelho33

2OPicodosDiasSurvey39

2.1Objetivos40

2.2Metodologia41

2.3ResultadosobtidospeloPDS41

2.4Adeteccodeestrelasjovensdemassaintermediria42

2.5Henize3147543

2.6Classificaosegundoadistribuioespectraldeenergia44

2.7Critriosdeseleodaamostra47

3Associaocomnuvensmoleculares49

4Anlisedosdadosobservacionais63

4.1Espectroscopiaefotometriapticas63

4.2Espectroscopiainfravermelha66

4.3Fotometriainfravermelha68

4.4CorreodeExtino70

4.5Classificaosegundoasdistribuiesespectraisdeenergia74

4.6Diagramasdecores82

4.6.1Coresnoptico82

4.6.2Coresnoinfravermelhoprximo85

4.6.3Coresnoinfravermelhomdioedistante87

5ModelosdeEnvoltrios89

5.1Ocdigodetransfernciaradiativa90

5.2Modelodediscomaisenvoltrio94

6Concluses105

7Perspectivas109

RefernciasBibliogrficas111

Apndices

ApndiceA:ImagensIRASem100m119

ApndiceB:EspectrosobtidospeloPDS131

ApndiceC:Algoritmosgenticos149

ListadeFiguras

1.1:PosiodaamostradeHillenbrandetal.(1992)nodiagramadecormagnitudeabsoluta.

Alinhacheiarepresentaaidadezerodeseqnciaprincipal(ZAMS)calculadaporMorton&

Adams(1968)eporBalona&Feast(1975).p.8

1.2: SEDs tpicas dos grupos definidos por Hillenbrand et al. (1992). Os pontos cheios

representamasobservaesterrestres,enquantoosvaziosrepresentamosfluxosIRAS.A

linhacheiarepresentaaSEDdeumaestrelapadroapropriadaparacadatipoespectral.A

linhapontilhadapresentenosexemplosdeSEDdoGrupoIrepresentamomelhorajustedo

modelodediscoproposto(leidepotncia).p.10

1.3: Excesso (V 12 m) em funo da temperatura efetiva da amostra estudada por

Hillenbrandetal.(1992).AsestrelasBeclssicasforamextradasdacompilaodeCot&

Waters(1987).p.12

1.4:DistribuiodaamostradeMalfaitetal.(1998)nodiagramadecoresnoIRprximoeIR

mdio. A linha tracejada representa a proposta de cenrio evolutivo apresentada naquele

trabalho.Osnmerosreferemseaobjetosespecficosdaamostra.p.15

1.5:CenrioevolutivopropostoporMalfaitetal.(1998)baseadonoperfildasSEDs.p.16

1.6:Trajetriaevolutivadeumaestrelade2M demetalicidadesolar(linhavermelha).A

linhaazulrepresentaaevoluodeumaestrelacomasmesmascaractersitcasquesofreum

pulsotrmicofinalbastantetardio(evoluodotipo bornagain), deslocadade0,2nesta

i

escaladetemperaturaede0,5nestaescaladeluminosidade.Osvaloresexpressosaoladode

cadafaserepresentamologaritmodotempodesuaduraoaproximada(emanos). Esta

figuraadaptadadoartigoderevisodeHerwig(2005).p.19

1.7: Espectros ISO SWS e LWS combinados da amostra de Sylvester et al. (1999) e

deslocadosnaordenadadeacordocomsuaprofundidadepticaem10 m.Esperaseque

estasecorrelacionecomataxadeperdademassa,mostrandoportantoadependnciado

perfilexibidopelosilicatocomofunodesta.p.23

1.8:Evoluodataxadeperdademassaedadistribuiodeenergia,respectivamente,para

umaestrelaAGBapsopulsotrmicofinal (Steffenet al. 1998). SoexibidasasSEDs

relativasaosinstantesdetempoespecificadosnacurvaevolutivadaperdademassacomo

tempo.Aslinhastracejadasrepresentamosespectrosintrsecosdaestrelacentral,paracada

umadastemperaturasefetivasespecificadasnalegendadafigura.p.25

1.9:SEDdeIC2448,umajovemPN.Alinhapontilhadarepresentaomodelodaemisso

contnualigadolivreelivrelivre;atracejadacorrespondeaemissolivrelivreextrapolada

dasmedidasemrdio;acurvadescontnuadaesquerdarepresentaaemissofotosfricaea

pontotracejadadadireitaconstituiaemissodoenvoltrioremanescentedafaseAGB.Os

vriospontosrepresentamobservaesfeitasdosoloetomadaspelosatliteIRAS(Zhang&

Kwok1991).p.26

1.10:ObjetospertencentesscategoriasdePPNpropostasporvanderVeenetal.(1989):(a)

ClasseI: IRAS19386+0155; (b) ClasseII: IRAS19067+0811, (c)ClasseIII: IRAS17047

5660.AdaptadodaFigura4devanderVeenetal.(1989).p.29

1.11:SEDdafonteIRAS19386+0155,umapsAGB,representantedaClasseIpropostapor

ii

van der Veen et al. (1989). As curvas tericas foram calculadas adotandose o modelo

proposto por GregorioHetem&Hetem (2002), visando umestudo comparativo comas

estrelasdenossaamostra.p.30

1.12: Diagrama das cores IRAS [12][25] x [25][60]. A curva tracejada representa a

seqnciaevolutivadosestrelasricasemoxignio,queocorredaesquerdaparaadireitado

diagrama. A linha cheia mostra as cores associadas a um corpo negro, para vrias

temperaturas.Asregiesenumeradasrepresentamolocustpicodecategoriasespecficasde

objetos,especificadasnotexto.p.32

1.13: Diagrama de cores no IR prximo da amostra de GarcaLario et al. (1997), sem

correode extino. A linha cheia na regio I indica a posiocorrespondente MSe

estrelasgigantes.AreaemdestaquecontidanaregioVreferentenebulabox,definida

por Whitelock (1985). O vetor representa o deslocamento que uma extino de 10

magnitudescausarianaposiodeumobjeto.p.35

1.14:DiagramadascoresIRASdaamostradeGarcaLarioetal.(1997).Sobrepostasestoas

regiestpicasdecadaclassedeobjeto,propostaspordiversosautores(descritasnotexto).A

linhacheiarepresentaacurvacalculadaporBedijn(1987)associadaaumaevoluocom

taxadeperdademassacrescente.p.38

2.1: SEDs dos objetos R Cr A, HD144432 e Pictoris, tpicas dos Grupos 1, 2 e 3,

respectivamente.EstaseparaoemgruposdefinidaporSartorietal.(2003).Ascurvas

tericasforamcalculadasapartirdeummodelodeduplacomponentecircunstelar,descrito

noCaptulo5.p.46

iii

3.1:Distribuiogalcticadasestrelasdaamostraedaposiocentraldasnuvensescuras

maisprximasaestasestrelas.p.52

3.2: Mapa de extino produzido por Dobashi et al. (2005). Em (a) exibido o mapa

completoeem(b)temosrepresentadaemdetalhearegiocentraldaGalxia,ondehuma

maiorconcentraodenossosobjetos.Sosobrepostosaosmapascontornosem0,5mage3

mag,bemcomoasposiesdosobjetosdaamostra.p.5556

3.3:Comportamentodaextino(grficosuperior)edamdiadofluxoIRASem100 m

(grficoinferior),naregioprximadecadaobjeto,comrespeitoestimativadedistncia

borda da nuvem (em escala logartmica valores negativos omitidos). Este fluxo est

expressoemseusvaloreslogartmicos,afimdeestabelecermosumabasedecomparaocom

amedidadeAv(dadaemmagnitudes).Asbarrasdeerroreferemseaodesviopadrodos

valoresemumareadedeumgrauquadradoaoredordasposiesanalisadas(videtexto).

p.59

4.1:EspectrosISOSWSeLWScompostos,referentesscandidatasPDS141,465,518e581.

p.67

4.2:ComparaoentreasextinesobtidasdotabalhodeDobashietal.(2005)eaquelas

estimadasapartirdoexcessodecor.Asbarrasdeerrorepresentamodesviopadronaregio

de1grauquadradoaoredordecadaobjetonomapadeextinodeDobashietal.Alinha

pontilhadaindicaolocusdecoincidnciaentreosdoismtodos.p.74

4.3:Divisoemclassesdosobjetosdenossaamostrasegundoadistribuiodeenergia.

iv

p.7679

4.4:Distribuiodossubgrupospropostosnodiagramadecores(JK)x(K[12]).p.80

4.5:Distribuiodosobjetosdenossaamostranodiagramadecores(BV)x(UB).Ospontos

azuisrepresentamascorescorrigidascomoseoobjetofossedeclasseVdeluminosidadee

ospontosvermelhossoascorescomcorreocompatvelcomaclasseIab.Temostambm

representadasascurvasreferentessdistribuiestpicasdeestrelascomloggde2,3e4,

obtidasdastabelasdeBesseletal.(1998).p.83

4.6:DiagramadascoresHKxJH(nocorrigidasdaextino),noIRprximo.Asregies

representadas so as propostas pelo trabalho de GarcaLario et al. (1997), descritas no

Captulo1.p.86

4.7:DistribuiodosobjetosdenossaamostranodiagramadecoresIRAS.Asregiesem

destaquereferemseslocalizaestpicasdevariveisOH/IR(OH/IR),estrelasTTeHAB

(YSO),regiesdeHIIcompactas(HII)encleosativosdegalxias(AGN).Acurvaempreto

representaatrajetriaevolutivadasestrelasOH/IR,queseguidadeumacrescentetaxade

perdademassa(videSeo1.3).p.87

5.1:AjustedaSEDdePDS518geradapelocdigoDUSTYdetransfernciaradiativa.Alm

daemissoestelar,propeseaexistnciadeduascomponentescircunstelares.p.93

5.2:RepresentaoesquemticadomodelodecomponentesdeGH02,comaespecificao

deseusparmetrosgeomtricos.p.97

5.3:AjustesdasSEDsdaamostraobtidosatravsdomodelodeGH02.p.98101

v

5.4:Comportamentodaemissodecu(normalizada)obtidaapartirdasimagensIRASem

100meafraodofluxodoenvelopecomrelaoaofluxototalFe,obtidoatravsdoajuste

domodelodeGH02. Alinhapontilhadarepresentao locus ondeasgrandezasestudadas

seriamperfeitamentecorrelacionadas.p.102

vi

ListadeTabelas

2.1:ObjetosdoPDSselecionadoscomocandidatosapsAGB.p.47

3.1:Posiesgalcticasdosobjetosdenossaamostraedasnuvensmaisprximasextradas

dos catlogos de Lynds (1962) e deFeitzinger &Stwe(1984). As trs ltimas colunas

referemserespectivamentereadanuvem(dadaemgrausquadrados),distnciaobjeto

centrodanuvemedistnciaobjetobordadanuvem(dadasemgraus).p.51

3.2:AprimeiracolunarefereseaoidentificadorPDSdecadaobjetodaamostra;asegunda

colunaadistnciafotomtricacalculadaporVieiraetal.(2003),dadaemparsecs;aterceira

eaquartacolunareferemse,respectivamente,sdistncias(empc)eaosnomesdasSFR

possivelmente associadas a cada objeto, compilados tambmpor Vieira et al. (2003). A

quintacolunaexibeaextinonaposiodecadaobjeto,sendoasextacolunaodesvio

padroassociadoaestevalor;astimacolunarepresentaamdiadofluxoporrea(MJy/sr)

emumquadradode1ox1o,navizinhanamaisprximadecadaobjetodaamostracontido

nas imagens IRAS em 100 m, sendo os respectivos desvios padres desta mdia

representadosnaltimacoluna.p.57

4.1:DadosdoPDSextradosdotrabalhodeVieiraetal.(2003).Aprimeiracolunareferese

identificaodoPDS,dasegundasextacolunasoapresentadasasfotometriasUBV(RI)C

observadas, a stima coluna referese ao tipo espectral (Sp. Type) estimado, a oitava a

temperaturaefetiva(Tef)correspondentesegundootrabalhodeKenyon&Hartmann(1995)e

vii

altimacolunaindicaapresenadaslinhasproibidas(F.L.)de[OI]ede[SII].p.65

4.2:Dadosfotomtricosdisponveisnaliteratura.J,HeKreferemsesfotometrias2MASS,

a quinta e a sextacoluna indicamos fluxos MSXencontradospara as estrelasdenossa

amostraeasquatroltimascolunasrepresentamosfluxosmedidospelosatliteIRAS.Os

valoresdefluxosodadosemJy.p.70

4.3:Dadosreferentescorreodeextino,compatveiscomasclassesdeluminosidadeV

(MS)eIab(supergigante). Ovaloresdeloggforamextradosdas tabelasdeStraisys&

Kuriliene(1981)eascoresintrnsecas(VI)0foramobtidasdastabelasdeBesseletal.(1998).

AsextinesAvcalculadasapartir destesdadossoexpressasparaambasasclassesde

luminosidade.p.73

5.1:ParmetrosestelaresobtidosatravsdoajustedasSEDs,comomodelodeGH02.Vejao

textoparaumadescriomaisdetalhadadosparmetrosestimadospelomodelo.p.96

6.1:Objetosdaamostraquesedestacaramemcadaumadasanlisesdesenvolvidas.Aqueles

marcados em Av e F100 m correspondem aos menores valores observados para estas

grandezas.OsdestacadosnacolunaGH02semostraramcompatveiscomumaestrutura

circunstelardeumanicacomponente,segundoosresultadosobtidosapartirdoajustedeste

modelo.Aslinhasquepossuemumacormaisforteressaltamosobjetosquesedestacaram

emmaisdeumdosestudosrealizados.p.106

viii

ListadeAcrnimos

2MASS:TwoMicronAllSkySurvey

AGB:ramoassintticodasgigantes

AGN:ncleodegalxiaativo

BB:corponegro

CIO:CatlogodeObservaesInfravermelhas

CSM:meiocircunstelar

DSS:DigitalSkySurvey

DUPLEX:DUstProminentLongitudinallyEXtended

EAGB:earlyAGB

GH02:GregorioHetem&Hetem(2002)

gof:goodnessoffit

GSC:GuideStarCatalog

HAB:HerbigAe/Be

HR:HertzprungRussel

IR:infravermelho

ix

IRAF:ImageReductionandAnalysisFacility

IRAS:InfraredAstronomicalSatellite

ISM:meiointerestelar

ISO:InfraredSpaceObservatory

LRS:espectro(IRAS)debaixaresoluo

LWS:LongWaveSpectrometer

MS:seqnciaprincipal

MSX:MidcourseSpaceExperiment

NOAO:NationalOpticalAstronomyObservatories

OPD:ObservatriodoPicodosDias

PAH:hidrocarbonetopolicclicoaromtico

PDS:PicodosDiasSurvey

PMS:prseqnciaprincipal

PPN:protonebulosaplanetria

PPN1:IRAS19386+0155

PSC:catlogodefontespuntuais

Sc:contribuiocircunstelar

x

SED:distribuioespectraldeenergia

SFR:regiodeformaoestelar

SOLE:StarObviousLowlevelElongated

SWS:ShortWaveSpectrometer

TPAGB:thermalpulseAGB

TT:TTauri

UV:ultravioleta

VH88:vanderVeen&Habing(1988)

YSO:objetoestelarjovem

ZAMS:seqnciaprincipaldeidadezero

xi

Captulo1

Introduo

Aconfirmaodanaturezadeumdadoobjetopodeserumproblemabastantedelicado

emcertoscasos.Oscritriosdeclassificaopropostospelosdiversosautoresbaseiamse

nosdadosobservacionaisdisponveis,osquaiseventualmentesoescassosouincompletos.

Almdisso,certascaractersticasobservadassocomunsaoutrasclassesdeobjetosqueno

adeinteresse.Nestecaso,fazsenecessrioumexamemaisaprofundadodosobjetossob

estudo,jquenemsempreoresultadodeumanicatcnicadeobservaosuficiente.

EsteocasodaconfusorecorrenteentreasestrelasHerbigAe/Be(HAB),queso

objetosdemassaintermediriadaprseqnciaprincipal(PMS),easpsAGB,queso

estrelasqueseencontramnafaseapsoramoassintticodasgigantes(AGB).Emboraestas

duasclassesdeobjetosseencontrememestgiosevolutivoscompletamentedistintos,elas

compartilhamalgumascaractersticascomuns.Emambasencontraseumexcessodeemisso

na regio do infravermelho (IR) do espectro estelar, originado do material circunstelar

associadoacadaumdestesobjetos.Naturalmente,ahistriaeaestruturadestematerialso

distintasparacadaumadestasclasses.Noentanto,emambososcasosogseapoeiradestes

envoltriossoresponsveispeloprocessodereemissotrmicadaradiaoproduzidapela

1

fontecentral,oquecausaaemissoextranoIR.

OsfluxosIRAS(InfraRedAstronomicalSatellite),medidosnasbandasdoIRmdioe

distante, constituem uma importante ferramenta para traar a presena deste excesso de

emisso.Devidoaestapropriedade,elessousualmenteutilizadoscomobasedoscritrios

deseleodeamostrastantodeHABs(e.g.Huetal.1991,Walker&Wolstencroft1988,

Oudmaijeretal.1992eBogaert1994)comotambmdepsAGBs(e.g.Kwoketal.1987,

Volk&Kwok1989,vanderVeenetal.1989,Manchadoetal.1989,Huetal.1993,Garca

Larioetal.1997evandeSteeneetal.2000).CombasenascoresIRAS(em12,25e60 m)

tpicasdeestrelasjovensdebaixamassa,comoasTTauri(TT),GregorioHetem,Lpinee

Sanzovo (1988) estabeleceram um critrio de seleo de candidatas a TT ainda no

identificadas.UmlongotrabalhoobservacionalfoirealizadonoObservatrioPicodosDias

(OPD),paraseobterespectrosnaregio650675nmdeformaaverificaranaturezade

cercade900fontesIRASdistribudasportodocuaustral.NoPicodosDiasSurvey(PDS)

foram descobertas cerca de 200 estrelas jovens que no haviam sido catalogadas

anteriormente,eoutrosinteressantesobjetosserendpitos(GregorioHetemetal.1992PDS

I,Torresetal.1995PDSII,Torres1999).

AlmderevelarmuitasnovasTT,oPDStambmdetectouumacentenadecandidatasa

HAB.TaiscandidatasforamassimclassificadasnoPDSporestaremassociadasaregiesde

formaoestelar,apresentaremalinhadeHememisso,possuremexcessoinfravermelho

semelhanteaodasTT,eseusdadosfotomtricosindicaremquesoestrelasquentes.Vieiraet

al.(2003)publicaramalistade108candidatasdoPDSqueapresentamcaractersticasde

estrelas HAB.Outroresultadosurpreendente foi a descoberta deobjetosquenosode

2

naturezajovem.Entreeles,cercade20estrelasgigantesvermelhasricasemltio(Gregorio

Hetemetal.1993,Castilhoetal.2000)eumquasar(Torresetal.1997).Essasdeteces

mostramqueaseleodecandidatasapartirdascoresnoinfravermelhodistantepoderevelar

condiesfsicasdiferentesparaumamesmacaractersticadeemissodepoeira.Esseo

casodeHen31475,umadascandidatasHABdoPDS,identificadacomoprotonebulosa

planetria(Rodriguesetal.2003).Cercade1/3dascandidatasaHABdetectadaspeloPDS

apresentamindciosquepodemenquadrlasnomesmocasodeHen31475.Estefatonos

motivouaestudarestaamostraemparticular, buscandocompararsuaspropriedadescom

aquelas que caracterizam os objetos nas duas fases evolutivas nas quais eventualmente

poderiamseencontrar.

As prximas sees deste captulo pretendem estabeler as caractersticas terico

observacionaisassociadassclassesdeobjetosdeinteresse.NoCaptulo2serdadauma

breve introduo aos objetivos e resultados do PDS, sendo posteriormente descritos os

critriosadotadosparaaseleodenossaamostra.NoCaptulo3estudaremosaassociao

dos objetos da amostra com regies de formao estelar, como um possvel indcio de

juventude.Oquartocaptulotratardoestudodaamostracombasenosdadosobservacionais

disponveisnasvriasfaixasdecomprimentodeonda,atravsdaanlisedesuasdistribuies

espectraisdeenergia(SEDs)edediagramascorcor.Atenoespecialserdadacorreo

de extino aplicada s fotometrias na regio do visvel. O Captulo 5 descrever a

modelagemdosenvoltrioscircunstelarescalculadapelocdigoDUSTY(Ivezic&Elitzur

1997)detransfernciaradiativaeasuacomparaocomummodelocomposto(envoltrio+

disco)adotadoporGregorioHetem&Hetem(2002).Noscaptulos6e7desenvolveremosas

3

discussesdosresultadoseasconclusesgerais,respectivamente.

Visando traar umparalelo entre as duas categorias de objetos de interesse para o

presentetrabalho,descrevemosaseguirosresultadosencontradosnaliteraturarelacionados

com o mesmo tipo de anlise que desenvolvemos em nosso estudo. Nesse contexto,

apresentamosdeformasumria,tantoparaasHABcomoparaaspsAGB:(i)definioda

categoria; (ii) identificaoatravs de diagramas de cores; (iii) classificaobaseada no

formatodaSED;e(iv)propostasdecenriosevolutivos.

1.1AsestrelasdotipoHerbigAe/Be

Osprocessosatravsdoquaisestrelaseplanetasseformamapartirdomeiointerestelar

umdosassuntosmaisintrigantesdaAstrofsicaatual.Ocrescentedesenvolvimentodas

tcnicasobservacionais,bemcomoorefinamentodosmodelostericos,vmenriquecendo

esteativodebateduranteasltimastrsdcadas.Adescobertadeexoplanetasatravsde

medidas cada vez mais acuradas vm levantando a questo da origem de tais sistemas

planetrios.

AdetecodeumexcessonoIRdistantenadistribuioespectraldeenergiadaestrela

Vega(Aumannetal.1984)edemuitasoutrasestrelasnormais,feitapelosatliteIRAS,

sugereapresenadepoeiraresidualaoredordestesobjetosdaseqnciaprincipal(MS).A

descoberta de umdisco gasoso em torno de Pictoris (Smith &Terrile 1984), o mais

conhecidomembrodaclassedeobjetostipoVega,foiaprovadadistribuiodiscoidaldeste

material residual, ao menos para algumas destas estrelas. Argumentase que estrelas

4

semelhantesaVegasejampossivelmentelocaisondeestocorrendoaformaodesistemas

planetriossimilaresaonossosistemasolar(Waelkensetal.1994).

Desta forma, crescente o interesse na estrutura e a composio dos envoltrios

circunstelaresdeobjetosestelaresjovens(YSOs),sendoestesosmaisprovveisprecursores

dediscosprotoplanetrios.Emparticular,osindciosapontamqueestrelasdotipoVegasoo

resultadodaevoluodeestrelasdotipoHAB.

OprimeiroestudosistemticodestaclassedeobjetosfoifeitaporHerbigem1960,que

sugeriuqueelacorresponderiaaumgrupodeestrelasnaPMSdemassaintermediria,nasua

fase radiativa de contrao em direo seqncia principal. Logo estes objetos foram

reconhecidoscomoosanlogosdasestrelasdotipoTT,squeemumintervalodemassas

entre2e8M.OsprimeiroscritriosobservacionaispropostosparaaseleodasHABso:

tipo espectral A ou mais recente, presena de linhas de emisso, localizaoem regio

obscurecidaepresenadeumanebulosadereflexobrilhantenasuavizinhanaimediata.

Oprimeirocritrionecessrioparaaseleodointervalodemassas.Osegundoe

terceirovisamassegurarqueasestrelassejamdefatojovens.Oltimoeliminaapossibilidade

daobservaodeestrelassomenteprojetadasnadireodenuvensescuras.Estescritrios

levaramHerbigaumalistade26objetoscandidatosaestrelasdemassaintermedirianafase

PMS.AnaturezajovemdemuitosdestesobjetosfoiconfirmadamaistardeporStrometal.

(1972),queposicionarampartedalistapropostaporHerbignodiagramaHertzprungRussell

(HR)paraestimarasidadesquevariamentre0,1e1Myremassasquevode1,5a15M.

No entanto, Finkenzeller & Mundt (1984) argumentam que os critrios de seleo

propostosporHerbigsorestritivosdemaisemalgunscasos,levandorejeiodeobjetos

5

quesomuitoprovavelmentedenaturezajovem.Malfaitetal.(1998)sugeremqueosdois

ltimos critrios propostos por Herbig sejam substitudos por um critrio envolvendo a

ocorrnciadeexcessonoIR,tendoemvistaqueestarepresentaumaevidnciadapresenade

material circunstelar. Eles propemquese houver este excesso, devehaver nebulosidade

associada, a qual poderia ser detectadaatravs de imageamentocommais alta resoluo

espacial.Umconjuntodecritrioscoerentecomestalinhaderaciocnioopropostopor

Waters&Waelkens(1998):(i)tipoespectralAouBcomlinhasdeemisso,(ii)presenade

excesso na regio do IR devido a poeira circunstelar quente e/ou fria e (iii) classe de

luminosidadedeIIIaV.

OcatlogoIRAS,bemcomooutrosmapeamentosbaseadosemobservaestomadasa

partirdosolo,tmsidoutilizadosparaselecionarvriaslistasdeobjetosdetipoespectralB,

AouFqueapresentamexcessodeemissonoIRcaractersticodeumenvoltriodepoeirae

portantosobonscandidatosaestrelasdotipoHAB.Muitosdestesobjetosnoentantonose

encontramnecessariamente em regies associadas a nebulosidade, mas simemposies

isoladas.Almdisso, comumqueatravsdestescritriosdeseleoasamostrassejam

contaminadas por objetos mais evoludos tais como as psAGB, caso sua classe de

luminosidadenosejaconhecidaoubemdeterminada.

UmdosprincipaiscritriosdeseleodecandidatasaHABapresenadaslinhasde

Balmer do hidrognio. Tambmso comuns linhas de CaII, OI, [OI], [NII], bemcomo

algumaslinhasmetlicasememisso.Finkenzeler&Mundt(1984)realizaramaprimeira

investigaosistemticadosperfisdalinhadeHdestegrupo,mostrandoqueamaioriadeles

se apresenta emduplopico, geradopela superposiodeumpicoememisso(s vezes

6

deslocado)maisumacomponentedeabsoro(praticamentenodeslocada).Tambmso

encontradospicosnicosdeemisso,comapresenadoperfilPCygniouperfilPCygni

inverso.Emalgunscasos,estesperfisdelinhasoaltamentevariveis,naescaladetempode

dias(Grininetal.1994).

A estrutura circunstelar das HAB vemgeralmente sendo inferida atravs de meios

indiretos,pelamodelagemdesuasSEDs.OsexcessosIRdeseusespectrossoreproduzidos

supondose a presenadediscose/ouenvelopesaoredor doobjetocentral. Este tipode

abordagemser discutidomais profundamente noCaptulo5. O imageamentodireto a

maneiramaisconfiveldesedecidirquantoformadestesenvoltrios,evemsendoutilizado

pararestringirashiptesesadotadasnosmodelosdeinfernciaindiretaatravsdoformato

das SEDs. As medidas espectroscpicas tambm se mostram teis na determinao da

estruturacircunstelardasHAB,jqueosperfisdelinhaspodemsugerirascaractersticas

ambientaisdesuaproduo.

A composio qumica destes envoltrios possui uma tal riqueza que s pde ser

devidamente apreciada atravs dos resultados da missodo satlite ISO (InfraredSpace

ObservatoryKessleretal.1996).Eledisponibilizouespectrosdemdiaealtaresoluode

vriasHABemumafaixaespectral quecobredesdeoIRprximoem2,4 mat oIR

distanteem180 m,mostrandoentreoutrosresultadosqueaspropriedadesdapoeiraao

redor das HAB bastante distinta daquelas encontradas nomeio interestelar (ISM). Um

estudodeobservaesISOSWS(ShortWaveSpectrometer 2,4a45 m)e( LongWave

Spectrometer46a196,8 m)disponveisparaobjetosdenossaamostraserdesenvolvido

noCaptulo4.

7

1.1.1ClassificaodeacordocomadistribuiodeenergiadasHerbigAe/Be

Hillenbrandetal.(1992)realizaramumestudobaseadonaanlisedasSEDsdeuma

amostrade47HABspreviamentecatalogadas.ArgumentasequeainclinaodasSEDsna

regiodoIRquesegueaumaleidepotnciadotipo F ~4/3compatvelcomapresena

de umdiscocircunstelar geometricamente fino e opticamente espesso. Aconstruodas

SEDsdesuaamostrabaseouseemfotometriasnovisvelUBVRI,noIRprximoemdio

JHKLMNQ,nosfluxosIRASem12,25,60e100 menofluxoem1,3mm.Almdisso,

dispunhase de medidas polarimtricas (no ptico) de 23 objetos. A distribuio destes

objetosnodiagramadecormagnitudeasolutapodeservisualizadanaFigura1.1:

Figura1.1:PosiodaamostradeHillenbrandetal.(1992)nodiagramadecormagnitudeabsoluta.Alinhacheiarepresentaaidadezerodeseqnciaprincipal(ZAMS)calculadaporMorton&Adams(1968)eporBalona&Feast(1975).

Aocorrnciadefontesabaixodaseqnciaprincipaldeidadezero(ZAMSlinha

cheia)podemserexplicadaporumagrandeextinototalnabandaValiadaaumapequena

8

extinoseletivaem(BV)(e.g.,Campbelletal.1988)oupelofatodelasseremobservadas

atravsdeluzespalhada.interessantenotarcomoadistribuiodosobjetosaolongoda

ZAMS(ousuasproximidades)secorrelacionacomoexcessoIR,indicadopelosgruposde

HABqueserodescritosaseguir. H a tendnciadeobjetosdoGrupoIII apresentarem

maioresmassas,enquantoqueosdoGrupoIIparecemtermassasmenores(ousofremmaior

extino).

CombasenainclinaodaSED,Hillenbrandetal.propemadivisodaamostraem

trsgrupos:

GrupoI:Constituindo30objetosdaamostra,caracterizadoporumforteexcessonoIRque

segueaumaleidepotnciadotipo F ~4/3 apartirde ~2,2 m.Aemissonaregio

espectrallocalizadaentre1,2 me2,2 mencontraseaindaemexcesso,pormumpouco

abaixodestaleidepotncia.Finalmente,afaixadecomprimentosdeondamenoresdoque

1,2 mdominadapelaradiaofotosfrica.Doisexemplostpicosdestegruposoexibidos

na Figura 1.2.a. A inflexo obervada entre 1,2 me 2,2 m provavelmente devida

emissoprovenientedeumaregioopticamentefina,localizadaaalgunsraiosestelaresna

parteinternadodiscoopticamenteespesso.

GrupoII: Contendo11objetos, estegrupo caracterizadoporumexcessonoIRquese

apresentaachatadooucrescentenadireodosmaiorescomprimentosdeonda(Figura1.2.b).

Assimcomonogrupoanterior,temostambmnestegrupoapresenadeumainflexo

noIRprximo.Otipodeexcessoapresentadoporestesobjetospodeserexplicadoporuma

distribuiodepoeiraqueabranjaumnguloslidomaiordoqueointerceptadoporum

disco,comoporexemploumenvelopeesfricoopticamentefinoemequilbriotrmicocomo

9

Figura1.2:SEDstpicasdosgruposdefinidosporHillenbrandetal.(1992).Ospontoscheiosrepresentamasobservaesterrestres,enquantoosvaziosrepresentamosfluxosIRAS.AlinhacheiarepresentaaSEDdeumaestrelapadroapropriadaparacadatipoespectral.AlinhapontilhadapresentenosexemplosdeSEDdoGrupoIrepresentamomelhorajustedomodelodediscoproposto(leidepotncia).

ofluxodaradiaoestelar.Outrofatorquefavoreceesta interpretao ofatodequea

polarizaolquidadestegrupo(P>5%)muitomaiordoqueadosoutrosgrupos(P

distribuioestendida(e.g.,Jain,Bhatt&Sagar1990).

DestaformaoexcessoobservadonestegrupodevidocontribuiodeumdisconoIR

prximo mais um provvel envelope estendido no IR distante. Alm disso, observase

tambmqueeleapresentaostiposespectraismaistardioseasmenoresluminosidadesentre

todosostrsgrupos,oquesugerequeaescaladetempodeevoluo/dissipaodomeio

circunstelar(CSM)podesermaiorparaestrelasmenosmassivas.

GrupoIII:Comapenas6objetos,possuiomenorexcessonoIRdetodososgrupos.Duas

SEDstpicasdesteconjuntosomostradasnaFigura1.2.c.

OformatodesuasSEDssimilarqueleapresentadopelasestrelasBeclssicas,cujo

pequenoexcessonoIRfoisatisfatoriamentemodeladoporumaemissodotipolivrelivre

geradaouporumdiscogasosoestendidoouporumventoequatorialionizado(Waters,Cot

&Lamers1987).Outracaractersticadestegrupoapresenadosobjetosdetipoespectral

maisrecentedetodaaamostra.OsmodestosexcessosnoIRapresentadospelogrupoIII

sugerem que este no seja constitudo por estrelas PMS. Entretanto, sua proximidade a

nebulosas de reflexo indica umaassociao fsica dos objetos deste grupocomnuvens

escurasquemostramevidnciadeformaoestelarrecente.Destaforma,concluisequeeste

gruposetratadeumconjuntodeestrelasjovens,detipoBrecenteecomdisco,cujaescalade

tempoevolutivadoCSMpequenoquandocomparadoadosoutrosgrupos.

AsdiferenasentreosgrupossobemsumarizadasnaFigura1.3,queexibeodiagrama

doexcessodacor(V12 m)comofunodatemperaturaefetiva.

Ascoresintrnsecasforamdeterminadasapartirdeumaestrelapadrodetipoespectral

correspondente.VemosclaramentenestediagramaqueoexcessonoIRdosgruposIeIIso

11

significantementemaioresdoqueoapresentadopelogrupoIII.Esteporsuavezocupaa

regiopovoadaporestrelasdotipoBeclssicas.Almdisso,tambmnotrioqueemmdia

oexessodogrupoIIdealgumasordensdemagnitudemaiordoqueaqueleobservadopara

oGrupoI.

Figura1.3:Excesso(V12 m)emfunodatemperaturaefetivadaamostraestudadaporHillenbrandetal. (1992).AsestrelasBeclssicasforamextradasdacompilaodeCot&Waters(1987).

Meeusetal.(2001)realizaramaanlisedosespectrosISOSWSdeumaamostrade14HAB

consideradasisoladas(i.e.,noassociadasaregiesdeformaoestelar).

Eles perceberam que a contribuio do contnuo da emisso IR exibida por estes

espectrospodeserreproduzidaporumalei depotnciaqueeventualmentepode ter uma

componenteextrarepresentadapelaemissodecorponegro(BB).EstaemissodeBB

compatvelcomumafaixadetemperaturasquevariaentre100e200Kaproximadamente.

Almdisso,ascaractersticasespectraisreferentesaosgrosdealgumasespciesmostraram

sepresentesemunseausentesemoutrosobjetosdaamostra.

Baseandosenestecomportamento,Meeusetal.(2001)classificaramosobjetosdesua

12

amostranosseguintesgrupos:

GrupoI:objetoscujocontnuoreproduzidoporumaleidepotnciamaisacontribuiode

BB.

GrupoII:contnuobemrepesentadoapenasporumaleidepotncia.

Alm disso, definese o subgrupo a para representar a presena de caractersticas

espectraisdosgros,enquantobdenotasuaausncia.

ParaexplicaradiferenaentreasSEDs,Meeuset al. propemdoismodelosparaa

distribuiogeomtricadomaterialcircunstelar,adotandoasseguintescomponentes:

I:umaatmosferadiscoparcialmenteopticamentefina,comextensodecercade10AU,

provavelmenteresponsvelpelasemissesdesilicatoem10e18 m

II:umdiscogeometricamentefinoeopticamenteespesso,responsvelpelaemissocontnua

dotipoleidepotncia

III: uma camada de poeira geometricamente espessa e opticamente fina, que origina a

emissodeBBentre100e200K

Deacordocomestaproposio,aemissodotipoBBocorreapenasquandoaregioIII

alargadaosuficienteparaseracessadapelaradiaodoobjetocentral.

OfatodaamostraconsideradaporMeeusetal.contemplarapenasasHABisoladasfaz

comquenohajaumdeseusgruposquesejaequivalenteaqueleestudadopelopresente

trabalho.OsaltosexcessosIRencontradosemnossaamostra(aserdefinidanoCaptulo2)

somaiscompatveiscomoGrupoIdeHillenbrandetal.,pormcomnveismaiselevados

deexcessoemV12m.

13

1.1.2Propostadecenrioevolutivo

Malfait et al. (1998) realizaramoestudodeumaamostrade45candidatas aHAB,

selecionadasapartirdecritriosbaseadosnotipoespectralenosexcessosencontradosnas

coresIRAS.Suaanliserevelaque33objetossorealmentetipoHAB,9estrelassodotipo

Vegae3sopossveisbinrias.

ElesreproduzemosexcessosnoIRdosobjetosdesuaamostraatravsdeummodelo

simples,quesupeapresenadepoeiraopticamentefina,propostoporWatersetal.(1988).

ParareproduziraSEDobservadaforamadotadosdoistiposdemodelo:umdelesconsidera

duascomponentes(umafriaeoutraquente)eooutroconsideraapenasumacomponentefria.

Malfaitetal.(1998)observamqueapresenadeumexcessodeemissonoIRqueapresenta

umacaractersticadeduplopicoexclusivadeestrelasPMS,nosendoobservadanocaso

daspsAGB(Bogaert1994).Almdisso,elesargumentamqueemsuaamostranoocorrea

presenadeobjetosmaisevoludosdotipopsAGB,pornohaverentresuascandidatas

estrelascomumndicedecor[UB]maiordoque1,75(baseadonosistemafotomtricode

sete cores de Geneva Golay (1973)). Segundo os autores, este valor um limite que

caracteriza umaproeminente descontinuidadede Balmernas SEDs, a qual tipicamente

observadanaspsAGB.

OsmodelosempregadosparaareproduodasSEDspropemumperfildedensidade

que obedece a uma lei de potncia do tipo (r)~r . No caso dos modelos de duas

componentes,oexpoentepossuiumvalormdioemtornode2paraaregiomaisinternae

1,25paraamaisexterna,oquesignificaqueosperfisdedensidademaisinternossomais

14

inclinados.Osmodelosdecomponentenicaapresentamumvalorintermedirioentreos

valoresdeajustadosparaomodelodecomponentedupla.

Os resultados deduzidos a partir desta modelagem levaram Malfait et al. (1998)

proposiodeumcenrioevolutivo,quepodeserexpressoatravsdodiagramadecores[12

60]versus[H12]apresentadonaFigura1.4.

AscoressocalculadasapartirdamagnitudeKdocatlogo2MASS(TwoMicronAll

SkySurvey)eosfluxosIRASmedidosem12e60 m.AscoresIRASusadasnestetrabalho

soaquelasdefinidasnoIRASExplanatorySupplement.

Figura1.4:DistribuiodaamostradeMalfaitetal.(1998)nodiagramadecoresnoIRprximoeIRmdio.Alinhatracejadarepresentaapropostadecenrioevolutivoapresentadanaqueletrabalho.Osnmerosreferemseaobjetosespecficosdaamostra.

Aseqncia evolutiva proposta representada pela linha tracejada no diagrama da

Figura1.4.Aolongodestalinha,quandopercorridadadireitaparaaesquerda,temosqueos

objetos com maiores valores da cor [H12] so bem modelados por estruturas de duas

15

componentes.Esteexcessosedesfazaolongodatrajetria, ocorrendoemumaescalade

tempomenordoqueoesvanecimentodacontribuiomaisfria(excessoem [1260]).Os

estgiosdestecenriosoesquematizadosnaFigura1.5.

Figura1.5:CenrioevolutivopropostoporMalfaitetal.(1998)baseadonoperfildasSEDs

16

Neste cenrio, o objeto jovem evolui de um estado embebido, a partir do qual se

desenvolve uma estrutura de disco atravs de processos de acreso e conservao de

momentoangular.Nodecorrerdaevoluodoobjeto,humaeventualrupturadestaestrutura

dedisco,aqual osautoresespeculamserdevida formaoplanetria. Esperasequeo

planeta formadoemumaposio intermediria dodiscoproporcionea retiradadogse

poeiradasuavizinhanaimediata.Apartirdestafragmentao,omaterialcircunstelarpassa

aserconstitudoporduascomponentes,umamaisprximaaoobjetocentral(eportantomais

quente) e outra localizadana parte mais externa do sistema. Esta estrutura mltipla a

responsvelpelaemissoemduplopicoencontradanoexcessoIRdealgumasHAB,comono

exemplomostradonaFigura1.10.cparaaestrelaHD144432.Oaumentorpidoemtornode

[H12]~4nodiagramadecoressugerequeacomponentemaisquentesedesenvolvemais

rapidamentedoquearegiomaisexternaaodisco,dissipandoseportantoemumaescalade

tempomenor.

Aevoluomaisrpidasofridapelacomponentemaisinternadodiscopodeserdevidaa

umasucessodeeventossimilaresqueleformadordarupturaoriginaldodisco.Omaterial

exteriortambmseesvanececompassardotempo,squedeformamuitomaislenta.Seus

remanescentesacabamdandoorigemaosmodestosexcessosnoIRdistanteencontradonas

SEDsdeestrelasjovensdaMS,tambmconhecidascomoestrelasdotipoVega.

1.1.3ConsideraesfinaissobreasHerbigAe/Be

Os vrios cenrios apresentados pelos diversos autores em essncia se mostram

17

extremamentesimilares.Aseparaoemgruposfeitaemgeralapartirdoformatoeda

importnciadoexcessoIRapresentadopelasSEDsobservadas.Todosestodeacordoquanto

apresenadeumdisco.Emboraageometriadacomponentemaisalargadasejaaindamotivo

dedebate,anecessidadedeumaestruturaqueabranjagrandesporesdenguloslidopara

explicaroformatodasSEDsobservadasevidenteparaamaioriadostrabalhosnaliteratura.

A evoluo destes ambientes de gs e poeira parece ser tambm semelhante. A

expectativageraldequeosobjetosembebidostenhamseusenvoltriosdissipadoscomo

tempo,possivelmentedandoorigemaossistemasplanetrios.Outraevidnciaapresentada

nestesentidoatendnciadecrescimentodosgrossugeridaatravsdoestudodosespectros

ISO,quetornaconcebveloprocessodeagregaodomaterialcircunstelarparaaposterior

formaoplanetria.

1.2AsestrelasnafasepsAGB

AspsAGBsoobjetosluminososdemassainicialbaixaouintermediria(entre0,8e

8M)emumestgioevolutivoavanado.Elasconcluramsuaevoluonoramoassinttico

dasgigantes(AssymptoticGiantBranchAGB)comumaperdademassaintensa(107104

M/ano)eevoluememumatrajetriadetemperaturacrescenteeluminosidadepraticamente

constante (Winckel 2003). Esta fase ocorre at o momento onde o objeto central

suficientementequenteapontodeionizarseuenvoltriodesprendido(T~3104K).Apartir

destasituao,temosumajovemnebulosaplanetria(PN).Estaevoluobemrepresentada

nodiagramaHRexibidonaFigura1.6,quemostraatrajetriaevolutivadeumaestrelade2

18

M.

AspsAGBcobremumalargafaixadetemperaturasefetivas,compreendidaentreas

estrelasAGBextremas(e.g.estrelasOH/IRnovariveis,Habingetal.1987)eobjetoscomo

AFGL618,queestoprestes a ionizaromaterial circunstelar (Winckel 2003). Tambm

comum na literatura o uso dos nomes de prnebulosa planetria ou protonebulosa

planetria(PPN),quenaprticareferemseamesmaclassedeobjeto.AdenominaoPPN

especialmente utilizada para objetos observados com uma resoluo espacial mais

detalhada. No entanto, a denominao mais geral psAGB ser adotada em toda a

discussodopresentetrabalho.

Figura1.6:Trajetriaevolutivadeumaestrelade2M demetalicidadesolar(linhavermelha).Alinhaazulrepresentaaevoluodeumaestrelacomasmesmascaractersitcasquesofreumpulsotrmicofinalbastantetardio(evoluodotipo bornagain),deslocadade0,2nestaescaladetemperaturaede0,5nestaescaladeluminosidade.Osvaloresexpressosaoladodecadafaserepresentamologaritmodotempodesuaduraoaproximada(emanos).EstafiguraadaptadadoartigoderevisodeHerwig(2005).

19

EstafasedetransioentreasfasesAGBePNfoipormuitotemponegligenciadano

estudodaevoluodeumaestrelaisolada(Kwok1993).Adificuldadenaobservaodas

psAGBeradevidaaopoucoconhecimentodocunoIRdistante.Estasituaofoisuperada

com os resultados obtidos pelo satlite IRAS, lanado em 1983. Houve a deteco de

milharesdeobjetosnoIRdistanteeistoculminounocomeodabuscaporestaclassede

objeto.

TendoemvistaqueotermopsAGBamplamenteutilizadonaliteratura,esteo

momentoadequadoparadefinirmosespecificamenteestafaseevolutiva.Consideraremosps

AGBaetapaondeaestrelaseencontranoprocessodetransioentreasfasesdeAGBeNP.

Maisespecificamente,nointervalocompreendidoentreotrminodaintensaperdademassa

noAGBeomomentoondeaestrelasuficientementequenteparaemitirftonsenergticoso

suficiente para ionizar o envelope remanescente da fase de AGB (Kwok 1993). As

propriedadesobservacionaisesperadasdestascondiesdevemser:(i)evidnciaclaradeum

remanescentedoenvelopedafaseAGB,oqueimplicaaexistnciadeumexcessonoIRcom

tempertaura decor entre 150e 300Ke a presenade emissomolecular (COouOH)

exibindoumavelocidadedeexpansode5a30km/s,tpicadosventosdaAGB; (ii) deve

haver indcio de que o envelope circunstelar esteja desprendido da fotosfera e no seja

resultadodeumprocessodeperdademassaaindaemandamento;(iii)seaestrelacentralfor

suficientementebrilhantepararevelarseutipoespectral,estedeveriasesituarentreastiposB

e G, comclasse de luminosidade I; e (iv) ausncia de umavariabilidade fotomtrica de

grandeamplitudedevidapulsaodeumenvelopemassivodehidrognio(Menv >103M)

sobreoncleodegeneradodeCO.

20

CercademilPNforamdetectadasnomapeamentodosatliteIRAS.Deacordocomos

modelosdeevoluodeSchnberner(1983),aestrelapermanecenafasedepsAGBdurante

o equivalente a aproximadamente 10% da vida de uma PN. Desta forma, esperase a

identificao de ~100 psAGBs a partir do catlogo de fontes puntuais (Point Source

CatalogPSC)geradopelamissoIRAS.Estaidentificaogeralmentefeitaoucombase

nabuscadeestrelascomascoresIRAStpicas,ouprocurandosepelascontrapartidaspticas

dasfontesIRASdebaixatemperaturadecor.Contudo,aanliseisoladadestescritrios

responsvelpelaseleodeoutrasclassesdeobjetos(e.g.YSOs),sendoportantonecessriaa

anlisedeindicativosadicionais.

AfasedepsAGBpossuiumaduraobastantecurta,quepodevariarentre103e104

anos.Porestemotivo,esperasequeaestrelanesteestgionos mantenhaalgumasdas

propriedadesdesuaprogenitora(estrelanafaseAGB)comotambmseassemelhe sua

descendente(PN)emmuitosaspectos.Destaforma,oconhecimentodascaractersticasdestes

estgiosevolutivosimediatamenteprximosfasedepsAGBtornaseextremamentetil.

Dada a importncia destas caractersticas no estudo comparativo realizado no presente

trabalho,revisaremosagoraalgumasdaspropriedadesdestasfases.

1.2.1Oramoassintticodasgigantes

AfaseAGBrepresentaapenasumafraomenordoque1%dotempodevidadeuma

estrela.Elaocorreapartirdomomentoemqueseiniciaaproduoenergticaemumadupla

camada interna a estrela (Engels 2005). Nesta etapa ela se apresenta comoumagigante

21

vermelhafriadebrilhovariveldevidoinstabilidadedesuaestrutura.Haqueimadeuma

camada de hlio ao redor de um ncleo de carbono e oxignio (CO) com eltrons

degeneradoseumacamadamaisexternaondeocorreaqueimadehidrognio.Oobjetoento

passaporumafasedequeimaquiescente(aE(arly)AGB)queduraentre1e15106anos,e

emseguidaelesofrepulsaodeorigemtrmica(TPAGB)duranteumperododecercade

centenasdemilharesdeanos.Estespulsostrmicossodevidosagrandesperdasenergticas

geradasporumtipode flashdehlio,quepodeduraralgumascentenasdeanos.Aestrela

perde seu envoltrio devido a esta fase instvel pulsante, ondeondas de choqueque se

formamnafotosferaestelarfornecemenergiasuficienteparaqueogsseeleveatregies

frias o suficiente para ocorrer a formao de poeira. A presso de radiao tambm

importante neste mecanismo e os ventos formados por estes processos tendem a ser

esfericamentesimtricos.AfaseAGBencerrasequandopraticamentetodaacamadaexterna

aoncleodeCOdissipadaatravsdoprocessodeperdademassa.

Como resultado desta intensa perda de massa, as estrelas na fase AGB so

freqentementeobscurecidasporseusenvoltriosdepoeira.Amedidaqueoobjetoestelar

ascendenoramoassinttico,tantoastaxasdeperdademassacomoaprofundidadepticade

seusenvelopescircunstelaresaumentam.Aabsorodaradiaoestelaremitidanabanda

visveleposteriorreemissoenergticanoIRtornaaestrelamaisavermelhada,i.e.,comuma

temperaturadecormenor. Oefeitodaspulsaes radiaisaliado variaodaopacidade

fotosfricatornamobrilhodaestrelavarivel(Reid&Goldstone2002).Asvariveismais

notriasnestasituaosoasestrelasdotipoMiraeasOH/IRobscurecidas,emboraestrelas

de pulsao irregular ou semiirregular de baixa amplitude sejam mais freqentes. Os

22

perodosdevariaovodecercade1anoparaasMiras,comamplitudemenordoque2,5

magnitudesnovisvel, at cincoanosnocasodasestrelasOH/IR,quepodeatingir uma

variaodealgumasmagnitudesnoIRprximo(Engelsetal.1983).

As AGBricas emoxignio (C/O< 1) podemser identificadas pelas caractersticas

espectraisem9,7e18m,produzidasporsilicatos.Abandaem9,7m(silicato)evoluide

umperfildeemissonasEAGB(e.g.variveisMiras)atumacaractersticadeabsoronas

AGBmaisevoludas(e.g.OH/IR),comosugereocomportamentodaamostraestudadapor

Sylvesteretal.(1999)naFigura1.7.

Figura1.7: Espectros ISOSWSeLWScombinadosdaamostradeSylvester et al. (1999)e deslocadosnaordenadadeacordocomsuaprofundidadepticaem10m.Esperasequeestasecorrelacionecomataxadeperdademassa,mostrandoportantoadependnciadoperfilexibidopelosilicatocomofunodesta.

Aevoluoespectraldosilicatodeemissoparaabsororeproduzidapormodelosde

transporteradiativoquelevamemconsideraoumataxacrescentedeperdademassaao

23

longodafasedeAGB(Bedijn1987,Volk&Kwok1988).

Estrelas ricas emcarbono neste estgio evolutivo socaracterizadas por umabaixa

temperaturadecor(T~5001000K)epelapresenadabandadeemissoem11,3 m,

devidaaoSiC(Chan&Kwok1990).Estrelasdestetipobastanteevoludaspodemapresentar

umatemperaturadecordeat300K,exibindoumcontnuosemcaractersticasespectrais

provavelmentedevidoaografite,quenoapresentabandasdeemissonoIRmdio(Volket

al.1992).

MuitasestrelasAGBricasemoxignioexibemumperfildeemissodeduplopicodo

OHem1612MHzeem1665/1667MHz,oqueimplicaemumenvelopecircunstelarem

expanso. Tcnicas rdiointerferomtricas so usadas para a resoluo de alguns destes

envelopes, revelando por vezes uma geometria bipolar (Bowers 1990). No entanto, uma

simetriaesfricamaisfreqentementeassociadageometriadoenvoltriodaAGB.

OCO amolculamaisabundante(depoisdohidrognio)naatmosferadeestrelas

tardias,sendocomumaobservaodesualinharotacionaltantonasAGBricasemcarbono

comemoxignio(Knapetal. 1982). Perfis depicoduploindicamodesprendimentodo

envoltriomoleculardafotosfera(Olofssonetal.1988).Tambmsoobservadasemissesdo

tipomasercausadasporH2Oem22GHzeem43e86GHzatribudaaoSiO(Engels2005).

Afase deAGBtemseu fimquandooprocessodeperda de massa remove todoo

envelope ao redor do ncleo de CO. A transio entre a estrela OH/IR extremamente

embebidaparaestanovaconfiguraodeenvelopedesprendidoocorreemumaescalade

tempomuitorpida(decercade500anosparaomodelode3M deSteffenetal.1998),

sendoacompanhadapelamudanadoformatodaSEDdeumadistribuiodecomponente

24

fotosfricaembebidaparaumperfildepicoduplo,conformemostraaFigura1.8.Ataxade

perdademassatambmsofreumaquedanotvelnesteperodo,muitoemboraavelocidade

dosventosassociadosperdademassa(reveladapelaemissodoCO,porexemplo)aumente

atchegaravaloresdaordemde103km/s.

Figura1.8:Evoluodataxadeperdademassaedadistribuiodeenergia,respectivamente,paraumaestrelaAGBapsopulsotrmicofinal(Steffenetal.1998).SoexibidasasSEDsrelativasaosinstantesdetempoespecificadosnacurvaevolutivadaperdademassacomotempo.Aslinhastracejadasrepresentamosespectrosintrsecosdaestrelacentral,paracadaumadastemperaturasefetivasespecificadasnalegendadafigura.

1.2.2Afasedenebulosaplanetriajovem

DefineseumaPNjovemaquelaquepossuiumaaltadensidadenebularealtobrilho

superficial,oqueimplicaemumaidadedinmicacurta,daordemde103anos.Umajovem

PNtambmaindadevepreservaroenveloperemanescentedafasedeAGB,queemumafase

25

posteriortersuasmolculasdestrudaspelaradiaoultravioleta(UV)esuacomponentede

poeiradiludapeloprocessodeexpanso.

Comoafase depsAGB extremamentecurta, aPNaindaguardaconsigomuitas

caractersticasespectraisdasAGB.DadosIRASde90PNsforamanalizadosporPottaschet

al.(1984)eIyengar(1986).Eleschegaramconclusodequeatemperaturadecordestes

objetosdecrescecomoraioobservado.

ASEDdeumajovemPNpodeserseparadaemduascomponentes:umadepoeiraentre

10e100meoutragasosaquevai1a10m(Kwoketal.1986,Zhang&Kwok1991).A

Figura1.9mostraumexemplotpicodestecomportamento.

Figura1.9:SEDdeIC2448,umajovemPN.Alinhapontilhadarepresentaomodelodaemissocontnualigadolivreelivrelivre;a tracejadacorrespondeaemissolivrelivreextrapoladadasmedidasemrdio;acurvadescontnuadaesquerdarepresentaaemissofotosfricaeapontotracejadadadireitaconstituiaemissodoenvoltrioremanescentedafaseAGB.OsvriospontosrepresentamobservaesfeitasdosoloetomadaspelosatliteIRAS(Zhang&Kwok1991).

Acomponentedepoeira provavelmenteresquciodoenvelopeformadonafase de

26

AGB.AemissodaregioIRprximadoespectrotemorigemnaemissocontnualigado

livreelivrelivredanebulosaeapartevisvelrepresentaaradiaofotosfricadoobjeto

centralextremamentequente.

Embora se tenha mostrado que o resfriamento da componente de poeira pode

enfraquecer ascaractersticasespectrais noIRmdio, j queelessituamsenaregioda

quedaexponencialdafunodePlanckparaumatemperaturadaordemde100K(Kwok

1980),tantoabandaem9,7mdesilicatocomoem11,3mdeSiCforamdetectadaspelo

espectrmetrodebaixaresoluo(LRS)dosatliteIRAS(Zhang&Kwok1990,Volk&

Cohen1990).EstasdetecespermitemdeterminarmosseaestrelaAGBprogenitoraerarica

emoxignioouemcarbono.

Entretanto,existeumafamliadecaractersticasespectraisIRem3,3;6,2;7,7e11,3m,

noobservadasemestrelasdetipoespectraltardio.Essascaractersticassonormalmente

atribudasaosPAHs(Lger&Puget1984)esoparticularmenteproeminentesemjovensPN

ricas emcarbonocomestrelas centrais de tipoespectral WolfRayet tardio (WC12) com

grandeexcessonoIR.IstosedeveaofatodosPAHsserempreferencialmenteexcitadospor

radiaoUV.

HtambmapresenadamolculadeCOemalgumasPN,detectadapelaprimeiravez

najovemNGC7027(Mufsonetal1975).Aintensidadedestalinhaparticularmenteforte

emPNsassociadasaumagrandequantidadedepoeira, como ocasodasmais jovens.

Sugerese que a poeira blinda a molcula de CO e conseqentemente impede sua

fotodissociao.

AemissodoradicalOHemPNsfoicomprovadaporDavisetal.(1979)najovemPN

27

Vy22,aqualexibeacaractersticadesilicatoem9,7meportantoricaemoxignio.Em

contraste ao duploperfil de emisso normalmente observado nas estrelas da fase AGB,

apenasumacomponentedeslocadaparaoazulaparecenoespectrodasPNs.Acomponente

vermelha provavelmente absorvida pelo gs ionizado da nebulosa. Diversas outras

observaesanlogasforamefetuadas,noentantoonmerodedetecesdestetipodeobjeto

OHPNaindapermanecebaixo.

MapeamentosdealtaresoluodePNsmostramqueagrandemaioriaapresentauma

morfologiabipolar,comdoismximosdeemissoemsuaestrutura(Aaquist&Kwok1990,

1991). Modelos de deprojeo indicam que esta geometria resultado da formao de

envoltriosincompletos,devidaaosmecanismosdeinteraoentreosventosmaisapresena

deumventoassimtricodafaseAGB(Volk&Leahy1992).

1.2.3ClassificaodaspsAGBdeacordocomadistribuiodeenergia

UmaclassificaodeacordocomoformatodaSEDfoipropostaporvanderVeenetal.

(1989), queestudaramobjetos datransiodesdea faseAGBat oestgiodenebulosas

planetrias, mostrando como separamse os objetos de acordo com a massa da estrela

progenitora,arelaoC/Oeaatualtaxadeperdademassa.CombasenoformatodaSEDde

umaamostrade42fontesIRAS,candidatasapsAGB,elessugeriramumaseparaoem

quatroclasses:(I)espectroachatadoentre4e25 meumaquedamaisinclinadaparaos

comprimentos de ondamais curtos; (II) mximoem25 m eumaquedagradativa nos

comprimentosdeondamaiscurtos;(III)mximoaoredorde25 m,umaquedainclinada

28

noscomprimentosdeondamaiscurtoseumplateauentre1e4m;(IV)doispicos,umao

redorde2meoutroem25m.AFigura1.10mostraumrepresentantedecadacategoria.

Figura1.10:ObjetospertencentesscategoriasdePPNpropostasporvanderVeenetal.(1989):(a)ClasseI:IRAS19386+0155;(b)ClasseII:IRAS19067+0811,(c)ClasseIII:IRAS170475660.AdaptadodaFigura4devanderVeenetal.(1989).

29

OsmaioresexcessosdeemissoIRencontradosnasestrelasobservadasnascandidatas

HAB de nossa amostra so comparveis preferencialmente aos dos objetos Classe I, e

eventualmentealgunsdaClasseII,noocorrendoobjetoscomSEDssemelhantessdemais

categorias.DeacordocomdevanderVeenetal.,asfontescomespectrosdasclassesIeII

apresentamosncleosestelaresmaismassivos(Mc~0.75M),provavelmenteoriginadosdas

massivasprogenitoras(~4M).Astaxasdeperdademassasodaordemde105M/ano.A

maioria dos objetos da Classe I noapresenta umaclara caracterstica espectral deuma

estrelavisvel,pormIRAS19386+0155estassociadaaumaestrelademagnitudeV=11.2,

cujoespectrocaicomacentuadainclinaoentre0,3e0,5m.PelasemelhanaentreaSED

deste objeto e as estrelas de nossa amostra, optamospor adotar IRAS19386+0155como

representante da categoria de psAGB, na anlise comparativa realizada no presente

trabalho.AFigura1.11apresentaoresultadodoajustedaSEDdestaestrela,calculadapelo

modelodediscoadotadoporGregorioHetem&Hetem(2002),oqualser discutidoem

maiordetalhenoCaptulo5.

Figura1.11:SEDdafonteIRAS19386+0155, umapsAGB, representanteda Classe I proposta porvanderVeenetal.(1989).As curvas tericas foramcalculadas adotandose omodelo proposto porGregorioHetem&Hetem(2002),visandoumestudocomparativo com asestrelasdenossaamostra.

30

1.2.4EstudodocenrioevolutivodaspsAGBnodiagramadecoresIRAS

Ascores IRASsouma ferramenta bastante til para se analisar estgios finais da

evoluoestelar, comoobservadopor van der Veen&Habing (1988 VH88daqui em

diante).Seusdiagramassoadequadosparaoestudodascaractersticasdoenvoltriodestas

estrelas,podendorevelarahistriadaperdademassadoobjeto,almdeserumindicativode

sua composioqumica. Estas informaes so fundamentais na determinaodo status

evolutivodoobjetodeinteresse.

OestudodeVH88mostraqueasestrelasricasemoxignioquepossuemumenvoltrio

formamumaseqncianodiagramadascores[12][25]x[25][60],definidaspor

[12][25]=2,5log(F12m/F25m)

[25][60]=2,5log(F25m/F60m)

Osautoresverificamqueestaseqnciarepresentaumalinhaevolutivadeestrelasno

ramoassinttico, quesosujeitasa taxascrescentesdeperdademassaao longodesua

histria.AtrajetriaevolutivanodiagramadecoresIRASpropostaporVH88representada

pela curvatracejadanaFigura1.12, a qual percorridadaesquerdaparaadireita pelos

objetosestelares.EstaevoluopartedaestrelasvariveisMiras,quesofremumprocessode

aumentonataxadaperdademassaevariabilidadeaolongodesuahistria,tornandoseuma

estreladotipoOHIR.Estacorrelaoobservadaentreataxadeperdademassaeavariao

no brilhoconfirmaa interpretaode queas ondasde choquedirigidas pelas pulsaes

radiais da fase de AGBso as responsveis pelo processo de ejeo das camadas mais

externasdaestrela.

31

Asregiesdelineadassobreestediagramasofrutodeumestudoestatsticodeuma

amostrade8864objetosselecionadosporVH88apartirdoPSCgeradopelamissoIRAS.

Elasrepresentamolocustpicodedeterminadascategoriasdeobjetosdefinidasnotrabalho.

Estasdefiniessobaseadastantonaposionodiagramadecoresdecadaobjeto,nos

espectrosdebaixaresoluoentre8e24mdocatlogoLRS(LowResolutionSpectra)eo

indicativodevariabilidadedadopeloPSC.Osestgiosfinaisrepresentadosnestediagrama

correspondemfasedePN,asquaisseencontramconcentradasnaRegioVdaFigura1.12.

Episdiosdedragagem(dredgeup)sosugeridoscomocausadoresdamudanadaqumica

Figura1.12:DiagramadascoresIRAS[12][25]x[25][60].Acurvatracejadarepresentaaseqnciaevolutivadosestrelasricasemoxignio,queocorredaesquerdaparaadireitadodiagrama.Alinhacheiamostraascoresassociadasaumcorponegro,paravriastemperaturas.Asregiesenumeradasrepresentamolocus tpicodecategoriasespecficasdeobjetos,especificadasnotexto.

dosenvoltrioscircunstelares.Estamudanatornaosenvoltriosricosemcarbono,causando

amigraodosobjetosparaaregioVI.Alocalizaodeobjetosnestaregioindicativada

32

coexistnciadematerialfrio(cor[25][60]elevada)edeumacomponentequente(baixos

valoresde[12][25]).Estaestruturasugerequeoprocessodeperdademassaocorridoseja

episdico,devidoaodaspulsaestrmicasdafaseAGB.Acomponentemaisfria

provavelmenteejetadaemumapocaanteriorqueladaformaodoenvoltriomaisquente.

1.3Identificaoatravsdascoresnoinfravermelho

O digrama de cores no IR mostrase a ferramenta ideal para o estudo de objetos

associadospresenadematerialcircunstelar.AfotometrianoIRprximopodeserutilizada

paraverificarmosseaprincipal fontedeemisso deorigemfotosfrica, nebulosa(i.e.,

gasosa) ou devido presena de umenvelopecircunstelar (GarcaLario et al. 1997). A

determinaodaorigemdestaemissonospermiteaidentificaodanaturezaeoestgio

evolutivo da fonte, j que cada objeto deve apresentar um fluxo caracterstico nos

comprimentosdeondaIR.Entretanto,emmuitoscasosaidentificaodeumdadoobjetono

possvelatravsdascoresnoIRexclusivamente.RegiescompactasdeHII,estrelasna

PMS,ncleosativosdegalxias(AGNs)epsAGBspossuemcoresIRbastantesimilares.

Nestecaso,fazsenecessriaaanliseconjuntadeoutrasfaixasespectraisouatmesmoo

usodecritriosadicionais.Esteproblemafacilmenteresolvido,porexemplo,paraocaso

dasestrelasOH/IR,asquaispodemsercaracterizadaspelapresenadaemissomaserdeOH

em1612MHz,comperfildeduplopico.NocasodasestrelasTT,temosaconfirmaode

sua natureza pela detecoda linha de absoro do LiI em6707. Porm infelizmente

assinaturascomoestasnosotoevidentesnasoutrasclassesdeobjetos.Aemissomaser

33

normalmentenomaisobservadanafasedepsAGBeasHABsoquentesdemaispara

quesejapossvelasobrevivnciadealgumafraodesuaabundnciaprimordialdeltioem

umaescaladetempoobservvel.

Apesardisto,aindaassimpodemosextrairinformaesvaliosasacercadanaturezados

objetos a partir da caracterstica de emissono IR. Para uma interpretaoadequadado

comportamentodestafaixaespectral,interessanterevisarmosalgumasdasprincipaisfontes

deemissonestaregio: (i) Emissotrmicadeumplasma,queconsistebasicamentedo

coninuoderecombinaoedeemissolivrelivredeumgscompostoporhidrognioe

hlioionizados;(ii)Emissotrmicadepoeira,originadatantopelapoeirafriapresentenos

envelopes circunstelares com temperaturas caractersticas abaixo de 300 K (IR mdio e

distante)comotambmpelapoeiraquente(T~1000KIRprximo)associadaouaum

episdio de perda de massa recente, no caso das psAGB, ou presena de umdisco

circunstelar, no caso de um YSO; (iii) Contnuo estelar, no caso de estrelas no to

obscurecidaspelapoeiracircunstelare (iv)Linhasdeemisso,geradasprincipalmentepela

recombinaodohidrognioehlio.Essaslinhaspodemserdominantesnaregioentre1e2

mparaenvoltriosionizados.OtripletodeHeIem1,083 mpodeserbrilhanteosuficiente

paraseraprincipalfontedeemissonabandaJ,mesmoestandonaextremidadedacurvade

transmisso deste filtro. Tambmcontribuemnesta banda as linhas de recombinao de

Paschendohidrognio,enquantoqueaslinhasdassriesdeBrackett,Pfundeemalguns

casosaemissomoleculardohidrognioafetamofluxoobservadonasbandasHeK.

AFigura1.13exibeasregiestpicasocupadaspelasdiversasclassesdeobjetosno

digramadecoresHKxJH,extradodotrabalhodeGarcaLarioetal.(1997).

34

Cercade2/3dasPNedaamostraestocontidasnanebulabox,definidaporWhitelock

(1985), indicadaemdestaquenaRegioVmostradanaFigura1.13. AsPNe tambmse

encontramemumaregiobemseparadadaquelaposiodeestrelasdeMSegigantes.A

dispersodestaclassedeobjetocomrelaobandaJnodeveserdevidaaocorrnciade

diferentestemperaturasdeplasma,jqueistoproduziriaapenaspequenosdeslocamentosdos

objetosnodiagrama.Whitelock(1985)mostraqueestadispersoprovavelmentedevida

presena do tripleto de HeI em1,083 m, especialmente intenso nas PNs da classe de

excitaointermediria.GarcaLarioetal.(1997)atribuemalocalizaodealgumasPNsna

RegioI,tpicadasestrelasdaMSegigantes,contaminaoporestrelasdecampooupor

umapossvelcompanheirabinria.

Figura1.13:DiagramadecoresnoIRprximodaamostradeGarcaLario et al. (1997),semcorreodeextino.AlinhacheianaregioIindicaaposiocorrespondenteMSeestrelasgigantes.Areaemdestaquecontida na regio V referente nebula box, definida por Whitelock (1985). O vetor representa odeslocamentoqueumaextinode10magnitudescausarianaposiodeumobjeto.

35

Asestrelas de psMSestoespalhadas por quase todoo diagrama. Emparticular,

aquelas que ocupam a Regio II apresentam emisso maser em OH e no possuem

contrapartidanoptico.Estassocaractersticascompatveiscomestrelasvariveisdotipo

OH/IR,queportantoprovavelmentepovoamestaregio.JnasregiesIIIeIV,asestrelas

maisevoludassosujeitasaumaforteextinocicunstelaregeralmentenosovariveis.A

emissomaserocorreapenasnaRegioIII.Suasdiferentesposiespodemsercausadaspela

presenadepoeiraquente,queinfluenciaespecialmenteofluxodetectadopelabandaK.

Estas caractersticas indicam que as estrelas que ocupam esta regio se encontram

provavelmenteemumestgiorecentedafasedepsAGB,constituindoaclassedeestrelas

OH/IRnovariveis.ARegioIcaracterizaumaemissodotipoestelar,compatvelcomas

psAGBemestgiosmaisavanados,comaconseqentedissipaodeseusenvoltrios.

Nelaocorreumapequenavariabilidadeirregulareaemissomasernoobservada.

Entre os YSOs, encontramse desde os objetos mais severamente obscurecidos at

aquelesondesodetectadasestrelasbrilhantesnoptico,compoucoounenhumexcessono

IR.AsfontessujeitasaumaaltaextinosoprovavelmenteregiesdeHIIcompactase

objetosdo tipoHerbigHaro, aindaembebidosnanuvemmolecularnas quaiseles foram

originados.EstesobjetospovoamespecialmenteaRegioIII,muitoemboraalgunsocupema

RegioIIprximalinhadetemperaturasdecordeBB,quevariaentre800e1500K.Jos

objetosvisveisnoscomprimentosdeondapticosconstituemasHABseTTdaamostra.

ElesocupampreferencialmenteaRegioIV,emboraaindaassimhcasosnasregiesIeII.

OsdiscoscircunstelaressoosmaisprovveisresponsveispeloexcessoobservadonoIR

destasfontes(Hillenbrandetal.1992).Asgalxiaspresentesnodiagramadecoressoem

36

sua maioria classificadas como galxias Seyferts brilhantes. Elas em geral ocupam a

intersecoentre as regies I e IV, confundindose comas outras classes de objetos. O

excesso observado no IR originadonas regies ao redor do ncleo galctico, que so

provavelmenteassociadosaumaforteatividadedeformaoestelar(Sanderset al. 1988,

Caricoetal.1990).Assim,asgalxiasqueocupamaRegioIVpossuemprovavelmenteum

ncleocomsurtodeformaoestelar,enquantoqueaquelasqueseencontramnaRegioI

devemcorresponderaumaatividadenuclearmoderada.

PodemosconcluirapartirdaanlisedascoresnoIRprximoqueaanlisedestafaixa

doespectrono suficienteparaaidentificaodosobjetosnamaioriadoscasos.Desta

forma, necessrio levar em considerao outros critrios de classificao, para serem

combinadoscomainformaocontidanodiagramadascoresnoIRprximo.

OdiagramadascoresIRASforneceinformaoadicionalemoutrafaixaespectral,no

IRdistante.AFigura1.14exibeestediagrama,comasregiestpicasdevriasclassesde

objetossugeridaspordiversosautores,sobrepostasamostradeGarcaLarioetal.(1997).

ARegio(a)associadasvariveisMirasbrilhantes(Herman1988);(b)svariveis

OH/IR(Svagnaman1989);(c)sestrelasTTeHAB(Harrisetal.1988);(d)aosAGNs(de

Grijpetal.1987)e(e)sregiesdeHIIcompactas(Antonopoulos&Pottasch1987).Acurva

exponencialpresentenodiagramarepresentaatrajetriaevolutivasofridaporumobjetocom

taxacrescentedeperdademassa,calculadaporBedijn(1987).

Podemos observar neste diagrama que apesar da sobreposio do locus tpico das

diversasclassesdeobjeto,aindaassimhregiesondeaidentificaopossvel.Almdisso,

aamostradeGarcaLarioetal.(1997)semostroucompatvelcomadistribuioesperada

37

paraosalvosdenaturezaconhecidadesuaamostra,confirmandoavalidadedestecritriode

classificao.

Figura1.14:DiagramadascoresIRASdaamostradeGarcaLarioetal.(1997).Sobrepostasestoasregiestpicasdecadaclassedeobjeto,propostaspordiversosautores(descritasnotexto).AlinhacheiarepresentaacurvacalculadaporBedijn(1987)associadaaumaevoluocomtaxadeperdademassacrescente.

38

Captulo2

OPicodosDiasSurvey

CombasenasmedidasdefluxosIRASem12,25e60 mdeestrelasTTauri(TT)

associadasanuvensmolecularesdoComplexodeChamaeleon,GregorioHetem,Sanzovoe

Lpine(1988)sugeriramqueasTTocupamumaregiobemdefinidanodiagramacorcor

avaliado em tais bandas. Uma longa campanha observacional, realizada no OPD

(MCT/LNA), emItajub, MGvisando a obtenode espectros de mdia resoluopara

verificara presenadas linhasH (ememisso)e Li I (emabsoro), queconfirmama

naturezajovemdascandidatas.FoiassimestabelecidooprojetodenominadoPicodosDias

Survey (PDS), uma pesquisa que revelou vrios objetos PMS que no haviam sido

prviamenteidentificados,ouseja,novasestrelasTTeestrelasHAB.

OsprimeirosresultadosforampublicadosnaformadeumcatlogoporGregorioHetem

etal.(1992)eTorresetal.(1995).Finalmente,C.A.Torres(1999)apresentouemsuatesede

doutoradoocatlogocompletodoPDS,descrevendoemdetalhesoprojeto,oqualseraqui

apresentadoapenasdeformaresumida.

39

2.1Objetivos

Apartir do IRAS PSC foram selecionadas candidatas a novas estrelas do tipo TT

(estrelasdebaixamassanafasePMS).Ocritriobsicodeseleoutilizadofoiabuscapelos

objetoscontidosdentrodeumaregioespecficadodiagramadecoresIRAS,determinada

pelos intervalos de fluxos 0.95

2.2.Metodologia

OsespectrosforamobtidoscomoespectrgrafoCoudeotelescpiode1,6mdoOPD.

Foiutilizadaaredede600l/mm,queproporcionaumaresoluodecercade0,7naregio

dovermelho(~6600),cobrindoaregiode6500a6740.

Medidas fotomtricas foram obtidas nas bandas no sistema JohnsonCousins

(UBV(RI)c)usandoofotmetrorpido(FOTRAP)descritoporJablonskietal.(1994).

Para cadacontrapartida ptica das fontes IRASselecionadas de acordocomos critrios

acima descritos, foram obtidos trs espectros em diferentes datas, buscando verificar a

ocorrncia de variabilidade nas linhas espectrais. Notese que muitas das fontes IRAS

apresentaramduasoumaiscontrapartidaspticas,oquepossibilitouadescobertadevrios

sistemasmltiplos.

2.3ResultadosobtidospeloPDS

Oresultadodestabuscaemprincpiodirecionadaaobjetosjovensdebaixamassafoi

bastanteheterogneoedesta formasurpreendente. Foigeradoumcatlogocontendo886

objetos, dentre os quais esto: 200 estrelas jovens ainda no catalogadas anteriormente

(GregorioHetemetal.1992;Torresetal.1995;Torres1999);108candidatasaestrelasdo

tipoHerbigAe/Be(Vieiraetal.2003);20gigantesvermelhasricasemltio(GregorioHetem

etal.1993,Castilhoetal.2003);eumquasar(Torresetal.1997).

41

Estesresultadosevidenciamaheterogeneidadedostiposdeobjetosdetectadosapartir

doscritriosdeseleoadotadospelamissodoPDS.ComovimosnoCaptulo1,issose

devesemelhananoexcessoIRobservadotantoemobjetosjovenscomonosobjetosmais

evoludos.Estefatopropiciouporexemploadescobertaserendpitadegigantesricasemltio.

DelaRezaetal.(1997)argumentamquetodasasgigantesKnormaissetornamricasemltio

porumcurtoperododetempo(deat105anos),devidoaummecanismodemisturaabrupto

queenriqueceumacamadacircunstelar,aqualejetadadevidoaumeventodeperdade

massaepisdico.Esteprocessosimilaraoocorridoparaaconversodecamadasricasem

oxignioparacamadasricasemcarbono(delaRezaetal.1996).

2.4Adetecodeestrelasjovensdemassaintermediria

Porapresentaremumaestrutura circunstelar semelhante s TT, candidatas a estrelas

HABtambmforamselecionadasdeacordocomocritriodascoresIRAS.Osintervalos

adotadosparaasrazesdefluxosIRAS,deacordocomasugestodeWeintraub(1990),

foram:1,3512,0e1.8521,5definidospor:

1=3,14log(F25m/F12m)1

2=3,14log(F60m/F25m)1

Comomencionadoacima,essesintervalossoumpoucomaisabrangentesqueaqueles

sugeridosporGregorioHetem,Sanzovo,&Lpine(1988)comolocus preferencialdasTT,

permitindoqueobjetoscommaisvariadascaractersticascircunstelaresouformatodaSED,

42

emespecialasHABs,tambmfossemrevelados.ComoserdiscutidonaSeo2.6,parteda

amostradeestrelasjovensdemassaintermediriaobservadasnoPDSapresentaSEDscom

inclinaesextremas(espectrocrescentenaregiodoIRdistante),maissemelhanteaobjetos

evoludos,comoaspsAGB,doqueaestrelasPMS,tornandoessegrupoespecialmente

interessanteparaopresentetrabalho.

Vieiraetal.(2003)apresentaramaidentificaodas108HABsdetectadospeloPDS.

Cercade30%dessaamostrajhaviasidoprviamenteidentificadacomoPMSnotrabalho

realizadoporThetal.(1994),noqualforamestudados287objetos,entreHABeestrelas

relacionadas.ATabela1docatlogodeThetal.apresentaumacentenadeestrelasdetipo

AeouBequeatoinciodosanos90eramreconhecidascomoverdadeirasHABs,bemcomo

potenciaiscandidatas.Outrosobjetos,classificadoscomoestrelascomlinhasdeemissoe

excesso infravermelho, ou estrelas com emisso extrema, foram apresentados em listas

separadasnoreferidocatlogo.

Guimaresetal.(2006)estudaramaacresocircunstelardeumaamostrade15HABs

doPDS,determinandoparmetrosestelares,metalicidadeevelocidadederotaoatravsde

espectroscopiadealtaresoluoeclculodeespectrossintticos.Evidnciasdeacreso

foram encontradas para quatro objetos de sua amostra, com base no deslocamento das

componentesdelinhasdeabsoro.

2.5Henize31475

Rodriguesetal.(2003)realizaramumestudopolarimtricodePDS465(Henize31475),

43

uma das canditatas a HAB que apresentava forte excesso farIR, como indicado pela

inclinaodaSEDmuitomaisproeminentenasbandasIRASquenaregioespectraldo

visvel.UmadasevidnciasdesetratardeobjetoevoludofoiapresentadaporRieiraetal.

(1995)querealizaramespectroscopiaeimageamentopticosrevelandoaltaabundnciade

nitrognio,umadascaractersticastpicasdePNdotipoI.

Osresultadosobservacionaisobtidosapartirdapolarimetriapticaedafotometriano

IRprximoobtidosporRodriguesetal.(2003)confirmaramanaturezaPPNdeHenize3

1475.Combasenaaltapolarizaointrnseca,provavelmentedevidaaumdiscocircunstelar

pticamenteespesso,enamodelizaodoenvoltrio,calculadapelomtododeMonteCarlo,

foiverificadaumaleidepotnciacomndice3paraadistribuiodetamanhosdegros.

Inspirados pelo fato de que outras HABs do PDS podemapresentar caractersticas

semelhantesaHenize31475,tornandoaspotenciaiscandidatasaobjetosmaisevoludos,

realizamosumestudodetalhadodeumaamostraselecionadadeacordocomoformatoda

SED,conformeoscritriosdescritosnaSeo2.6aseguir.

2.6Classificaosegundoadistribuioespectraldeenergia

Sartori et al. (2003) propuseramumesquemadeclassificaodas HABa partir da

anlisedaSEDdoobjeto. Ele baseadonovalor do ndiceespectral e na fraoda

contribuiodoenvoltriocircunstelarsobreoespectrototalemitidopelacandidata. Este

ndicedefinidoporTorres(1999)expressopor=0,75log(F12m/FV)1.

44

Aestimativadafraodacontribuiocircunstelarfeitaatravsdeummodeloque

propeumaestruturacompostaporobjetocentralenvolvidoporumdiscofinooticamente

espessoeumenvelopeesfricodepoeira(GregorioHetem&Hetem2002).Reproduzsea

SED observada considerandose diferentes leis de temperatura para as componentes

individuaisdosistema.Apartirdestemodelo,podesecalcularaporcentagemdaemissodo

envoltrioSccomrelaoemissototal.Destaforma,definiramseasseguintesclasses:

Grupo1:>1,indicandoqueaemissonoIRmdiomaiorqueaemissonovisvel.A

contribuiocircunstelarScmaiordoque70%.

Grupo2:10,indicativodequeaemissonoIRmdiomenosimportantequea

observadanoptico.Afraodesuacontribuiocircunstelarestemumintervaloentre

10%e70%.

Grupo3:

Figura2.1:SEDsdosobjetosRCrA,HD144432ePictoris,tpicasdosGrupos1,2e3,respectivamente.EstaseparaoemgruposdefinidaporSartorietal.(2003).Ascurvastericasforamcalculadasapartirdeummodelodeduplacomponentecircunstelar,descritonoCaptulo5.

46

2.7Critriosdeseleodenossaamostra

Foramselecionados27objetos entre ascandidatas a HABpertencentesaoGrupo1

descritoanteriormente.AsSEDsdestesobjetosapresentainclinaescrescentesparamaiores

comprimentos deonda, havendoummximodeemissono infravermelhodistante. Esta

caractersticaindicaafortecontribuionaemissodevidaaoenvoltriocircunstelar.Alista

dosobjetosselecionadosparaesteestudopodeservisualizadanaTabela2.1,ondepodemos

encontrar as identificaes destes objetos dadas pelo PDS, IRASe a identificao mais

comumnaliteratura,bemcomosuasposies,dadasemcoordenadasequatoriais(J2000).Os

outrosdadosdisponveisparaasestrelasdaamostrapodemserencontradosnoCaptulo4.

Tabela2.1:ObjetosdoPDSselecionadoscomocandidatosapsAGB.

47

PDS IRAS identificao R.A. DEC.18 05513-1024 ... 05 53 42,5 -10 24 0127 07173-1733 V* DW Cma 07 19 35,94 -17 39 18,737 10082-5647 GSC 08607-01509 10 10 00,33 -57 02 07,467 13491-6318 Hen 3-938 13 52 42,9 -63 32 48141 12496-7650 V* DK Cha 12 53 17,22 -77 07 10,6168 04278+2253 GSC 01829-00331 04 30 50,05 +23 00 06,2174 05044-0325 NSV 1832 05 06 55,5 -03 21 13193 05357-0650 GSC 04779-00040 05 38 09,23 -06 49 15,9198 05365-0718 V* V599 Ori 05 38 58,64 -07 16 45,7204 05471+2351 EM* MWC 778 05 50 13,5 +23 52 17207 06040+2958 GSC 01876-00892 06 07 16,1 +29 58 01216 06210+1432 CAP 0621+14 06 23 56,16 +14 30 27,6257 07394-1953 ... 07 41 41,2 -20 00 14290 09245-5228 GSC 08584-02884 09 26 11,8 -52 42 18353 12196-6300 ESO 95-7 12 22 23,28 -63 17 16,7371 13445-3624 ... 13 47 31,7 -36 39 52394 15310-6149 ... 15 35 17,0 -61 59 05406 16017-3936 GSC 07855-00815 16 05 03,93 -39 45 03,2431 16513-4316 ... 16 54 57,7 -43 21 39465 17423-1755 Hen 3-1475 17 45 14,16 -17 56 46,6477 17575-1647 ... 18 00 29,3 -16 47 23518 18250-0351 V* NZ Ser 18 27 39,6 -03 49 52520 18275+0040 GS 00446-00153 18 30 06,9 +00 42 34530 18391+0805 ... 18 41 34,8 +08 08 22543 18454+0250 ... 18 48 00,4 +02 54 13551 18528+0400 ... 18 55 21,5 +04 04 29581 19343+2926 BD +29 3662 19 36 18,41 +29 32 52,4

Captulo3

Associaocomnuvensmoleculares

Aassociaodeumdadoobjetocomregiesdeformaoestelarpodeserumindicativo

deumanaturezajovem.Asnuvensmolecularessobemconhecidosberriosestelares,

ondeacreditasequeumprocessodecolapsogravitacional,desencadeadoporumaeventual

perturbaodosistema,sejaresponsvelpelosurgimentodenovasestrelas.Destaforma,o

estudo desta possvel associao desempenha um papel importante na identificao da

naturezadosobjetosdenossaamostra.

Umaanliseinteressanteconsistenacomparaodadistribuioespacialdasestrelas

sobinvestigaoeadistribuiodenuvensescurasdaGalxia.Paratanto,fezseumabusca

noscatlogosdeLynds(1962)edeFeitzinger&Stwe(1984)dasnuvensmaioresemais

prximassestrelasdaamostra.OcatlogodeLyndsumacompilaodasnuvensescuras,

registradas nas placas fotogrficas no vermelho e no azul, obtidas do Atlas Celeste do

ObservatrioPalomar,cobrindoumaregioentre0e240o emlongitudesgalcticas.J o

trabalhodeFeitzinger&StwebaseiasenoestudodecamposcontidosnoAtlasCelesteESO

(B) e SRCJ, abrangendo a regio complementar entre 240o e 360o. Ambos fornecema

posiocentraldasnuvens,suasreasemgrausquadradoscalculadascomoauxliodeum

49

planmetroeumaestimativadesuasopacidades,feitaatravsdeinspeovisual.

ATabela3.1exibeosdadosobtidosapartirdapesquisanestescatlogos.Acoluna1

lista a identificao do PDS de nossas candidatas; as colunas 2 e 3 representam as

coordenadasgalcticasdestascandidatas; aquartacolunaexibea identificaodanuvem

maisprximadorespectivoobjetodenossaamostra,ondealetraLindicaquandoesta

entradafoiextradadocatlogodeLynds(1962);ascolunas5e6especificamaposio

central destas nuvens; a stima coluna informa a rea da respectiva nuvem, em graus

quadrados;aoitavacolunamostraadistnciaentreoobjetodenossaamostraeocentroda

nuvemmaisprximaeacoluna9representaumaestimativadadistnciaentreoobjetoPDSe

abordadanuvem.Adistnciaentreoobjetoeocentrodanuvemcalculadaatravsda

expresso

D=[(lobjlnuv)2+(bobjbnuv)2]1/2

ondel representaalongitudegalcticae balatitude.Aestimativadadistnciadaestrela

bordadanuvemdadapord=D(rea)1/2.Apartirdestadefiniopodemosinterpretarque

valoresnegativosindicamqueoobjetoseencontradentrodanuvem.Oserrosassociadoss

posiesemcoordenadasgalcticasdenossosobjetospossuemumlimitesuperiorde30.

A distribuio galctica das estrelas da amostra e as posies centrais das nuvens

listadasnaTabela3.1podemservisualizadasnaFigura3.1.Podemosperceberatravsdesua

inspeoqueobjetoscomaltalatitudegalcticanoseencontramnecessariamentedistantes

decomplexosdenuvensmoleculares,comoocasodePDS174,PDS193ePDS198.Alguns

autoresargumentamqueumagrandedistnciaaoplanogalctico(|b|>10o)umindicativo

deumanaturezamaisevoluda, caractersticadeumapopulaoestelarmaisvelha(e.g.,

50

Parthasarathyetal.2000,Oudmaijer1996,Waelkensetal.1998).Estaafirmaodeveser

cautelosa, tendo em vista que a distribuio das nuvens na Galxia no se restringe

necessariamenteaumaregiomuitoprximaaoplano.

Tabela3.1:PosiesgalcticasdosobjetosdenossaamostraedasnuvensmaisprximasextradasdoscatlogosdeLynds(1962)edeFeitzinger&Stwe(1984).Astrsltimascolunasreferemserespectivamentereadanuvem(dadaemgrausquadrados),distnciaobjetocentrodanuveme distnciaobjetobordadanuvem(dadasemgraus).

A distncia do objeto borda da nuvem mais prxima representa uma medida

quantitativa da possvel associaoda estrela coma nuvemescura. claro queexiste a

possibilidadedaocorrnciadeumefeitodeprojeo,ondeaestrelaeanuvempossuem

diferentesprofundidadesnocu.Noentanto,aquelesobjetosquenoseencontramsequer

angularmentecontidosnasregiesocupadaspelanuvem,oumesmoprximosaela,muito

51

PDS nuvem rea D d18 215,83 -17,55 L1648 214,43 -17,46 1,85 1,4 0,7227 231,75 -2,03 2 236,61 -2,44 0,47 4,9 4,1937 282,27 -0,79 134 281,55 -0,81 1,02 0,7 0,2267 309,68 -1,48 256 309,61 -1,85 0,42 0,4 0,05

141 303,01 -14,23 223 303,47 -14,74 0,24 0,7 0,44168 174,76 -17,2 L1536 174,96 -16,59 1,5 0,6 0,02174 203,48 -24,78 L1616 203,42 -25,05 0,02 0,3 0,21193 210,62 -19,51 L1641 210,64 -19,83 6,27 0,3 -0,94198 211,18 -19,51 L1641 210,64 -19,83 6,27 0,6 -0,63204 184,86 -1,77 L1560 183,72 4,58 2,3 6,4 5,69207 181,47 4,58 L1557 181,23 4,21 1,04 0,4 -0,07216 196,91 0,62 L1600 198,95 1,18 0,4 2,1 1,8257 236,32 1,4 2 236,61 -2,44 0,47 3,8 3,51290 274,63 -1,5 114 274,56 0,13 0,14 1,6 1,45353 299,61 -0,6 194 299,75 -1,35 0,32 0,8 0,48371 315,19 24,89 274 315,09 4,28 0,83 20,6 20,16394 320,93 -4,98 298 321,61 -4,3 0,43 1 0,63406 338,5 9,45 348 338,95 9,5 0,44 0,5 0,12431 342,33 0,16 372 344,05 -0,42 0,15 1,8 1,62465 9,34 5,84 475 6,44 2,12 0,22 4,7 4,48477 12,15 3,33 L320 12,26 3,69 1,42 0,4 -0,21518 26,81 3,54 L511 26,62 4,28 0,81 0,8 0,32520 31,07 5,17 L578 31 4,99 0,01 0,2 0,15530 39,06 5,91 L637 39,01 6,17 0,03 0,3 -0,09543 35,07 2,18 L621 35,23 2,56 45 0,4 -2,94551 36,91 1,15 L628 36,67 0,21 2 1 0,26581 64,07 4,31 L811 63,78 3,41 0,25 0,9 0,69

lobj bobj lnuv lnuv

Figura3.1:Distribuiogalcticadasestrelasdaamostraedaposiocentraldasnuvensescurasmaisprximasaestasestrelas.

52

provavelmentenoestoassociadosaestaestrutura.

TodaestaanlisebaseiaseemreaseposiesestimadasdocatlogosdeLyndsede

Feitzinger&Stwe,constituindoportantoapenasumaabordagempreliminar.Paraumestudo

mais detalhado, devemos levar em considerao a geometria irregular apresentada pelas

nuvens,aqualemgeralpossuiumaestruturafilamentar.Adeterminaodasdistnciass

bordasdanuvensspodemnosrevelarordensdegrandeza,jqueoformatodetalhadoda

nuvemnofoilevadoemconsideraonestaestimativapreliminar.

Umaalternaltiva para levarmosemconta a posioespecfica decada objetoneste

estudodeassociaocomSFRsautilizaodeummodelodeextinogalctica,comopor

exemploopropostoporAmres&Lpine(2005).Noentanto,pelofatodenodispormosde

medidasdedistnciaconfiveisparanossosobjetos,decidimosestudararealextensodas

estruturasinterestelaresatravsdomapadaextinogalcticaproduzidoporDobashietal.

(2005).Estesautoressoresponsveispelaconstruodeumatlaseumcatlogodenuvens

escuras,apartirdabasededadosnopticodo DigitizedSkySurvey I (DSS).Atravsda

anlisede1043placascontidasnoDSS,elesproduziramummapaemAv(extinovisual)

quecobre toda a regiogalctica, no intervalodefinidopor |b| 40o. Estemapapossui

versesemresoluesde6'e18',quepodemserencontradasnapginahttp://darkclouds.u

gakugei.ac.jp/astronomer/astronomer.html em formato .fits. Entre outros resultados, este

trabalhoregistrou2448nuvensescurase2841clumpsnelascontidos.

Apartirdaversodemaisaltaresoluodestemapagalctico,obtivemosovalorda

extinonaposiodecadaobjetodaamostra.Almdisso,tambmcalculamosodesvio

padrodosvalorescontidosemumquadradode1o x1o,centradonaposiodaestrelada

53

amostra, comauxlio da tarefa imstat do pacote IRAF (ImageReductionandAnalysis

Facility disponibilizadopor NationalOpticalAstronomyObservatories (NOAO)).Desta

forma,podemosterumaidiadecomosecomportaavariaodovalordaextinonas

vizinhanasdecadaobjeto.Ovalordaextinonaposiogalcticadoobjetorepresenta

umamedidaquantitativadasuaassociaocomasnuvensescuras,sendoportantobastante

tilparanossaanlise.EstesvaloressoapresentadosnaTabela3.2.AFigura3.2.aexibea

distribuiogalcticadenossosobjetosnestemapaemAv,sobreoqualestosobrepostosos

contornosdemesmaextinoemAv=0,5mageAv=3mag.NaFigura3.2.bpodemos

visualizarcomummaiorgraudedetalhamentoaregiocentraldaGalxia,ondepodemos

observar uma certa concentrao de nossos objetos. No Captulo 4 faremos um estudo

comparativo entre as extines obtidas do trabalho de Dobashi et al. (2005) e aquelas

estimadasapartirdoexcessodecornopticoobservadoparacadaobjeto.

OestudoemAvpermiteaanlisedainflunciadasnuvensescurasnaregiodoptico,

ondeaextinocircunstelarpodedesempenharumpapeldominante.Afimdeestudarmos

umacaractersticamais intrnsecaaoISM,tambmdesenvolvemosumestudoanlogoao

anterior,squecombasenaregioespectraldoIRdistante.Paratanto,analizamosimagens

obtidaspelosatliteIRASem100m.Elaspossuemumaextensoangularde12,5ox12,5o,

comumaresoluoespacialde0,025graus/pixel.Estasimagensrevelamespecialmenteas

propriedadesdaemissodevidaaocirrusinterestelar,sofrendopoucainflunciacausadapela

emissodosenvoltrioscircuntelares.Pararelizarmosumestudoquantitativoapartirdestas

imagens,calculamosacontagemmdiaeodesviopadroderegiesquadradasde1ox1o.

Estasregiesforamescolhidasdeformaqueevitasseacontaminaocausadapelapresena

54

55

Figura3.2:MapadeextinoproduzidoporDobashietal.(2005).Em(a)exibidoomapacompletoeem(b)temosrepresentadaemdetalhearegiocentraldaGalxia,ondehumamaiorconcentraodenossosobjetos.Sosobrepostosaosmapascontornosem0,5mage3mag,bemcomoasposiesdosobjetosdaamostra.

defontespuntuaiseaomesmotempoquenosedistaciassemmaisdoque1odoobjetode

interesse. OsvaloresobtidospodemserencontradosnaTabela3.2. Nesta tabela tambm

podese encontrar alguns resultados do trabalho de Vieira et al. (2003), no qual foram

calculadas as distncias fotomtricas para as estrelas da amostra supondo que elas se

encontremnaMS,oquerepresentaumaboaaproximaoparaocasodasHAB.Almdisso,

elesproduziramumacompilaodaspossveisregiesdeformaoestelar(SFR)squaisos

objetosprovavelmenteencontramseassociados,bemcomodesuasdistncias,disponveisna

literatura.Asrefernciaspodemserencontradascomdetalheemseutrabalho.Asimagens

IRAS em 100 m podem ser visualizadas no Apndice A. Sobre elas, foram traados

56

isocontornosdefluxoem15e60MJy/sreasposiesdosobjetosdaamostra.

Os objetos PDS465e PDS581nopossuemestimativa de distncia ou sugestode

associaocomqualque