ads:
UNIVERSIDADE DO VALE DO PARAÍBA
Instituto de Pesquisa e Desenvolvimento
Sarita Pereira de Carvalho
A PARTE INFERIOR DA SEQUÊNCIA PRINCIPAL NA REGIÃO DE
ZETA OPHIUCHI
São José dos Campos - SP
2006
ads:
Livros Grátis
http://www.livrosgratis.com.br
Milhares de livros grátis para download.
Sarita Pereira de Carvalho
A PARTE INFERIOR DA SEQUÊNCIA PRINCIPAL NA REGIÃO DE
ZETA OPHIUCHI
The botton of the main sequence in the Zeta Ophiuchi region
Dissertação de Mestrado apresentada ao Programa
de Pós Graduação em Física e Astronomia da
Universidade do Vale do Paraíba, como
complementação dos créditos necessários para
obtenção do título de Mestre em Física e
Astronomia.
Orientador: Prof. Dr. Gabriel Rodrigues Hickel
São José dos Campos - SP
2006
ads:
"I am enough of an artist to draw
freely upon my imagination.
Imagination is more important than
knowledge. Knowledge is limited.
Imagination encircles the world.”
Albert Einstein
Aos meus pais:
Salomão Pereira de Carvalho
(em memória)
Therezinha Leite de Carvalho
Agradecemos à CAPES – Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível
Superior pelo apoio financeiro para
conclusão deste trabalho.
Agradecimentos
A Deus.
Não caminhamos sozinhos.
Nosso percurso é íngreme.
E, neste percurso, pude contar com meus grandes amigos, aqueles amados que, mesmo
sem desfrutar de minha companhia me aprimorava com pensamentos carregados de
positividade e amor, servindo de fonte de estímulo e inspiração, me fortalecendo o suficiente
para estar, hoje, transpondo mais este degrau. A estes a minha mais profunda gratidão.
À minha família que, mesmo com tantas dificuldades e adversidades causadas pela
minha ausência durante este tempo, ainda não me excluiu da lista de membros, mantendo
sempre a esperança que, infalivelmente, um dia irá melhorar.
Enfim, à pessoa que me ensinou a voar. Voar muito mais alto do que eu poderia um
dia ter sonhado. Com imensa dedicação, paciência, amizade e principalmente
profissionalismo me orientou na conclusão deste trabalho. Ao Prof. Dr. Gabriel Hickel, meu
agradecimento pela confiança para a realização de um sonho.
Algumas vezes, quando criança, corria na direção do horizonte imaginando que
conseguiria tocar as nuvens e, conseqüentemente, tocar o céu. Com o tempo eu queria tocar
as estrelas.
Hoje, não toco estrelas, mas posso imaginar a presença delas…
A PARTE INFERIOR DA SEQUÊNCIA PRINCIPAL NA REGIÃO DE
ZETA OPHIUCHI
Resumo
Apresentamos um estudo visando encontrar objetos estelares jovens (OEJs) e objetos sub-
estelares em uma área de 24 graus
2
próxima da estrela tipo O9.5V ζ Ophiuchi (l
gal
= 7º e
b
gal
= 21º), a partir de dados do catálogo fotométrico 2MASS (Two Micron All Sky Survey)
1
;
no infravermelho próximo, bandas J (1,25µm), H (1,65µm) e K
s
(2, 17µm). Utilizamos
somente fontes com qualidade de fotometria A ou B, fornecendo-nos dados mais confiáveis.
Foram traçados os Diagramas Cor-Magnitude H×(J-H) e K×(H-K), e cor-cor (J-H)×(H-K),
onde demarcamos regiões de ocupação para a seqüência principal, gigantes vermelhas e anãs
tipos T/L, utilizando dados de TOKUNAGA, A.T.. 1999, e VRBA, F.J.; MATHIEU, R.D.;
STROM, K.M.; STROM, S.E.; GRASDALEN, G.L. 1975
. Efetuamos a separação de
candidatos a OEJs posicionados à direita da seqüência principal, ou seja, que apresentavam
índice de cor avermelhados, levando-se em consideração as barras de erros; bem como de
candidatos a anãs-marrons, posicionados à esquerda da seqüência principal. As imagens dos
candidatos foram verificadas no DSS-II (bandas B e R do visível) e 2MASS (J, H e K
s
do
infravermelho próximo), excluindo fontes que não apresentavam imagens puntiformes. Nestes
critérios de redução chegamos a 133 candidatos a OEJs e objetos sub-estelares. A consulta a
outros catálogos
2
da literatura revelou a presença de 3 TTaurii (únicas conhecidas na região),
6 gigantes vermelhas variáveis e 2 quasares nesta amostra. Estimamos de forma independente,
que cerca de 10% dos candidatos podem ser estrelas gigantes vermelhas (AGB),
contaminando a nossa amostra. Calculamos as luminosidades, temperaturas bolométricas e
determinamos a massa e idade de cada candidato, através do modelo evolutivo de MYERS et
al.(1998). A distância utilizada de (116 ± 52) pc, do Sol, foi determinada através de paralaxe
média de um grupo de 28 estrelas com paralaxes pré-determinadas pelo satélite Hipparcos, na
direção da nossa região de estudo. A maioria dos candidatos tem massas entre 0,09 e 1,5 M,
com idades entre 3×10
5
e 2×10
6
anos (grande concentração entre 5×10
5
e 10
6
anos), estando
na fronteira entre as Classes II e III. Comparando estas distribuições e idades, verificamos
que a concentração dos candidatos a OEJs neste estágio evolutivo mostra que provavelmente
possuem uma origem comum, concordando com o cenário de formação estelar estimulada a
partir da explosão de uma supernova em uma estrela binária da qual ζ Ophiuchi fazia parte.
Neste cenário, ela teria sido arremessada da Associação Estelar Scorpius Superior pela
explosão, ocorrida há cerca de 1,5×10
6
anos atrás.
Palavras-chave: formação estelar; objetos estelares jovens; infra-vermelho: fotometria;
associações estelares: Escorpião Superior; meio interestelar: Zeta Ophiuchi.
1
Esta publicação utiliza dados do catálogo 2 MASS, um projeto conjunto da Universidade de Massachusetts e do
Centro de Análise e Processamento no Infravermelho – Instituto de Tecnologia da Califórnia, financiado pela
NASA e pelo NSC.
2
Esta pesquisa fez uso da ferramenta de acesso a catálogos, VizieR, do CDS em Estrasburgo, França.
The botton of the main sequence in the Zeta Ophiuchi region
Abstract
We present a search of young stellar objects (YSOs) and substellar objects in a 24 degrees
2
area (l
gal
= 7º and b
gal
= 21º) around ζ Ophiuchi (an O9.5V star), using the photometric
catalogue of 2MASS (Two Mícron All Sky Survey)
3
; in the near-infrared bands (J – 1.25µm, H
– 1.65µm e K
s
- 2.17µm). We selected sources with “A” or “B” quality photometric flags,
only, given to us more trustworthy. We traced the loci of the main sequence, red giants (AGB)
and brown-dwarfs in the color-magnitude and color-color diagrams, and ploted them with the
near-infrared sources of target region. The candidates to YSOs were separated according to
their positions to respect with the main sequence locus. Sources to the right of the main
sequence are classified as YSOs and to left, brown-dwarfs. We used DSS (Digital Sky Survey-
II) images to verify the image of the sources (extended sources were discarded). These data-
reduction criteria resulted in 133 candidates to YSOs and substellar objects in the target
region. The search in other catalogues
4
revealed 3 TTauri stars, 6 red giant variable stars, and
2 quasars. We estimated, in other way, a contamination about 10% of red giant stars (AGB) in
our sample. We calculated the bolometric temperatures and luminosities, and determined the
masses and ages of candidates using the evolution models from MYERS et al. (1998). The
distance of these candidates is assumed as the mean distance of 28 Hipparcos stars observed
in the target region: D = (116 ± 52) pc. The masses of our candidates are between 0.09 and 1,5
M, and their ages are between 3×10
5
and 2×10
6
years (peaking between 5×10
5
and 10
6
years). The candidates are classified as Class II or III. We concluded that the YSOs candidates
have a common origin, corroborating to the scenario of triggered stellar formation by a
supernovae from ζ Ophiuchi binary that exploded at Upper Scorpius Stellar Association at
about 1.5×10
6
years ago.
Keywords: star formation; young stellar objects; infrared: photometry; stellar associations:
Upper Scorpius; interstellar medium: Zeta Ophiuchi.
3
This publication makes use of data products from the Two Micron All Sky Survey, which is a joint project of the
University of Massachusetts and the Infrared Processing and Analysis Center, funded by the National
Aeronautics and Space Administration and the National Science Foundation.
4
This research has made use of the VizieR catalogue access tool, CDS, Strasbourg, France.
Lista de Figuras:
Figura 1.1 –Visão geral da região de estudo deste trabalho (retângulo central), na emissão de
Hα (Gaustad et al. 2001). A estrela ζ Ophiuchi é indicada, no alto, fora da região de
estudo. A figura mostra o gás ionizado por ζ Ophiuchi (emissão branca difusa) e o gás
denso neutro (regiões escuras), sob a forma de nuvens filamentares...............................23
Figura 1.2 –Visão geral da região de estudo deste trabalho (retângulo central), na emissão de
infravermelho distante combinada (azul - 25µm, verde - 60µm e vermelho - 100µm,
dados IRAS). O arco amarelado no alto é a “bolha de choque” (Liszt, 1997) formada por
ζ Ophiuchi ao movimentar-se no meio interestelar. A convexidade da “bolha de choque”
aponta na direção do movimento próprio de ζ Ophiuchi. Notar que existe boa correlação
entre a emissão da poeira em 100µm e o gás denso neutro filamentar que aparece na
Figura 1.1, dentro da região de estudo. ............................................................................25
Figura 1.3 - Amplo campo (120o×90o) da Associação Escorpião-Centaurus. Os quadrados em
destaque mostram as três partes da associação: Escopião Superior (US), Centaurus-
Lupus Superior (UCL) e Centaurus-Crux Inferior (LCC). A faixa mais brilhante é o
plano galáctico (imagem composta de diferentes comprimentos de onda: 12µm em azul,
60µm em verde e 100µm em vermelho - IRAS). (Figura extraída de http://www.mpifr-
bonn.mpg.de/staff/tpreibis/images_iras.html)..................................................................26
Figura 1.4 - Mapa de todo o céu em emissão de raios-X mole (0,75 keV), criado a partir de
dados do satélite ROSAT. A marca em “X” indica o centro da Associação Escorpião-
Centaurus. A figura em forma de bolha formada ao redor do centro da associação
(diâmetro ~120º) é causada pelo gás quente em expansão, a partir da explosão da
supernova e de ventos advindos de estrelas de grande massa na associação estelar
Escorpião Superior (figura extraída de PREIBISCH et al., 2000). ..................................27
Figura 1.5 - Mapa da região de Escorpião Superior. As estrelas de pequena massa, pré-
seqüência principal, são mostradas em pontos; TTaurii clássicas como asteriscos e os
membros de grande massa aparecem como grandes pontos cinza com o tamanho do
símbolo proporcional ao logaritmo da sua luminosidade. Os quadrados assinalados
mostram os campos estudados por Walter et al., 1994, onde foram identificados 28
membros pré-seqüência principal de pequena massa (figura extraída de Preibisch et al.,
2000).................................................................................................................................28
Figura 1.6 - Posições espaciais das estrelas das associações OB, através da paralaxe
Hipparcos: estrelas pré-seqüência principal - Ophiuchus (Oph - quadrados abertos),
Lupus (Lup - quadrados preenchidos) e Camaleão (Cha - quadrados com x); e estrelas
normais: Escorpião Superior (US - losangos preenchidos), Centaurus-Lupus Superior
(UCL - triângulos abertos), Centaurus-Crux Inferior (LCC - círculos preenchidos) e
Camaleão (Cha - círculos). O eixo X está na direção do centro galáctico e o eixo Y está
na direção da rotação Galáctica (extraído de Sartori et al., 2003)....................................29
Figura 1.7 - Distribuição dos 88 membros identificados (+) no complexo de nuvens de ρ
Ophiuchi (contornos em
13
CO (J=1-0) delimitam as nuvens). A área de busca de 1,3
graus
2
é marcada com linhas tracejadas. No alto, o símbolo estelar () mostra a posição
da estrela ρ Ophiuchi e já dentro da nuvem, a posição de Oph S1 (a estrela de maior
massa da nuvem L1688). (Figura extraída de WILKING et al., 2005)............................30
Figura 1.8 - Emissão de C
18
O (J=1-0) (áreas escuras) desenhadas sobre o mapa de contorno
em
13
CO (J=1-0). A linha contínua delimita a área coberta com as observações de
13
CO.
As linhas tracejadas separam as regiões norte e de ρ Ophiuchi. As estrelas OB e nome
das nuvens estão destacados. (Figura extraída de Tachihara et al., 2000a)......................31
Figura 1.9 - Identificação das nuvens moleculares na região de ζ Ophiuchi. Os tons de cinza
mostram a intensidade integrada de 12CO e os contornos, os limites da nuvem. As
linhas contínuas dividem as sete nuvens moleculares conectadas. As linhas pontilhadas
mostram a área observada em 12CO................................................................................34
Figura 1.10 - Mapa integrado da intensidade da linha de emissão de
12
CO (J=1-0) em
coordenadas galácticas. Os contornos são linhas de mesma emissividade (2,4 K⋅km⋅s
-1
).
As linhas pontilhadas mostram a área observada em
12
CO (J=1-0) e linhas tracejadas são
grades de coordenadas equatorias. O sinal (+) mostra a posição de ζ Ophiuchi..............34
Figura 1.11 - Distribuição espectral de energia (esquerda) e esquema de seqüência evolutiva
(direita) de objetos estelares jovens. Classe -I – Por uma perturbação qualquer, um
fragmento mais denso da nuvem colapsa gravitacionalmente, destacando-se. Classe 0 –
idade 10
4
anos - Uma protoestrela cercada por um toro de acréscimo de matéria se forma
e a massa no centro aumenta rapidamente devido à queda de matéria da nuvem. O objeto
só é visível em comprimentos de onda sub-milimétricos e infravermelho porque a estrela
central está ainda profundamente embebida e sua luz visível é obscurecida
completamente pelo denso envelope em torno da nuvem. Classe I - idade 10
5
anos - Os
ventos estelares adicionados à dinâmica do campo magnético do objeto central, criam um
efluxo bipolar ionizado que dissolve a envoltória não acretada. O objeto torna-se visível
no óptico. Classe II - idade 10
6
anos – O acréscimo de matéria, bem como o efluxo,
praticamente cessam. O disco em torno da estrela nascente é geometricamente fino, mas
opticamente espesso. Classe III – idade 10
7
anos - A estrela formada (praticamente na
seqüência principal de idade zero) e seu disco proto-planetário (agora opticamente fino)
são revelados inteiramente. A estrela central ainda se contrai e apresenta atividade
cromosférica intensa. (Baseado em ADAMS et al., 1987; ANDRÉ al., 1993)................37
Figura 1.12 - Há aproximadamente 12 milhões de anos a estrela de maior massa em Centaurus
Lupus Superior explodiu como uma supernova. A onda de choque desta supernova
passou através da nuvem progenitora de Escorpião Superior há aproximadamente 5
milhões de anos, provocando o colapso de condensações e conseqüente formação estelar.
..........................................................................................................................................41
Figura 1.13 - Os fortes ventos das estrelas de grande massa em Escorpião Superior
começaram a dispersar a nuvem molecular, paralisando o processo de formação estelar.
Há aproximadamente 1,5 milhões de anos a estrela de maior massa da Associação
explodiu como uma supernova.........................................................................................41
Figura 1.14 – A onda de choque decorrente da explosão da supernova do pulsar PSR
J1932+1059 terminou por dispersar o restante da nuvem molecular progenitora de
Escorpião Superior (centro à direita), passando posteriormente a agir no meio interestelar
circunvizinho ....................................................................................................................42
Figura 1.15 - A onda de choque passou através da nuvem de ρ Ophiuchi, provocando o surto
de formação estelar verificado na população superficial, há cerca de 10
6
anos atrás. Os
efeitos desde choque vemos até hoje, sendo ρ Ophiuchi uma nuvem com alta atividade
de formação estelar. É importante notar que ρ Ophiuchi apresenta objetos com idades
que variam entre 10 milhões de anos (os mais velhos, decorrentes da explosão da SN em
Centaurus Lupus Superior) até 10
4
para aqueles que estão se formando hoje em dia. ....42
Figura 2.1 – Histogramas de uma das áreas de 20´× 20´estudadas em nosso trabalho,
mostrando a contagem de fontes (com S/R > 7) e o limite de completeza (setas) para as
bandas J (~15,5) – em azul, H (~14,8) – em verde e Ks (~14,2) – em vermelho.............48
Figura 2.2 - Diagrama Cor-Magnitude Hx(J-H). As áreas hachuradas são as regiões esperadas
para a ocupação (levando-se em conta a distância e a extinção interestelar de Av = 1,25
mag/kpc) das estrelas da seqüência principal (em preto), das gigantes vermelhas (em
vermelho), das anãs tipo T (em verde) e das anãs tipo L (em laranja). Os pontos pretos
com barras de erros são fontes extraídas do catálogo 2MASS, para um determinado
campo. Neste exemplo, 11 fontes aparecem à direita da região ocupada pela seqüência
principal, sendo consideradas candidatos a OEJs.............................................................50
Figura 2.3 - Imagens em R (à esquerda) e B (à direita) (DSS-II)– obtidas no Skyview Virtual
Observatory, mostrando dois objetos puntiformes, evidenciando o formato estelar (objeto
considerado.......................................................................................................................52
Figura 2.4 - Imagem em R (à esquerda) e B (à direita) (DSS-II) – obtidas no Skyview Virtual
Observatory, mostrando o formato não puntiforme do objeto (objeto desconsiderado)..52
Figura 2.5 - Imagens em R (à esquerda) e B (à direita) (DSS-II) – obtidas no Skyview Virtual
Observatory, mostrando dois objetos muito próximos de forma a comprometer as
medidas fotométricas (objeto desconsiderado).................................................................53
Figura 2.6 - Diagrama Cor-Magnitude H×(J-H) dos 133 candidatos separados por região de
ocupação...........................................................................................................................54
Figura 2.7 - Diagrama Cor-Magnitude K×(H-K) dos 133 candidatos separados por região de
ocupação...........................................................................................................................55
Figura 2.8 - Diagrama Cor-Cor (J-H)×(H-K) dos 133 candidatos separados por região de
ocupação...........................................................................................................................56
Figura 2.9 - Histograma (barras vermelhas) da Paralaxe das 28 Estrelas do Catálogo Tycho-
Hipparcos na direção da região de estudo. A linha preta tracejada é resultante de
simulações numéricas para uma distribuição estelar uniforme, com as limitações do
catálogo utilizado. A simulação não leva em conta o limite em magnitude de 12,5, de
modo que superestima a quantidade de estrelas com pequena paralaxe e S/R > 3. A
diferença entre o observado e o simulado é dado pela curva de excesso, ampliada 4 vezes
para visualização. Existe um claro excesso entre 90 e 142 pc (11 a 7 mas).....................59
Figura 2.10 - Distribuição Espectral de Energia de um dos candidatos a OEJ. A linha
vermelha representa a Função de Planck ajustada às densidades de fluxo por freqüência,
obtidas de diversos catálogos. O retângulo dentro do gráfico mostra o valor da
temperatura com o erro, o valor de χ
2
e o valor de R
2
(o coeficiente de determinação)..64
Figura 2.11 - Distribuição Espectral de Energia de um dos candidatos a OEJ cujo ajuste da
Função de Planck não foi satisfatório. Nota-se que a linha vermelha (função de Planck)
não se ajusta a todas as densidades de fluxo por freqüência (pontos pretos no gráfico).
Neste caso, a freqüência média foi de 7,2×10
12
Hz, com uma temperatura bolométrica de
90 K. .................................................................................................................................65
Figura 3.1 - Diagramas cor-magnitude (a) H×(J-H) e (b) K×(H-K) e diagrama cor-cor (c) (J-
H)×(H-K) das 3 fontes já classificados na literatura como T Tauri, separadas pelos
nossos critérios de obtenção de candidatos à OEJs. As três TTaurii estão fora da região
de ocupação da seqüência principal nos três diagramas...................................................70
Figura 3.2 - Diagrama Luminosidade bolométrica × Temperatura bolométrica para as 3 fontes
classificadas na literatura como T Tauri (pontos vermelhos). A Luminosidade é dada em
luminosidades solares. O gráfico mostra a Seqüência Principal de Idade Zero (SPIZ)
(D´ANTONNA & MAZZITELLI, 1994) com a posição de diversas massas estelares (em
massas solares). Trajetórias evolutivas de OEJs para 5 massas diferentes e 4 isócronas
(linhas tracejadas) também são posicionadas, conforme o modelo de MYERS et al.
(1998). As classes evolutivas (0, I, II e III), conforme suas temperaturas bolométricas,
têm os limites indicados no alto do gráfico (LADA & WILKING, 1984; ANDRÉ et al.,
1993; CHEN et al., 1995).................................................................................................71
Figura 3.3 - Diagramas cor-magnitude (a) H×(J-H) e (b) K×(H-K) e diagrama cor-cor (c) (J-
H)×(H-K) das 6 fontes classificadas na literatura como estrelas gigantes vermelhas
variáveis, separados pelo nosso método de redução de dados como candidatos a OEJs. 74
Figura 3.4 - Imagens na banda K
s
do 2MASS, extraída do Skyview Virtual Observatory,
mostrando os dois candidatos a OEJs (1 à esquerda e 2 à direita), classificados como
quasares na literatura (FLESCH & HARDCASTLE, 2004; VERON-CETTY & VERON,
2006). O aspecto estelar é evidente nos dois casos. .........................................................76
Figura 3.5 - Diagramas cor-magnitude (a) H×(J-H) e (b) K×(H-K) e diagrama cor-cor (c) (J-
H)×(H-K) de 2 fontes já classificadas na literatura como quasares, separados pelo nosso
método de redução de dados como candidatos a OEJs. ...................................................77
Figura 4.1 – Campo de 10’×10’, mostrando imagem composta (R-DSSII em azul, J-2MASS
em verde e K-2MASS em vermelho) da região onde encontramos 5 candidatos a OEJ, os
quais só apresentavam dados no infravermelho próximo (2MASS) . Nesta composição, a
presença da nuvem escura é apenas evidenciada pelo avermelhamento das fontes. Estes 5
candidatos aparecem na direção da nuvem escura 71-P2 (DOBASHI et al. 2005)..........79
Figura 4.2 - Diagramas Cor-Magnitude (a) H×(J-H) e (b) K×(H-K) e Diagrama Cor-Cor (c)
(J-H)×(H-K) mostrando a posição de 5 candidatos a OEJs classificadosnos critérios de
redução de dados de nosso estudo, mas sem informação em outros catálogos que
possibilite o cálculo da luminosidade e temperatura........................................................81
Figura 4.3 – Imagens nas bandas R (à esquerda – DSS-II), J (centro – 2MASS) e Ks (à direita
– 2MASS) de um dos candidatos a OEJ que apresenta índice de cor peculiar, podendo
ser uma anã-marrom. O objeto aparece bem no centro da imagem, em uma região onde
não existem nuvens escuras aparentes. O campo tem cerca de 5'×5'. Norte para cima e
Leste para a esquerda........................................................................................................82
Figura 4.4 - Diagramas Cor-Magnitude (a) H×(J-H) e (b) K×(H-K) e Diagrama Cor-Cor (c)
(J-H)×(H-K) mostrando a posição de um dos candidatos a OEJ que apresenta índice de
cor peculiar, podendo ser uma anã-marrom. ....................................................................83
Figura 4.5 - Diagramas Cor-Magnitude Hx(J-H) e Kx(H-K) e Diagrama Cor-Cor (J-H)x(H-K)
mostrando a posição de 3 candidato a OEJs, classificado nos critérios de redução de
dados de nosso estudo. .....................................................................................................85
Figura 4.6 – Diagrama Luminosidade x Temperatura para 3 candidatos (pontos vermelhos). A
Luminosidade é dada em luminosidades solares. O gráfico mostra a Seqüência Principal
de Idade Zero (S.P.I.Z.) (MYERS, P.C.; LADD, E.F) com a posição de diversas massas
estelares (em massas solares). Trajetórias evolutivas de OEJs (MYERS, P.C.; LADD,
E.F) para 5 massas diferentes e 4 isócronas (linhas tracejadas) também são desenhadas.
As classes evolutivas, conforme suas temperaturas, têm os limites indicados no alto do
gráfico...............................................................................................................................86
Figura 4.7 - Diagramas Cor-Magnitude Hx(J-H) e Kx(H-K) e Diagrama Cor-Cor (J-H)x(H-K)
mostrando a posição de 113 candidatos a OEJs , classificado nos critérios de redução de
dados de nosso estudo. .....................................................................................................88
Figura 4.8 – Diagrama Luminosidade x Temperatura para 116 candidatos (pontos vermelhos)
(de 122 candidatos, 5 se encontravam na direção das nuvens e 1 candidato à esquerda da
sequência principal). A Luminosidade é dada em luminosidades solares. O gráfico
mostra a Seqüência Principal de Idade Zero (S.P.I.Z.) (MYERS, P.C.; LADD, E.F) com
a posição de diversas massas estelares (em massas solares). Trajetórias evolutivas de
OEJs (MYERS, P.C.; LADD, E.F) para 5 massas diferentes e 4 isócronas (linhas
tracejadas) também são desenhadas. As classes evolutivas, conforme suas temperaturas,
têm os limites indicados no alto do gráfico......................................................................89
Figura 4.9 (página 90, a seguir) –Visão geral da região de estudo deste trabalho em emissão
de Hα (Gaustad et al. 2001). A estrela ζ Ophiuchi aparece pouco acima do retângulo
central. O retângulo central, nossa região de estudo de 24 graus2, mostra a posição dos
122 candidatos separados através dos nossos critérios de redução de dados (113
candidatos a OEJs, 5 entre nuvens, 3 com alta luminosidade, 1 candidata a anã marrom) ,
além de 3 Ttauriis separadas e já classificadas na literatura.............................................90
Lista de Tabelas
Tabela 1.1 – Parâmetros físicos observados em quarenta nuvens moleculares densas de
Ophiuchus (~ 6,4 graus
2
), nas regiões de ρ Ophiuchi e Norte. (Adaptado de Tachihara et
al., 2000a). ........................................................................................................................32
Tabela 2.1 – Classificação para a qualidade de fotometria do catálogo 2MASS, conforme
relação sinal/ruído. ...........................................................................................................46
Tabela 2.2 - Parte de dados brutos extraídos do catálogo fotométrico 2MASS mostrando
qualidade de fotometria de “A” a “X” (Qflg), conforme relação sinal-ruído...................47
Tabela 2.3 - Relação de catálogos utilizados para extrair dados fotométricos e efetuar a
distribuição espectral de energia em cada um dos candidatos a OEJ...............................57
Tabela 3.1 - Fontes separadas por nossos critérios de redução de dados, classificados na
literatura como T-Tauri. Na primeira coluna são apresentadas algumas nomenclaturas
que aparecem na literatura. As colunas de 2 a 5 listam propriedades derivadas neste
trabalho. As colunas 6 e 7 indicam a classificação espectral e outras informações, que
vem dos catálogos. (catálogos: 1 - Pre-main sequence stars Proper Motion Catalog; 2 -
Stephenson Hα stars; 3 - Emission-Line Stars of the Orion Population; 4 - Kinematics
and HR Diagrams of Southern Young Stars). ..................................................................68
Tabela 3.2 - Fontes separadas utilizando nossos critérios de redução de dados, classificadas na
literatura como estrelas gigantes vermelhas variáveis (Williams et al., 2004). SR =
variável semiregular; M = variável Mira; L = variável irregular. ....................................73
Tabela 3.3 - Fontes separadas utilizando nossos critérios de redução de dados, classificados na
literatura como quasares (1 - Flesch & Hardcastle, 2004; 2 - VERON-CETTY &
VERON, 2006). Os tipos de classificação são: R – fonte rádio; A – AGN, X-fonte de
raios-X. .............................................................................................................................75
Tabela 4.1 - Propriedades das fontes separadas em nosso estudo, classificadas como OEJs,
conforme critérios de redução de dados (qualidade de fotometria, posição peculiar nos
diagramas e formato estelar), mas sem informações adicionais em outros catálogos, de
forma que a luminosidade e temperatura não puderam ser avaliadas. .............................80
Tabela 4.2 - Propriedades de uma fonte separada em nosso estudo, classificada conforme
critérios de redução de dados (qualidade de fotometria, posição peculiar nos diagramas e
formato estelar).................................................................................................................82
Acrogramas, Abreviações e Símbolos
Item Significado
2MASS The Two-Micron All-Sky Survey (catálogo)
α Ascenção Reta – coordenada equatorial
A Qualidade fotométrica 2MASS, com S/R > 10; ou AGN
AGB Asymptotic Giant Branch (locus no diagrama HR)
A
V
Extinção Visual
B Banda fotométrica B, centrada em λ ≈ 0,43 µm; ou tipo
espectral B; ou Qualidade fotométrica 2MASS, com
S/R > 7; ou Função de Corpo Negro
b
gal
Latitude Galáctica
(B-V) Índice de cor relativo às magnitudes B e V
C Carbono ou Qualidade fotométrica 2MASS, com S/R > 5
CH
4
Molécula de Metano
Cha Chamaleon (constelação)
CO Molécula de Monóxido de Carbono
δ Declinação – coordenada equatorial
D Distância; ou Qualidade fotométrica 2MASS, com S/R<5
DEE Distribuição Espectral de Energia
DSS Digital Sky Survey (catálogo)
∆v Largura de linha em km/s
E Qualidade fotométrica 2MASS, indicando fotometria
espúria, feita por abertura.
ESA European Space Agency
F Qualidade fotométrica 2MASS, sem erro determinado;
ou fluxo; ou tipo espectral F
FITS Flexible Image Transport System
FMI Função de Massa Inicial
h Altura em relação ao plano Galáctico; ou constante de
Planck
Item Significado
H Banda fotométrica H, centrada em λ ≈ 1,65 µm; ou escala
de altura de densidade numérica em relação ao
plano Galáctico
Hα Emissão do átomo de Hidrogênio em 6563 Å, relativa à
transição 3→2, da Série de Balmer
(H-K) Índice de cor relativo às magnitudes H e K
H
2
Hidrogênio molecular neutro
HI Hidrogênio atômico neutro
HII Hidrogênio atômico ionizado
He Hélio
HR Hertzprung-Russel (diagrama)
Hz Hertz
I Banda fotométrica I, centrada em λ ≈ 0,80 µm
IRAS InfraRed Astronomical Satellite
J Banda fotométrica J, centrada em λ ≈ 1,25 µm
(J-H) Índice de cor relativo às magnitudes J e H
Jy Jansky
K Constante de Boltzmann
kpc Quilo-parsec
K
S
Banda fotométrica K
S
, centrada em λ ≈ 2,17 µm
keV Quilo-elétron-volt
L Tipo espectral L; ou luminosidade; ou variável de longo
período irregular
L
bol
Luminosidade Bolométrica
LCC Lower Centaurus-Crux (associação estelar)
l
gal
Longitude Galáctica
Lup Lupus (constelação)
M Massa; ou tipo espectral M; ou variável tipo Mira
mag Magnitude
msa mili-segundo de arco
M
V
Magnitude absoluta na banda V
Item Significado
ν Freqüência
N Nitrogênio; ou número de estrelas
n(H
2
) Densidade Volumétrica de Hidrogênio Molecular
N(H
2
) Densidade Colunar de Hidrogênio Molecular
NRAO National Radio Astronomy Observatory
O Oxigênio; ou Tipo Espectral O
OB (com estrelas) Tipo Espectral O e B
OEJ Objeto Estelar Jovem
Oph Ophiuchus (constelação)
π Paralaxe
pc Parsec (1 pc = 3,26 anos-luz = 3,08×10
16
m)
PSP Pré-Seqüência Principal
χ
2
Qui-quadrado
ρ Densidade volumétrica
R Raio; ou Banda fotométrica R, centrada em λ ≈ 0,70 µm;
ou fonte rádio
ROSAT ROentgen SATellite (X-ray Space Observatory)
~ Solar (relativo a uma propriedade do Sol)
σ erro; ou constante de Stefan-Boltzmann
S
ν
Função Fonte
SHASSA Southern H-Alpha Sky Survey Atlas (catálogo)
SPIZ Seqüência Principal de Idade Zero
S/R Relação Sinal/Ruído
SR Variável de longo período Semi-Regular
θ ângulo
T Tipo Espectral T; ou temperatura
T
bol
Temperatura bolométrica
T
eff
Temperatura efetiva
U Qualidade fotométrica 2MASS, limite superior
UCL Upper Centaurus-Lupus (associação estelar)
US Upper Scorpius (associação estelar)
Item Significado
UV Ultravioleta
V Banda fotométrica V, centrada em λ ≈ 0,54 µm
VLA Very Large Array
YSO Young Stellar Object
X Qualidade fotométrica 2MASS, apenas detecção; ou
fonte de raios-X
z Redshift (efeito Doppler)
Sumário
Capítulo 1 Introdução...........................................................................................................22
1.1 Formação Estelar...........................................................................................................34
1.2 A História de Formação Estelar na Associação Escorpião Superior.............................39
Capítulo 2 Procedimentos de Procura de Candidatos .......................................................44
2.1 Obtenção de Dados........................................................................................................44
2.2 Critérios para a Seleção de Candidatos ..........................................................................45
2.3 Fotometria de outros catálogos......................................................................................57
2.4 Determinação da distância das fontes............................................................................58
2.5 Estimativa do número de gigantes na região.................................................................60
2.6 Determinação da Temperatura e Luminosidade............................................................62
2.6.1 Temperatura Efetiva, Luminosidade e Raio...........................................................63
2.6.2 Temperatura Bolométrica.......................................................................................64
Capítulo 3 Objetos Previamente Classificados ...................................................................67
3.1 Estrelas T-Taurii............................................................................................................67
3.2 Estrelas gigantes vermelhas variáveis ...........................................................................72
3.3 Quasares ........................................................................................................................75
Capítulo 4 Resultados e conclusões......................................................................................78
REFERÊNCIAS .....................................................................................................................91
APÊNDICES...........................................................................................................................96
APÊNDICE A - CATÁLOGO COM AS PROPRIEDADES DAS 113 FONTES
SEPARADAS EM NOSSA REGIÃO DE ESTUDO ...........................................................97
APÊNDICE B - CATÁLOGO COM AS PROPRIEDADES DAS 3 FONTES
SEPARADAS EM NOSSA REGIÃO DE ESTUDO .........................................................106
APÊNDICE C - FONTES DO CATÁLOGO HIPPARCOS COM PARALAXE PRÉ-
DEFINIDA ............................................................................................................................107
APÊNDICE D - LOCAL DE OCUPAÇÃO .......................................................................109
APÊNDICE E - CÁLCULO DO FATOR MULTIPLICATIVO PARA A
LUMINOSIDADE ................................................................................................................112
22
Capítulo 1 Introdução
Neste trabalho apresentamos um estudo da região circunvizinha à estrela ζ Ophiuchi
(α = 16h 37min 09.53seg; δ = -10
o
34’ 01.5” e l
gal
= 6,2812º e b
gal
= 23,5878º), tipo espectral
O9.5Vn (MASON et al. 1998); M
V
= 2,60, (B-V) = 0,038 e distância estimada de
16
12
140
+
−
pc
(ESA - THE HIPPARCOS CATALOGUE, 1997). A região escolhida tem uma área de 4º x 6º
(limites em 4º ≤ l
gal
≤ 10º e 19º ≤ b
gal
≤ 23º), a qual engloba poucas nuvens moleculares
(destacando L204) não muito densas, e é adjunta da Associação Estelar Escorpião Superior
(cerca de 15
o
ou 38 pc de distância projetada). Suspeita-se que a própria estrela ζ Ophiuchi
seja uma runaway star ejetada desta Associação, após seu par binário (o pulsar PSR
J1932+1059) ter colapsado em um supernova (HOOGERWERF et al. 2000). Em termos da
caracterização do conteúdo estelar, esta região é pouco estudada, ao contrário da área
compreendida pela Associação Escorpião Superior. Estrelas jovens de pequena massa têm
sido encontradas nesta Associação (ARDILA et al. 2000; PREIBISCH et al. 1998 e 2002;
MARTÍN et al. 2004; COSTADO et al. 2005; KRAUS et al. 2005) e por isto, propomos
efetuar uma busca por objetos estelares jovens de pequena massa na região em torno de
ζ Ophiuchi.
Por ser uma estrela de grande massa e alta temperatura, ζ Ophiuchi emite fótons (UV
- ultravioleta) com energia suficiente para ionizar nuvens moleculares ao seu redor (ver Figura
1.1), formando frentes de ionização que se propagam como choques nestas nuvens (COMBI
et al. 1995; TACHIHARA, 2000a; 2000b). Estes choques, ao comprimirem o gás, são
poderosos o suficiente para induzir o colapso de pequenas condensações das nuvens, que
estão em equilíbrio crítico, dando início à formação estelar de pequena massa (GORTI;
HOLLENBACH, 2002).
23
Figura 1.1 Visão geral da região de estudo deste trabalho (retângulo central), na emissão de Hα
(GAUSTAD et al. 2001). A estrela ζ Ophiuchi é indicada, no alto, fora da região de estudo. A figura
mostra o gás ionizado por ζ Ophiuchi (emissão branca difusa) e o gás denso neutro (regiões escuras), sob
a forma de nuvens filamentares.
Villamariz et al. (2005), após analisarem o espectro óptico de ζ Ophiuchi, extraindo
uma série de informações importantes (massa, temperatura, luminosidade e abundâncias de
He, C, N, e O), compararam estes resultados com modelos preditos evolucionários do grupo
de Genebra, não encontrando características comuns dos modelos com a estrela ζ Ophiuchi,
concluindo, desta forma que, devido a sua natureza runaway, a estrela não é o resultado de um
único objeto, mas o produto da evolução de um sistema binário próximo, o que confirma o
cenário descrito por De Geus (1989).
Hoogerwerf et al. (2001), com dados astrométricos Hipparcos, determinaram as
possíveis órbitas, locais e o tempos de origem de algumas runaway stars. A origem da estrela
24
ζ Ophiuchi coincide com o cenário de uma explosão de uma supernova (seu par binário),
ocorrido na Associação Escorpião OB2, subgrupo de Escorpião Superior, há
aproximadamente 10
6
anos. Os cálculos efetuados apontam como estrela progenitora (ou o
que restou dela) o pulsar PSR J1932+1059.
ζ Ophiuchi é conhecida por ter uma substancial “bolha de choque” (LISZT, 1997) e
isto é atribuído à interação do seu vento com o gás neutro do meio circunstelar, que se acentua
em virtude de seu rápido movimento próprio, como mostra a Figura 1.2.
A região em torno de ζ Ophiuchi está sujeita a choques e, portanto, é propícia a
formação de objetos estelares de pequena massa e até sub-estelares. O quadro é muito
semelhante ao observado por Zapatero-Osorio et al. (2000), na região em torno de σ Orionis,
também uma estrela O9V, em latitude galáctica semelhante e adjacente a nuvens moleculares
escuras. Zapatero-Osorio et al. (2000) encontraram objetos sub-estelares e estrelas de pequena
massa muito jovens, situados próximos à σ Orionis e provavelmente resultantes da ação dos
choques provocados por esta nas nuvens moleculares próximas. A região de estudo deste
trabalho tem a vantagem de estar três vezes mais próxima da Terra (~150 pc) do que σ
Orionis, o que permite a observação de objetos jovens a partir de telescópios modestos,
utilizando-se o infravermelho próximo como janela de observação.
O início do processo de formação estelar nesta região tem como provável ponto de
partida a onda de choque provocada pela explosão de uma supernova do par binário de ζ
Ophiuchi, ainda na Associação OB Escorpião-Centaurus, há cerca de 1,5×10
6
anos atrás
(HOOGERWERF et al., 2000).
25
Figura 1.2 Visão geral da região de estudo deste trabalho (retângulo central), na emissão de
infravermelho distante combinada (azul - 25µm, verde - 60µm e vermelho - 100µm, dados IRAS). O arco
amarelado no alto é a “bolha de choque” (LISZT, 1997) formada por ζ Ophiuchi ao movimentar-se no
meio interestelar. A convexidade da “bolha de choque” aponta na direção do movimento próprio de ζ
Ophiuchi. Notar que existe boa correlação entre a emissão da poeira em 100µm e o gás denso neutro
filamentar que aparece na Figura 1.1, dentro da região de estudo.
A Associação Estelar OB Escorpião Superior é um subgrupo da Associação
Escorpião-Centaurus e está localizada a uma distância de (145 ± 2) pc do Sol, com latitude
galáctica na faixa de +19
o
a +21º (DE ZEEUW et al., 1999). É a associação OB mais próxima
do Sol e sua idade estimada é de 5 a 6 milhões de anos (PREIBISCH, T., 1999). Contém
dezenas de estrelas do tipo espectral B. Os outros subgrupos são: Centaurus-Lupus Superior
(o mais antigo, com idade estimada em 1,7×10
7
anos) e Centaurus-Crux Inferior (1,6×10
7
anos) ( PREIBISCH, T., 2002). A Figura 1.3 mostra a posição dos três subgrupos.
26
Figura 1.3 Amplo campo (120o×90o) da Associação Escorpião-Centaurus. Os quadrados em destaque
mostram as três partes da associação: Escopião Superior (US), Centaurus-Lupus Superior (UCL) e
Centaurus-Crux Inferior (LCC). A faixa mais brilhante é o plano galáctico (imagem composta de
diferentes comprimentos de onda: 12µm em azul, 60µm em verde e 100µm em vermelho - IRAS). (Figura
extraída de http://www.mpifr-bonn.mpg.de/staff/tpreibis/images_iras.html)
Por quase toda a extensão da Associação Estelar OB Escorpião Superior, observamos
áreas livres de gás denso e nuvens de poeira, provavelmente pela presença de ventos estelares
muito fortes e explosões de supernovas. Este espaço desobstruído, criado a partir destes
processos, forma um imenso sistema de estruturas de Hidrogênio atômico neutro (HI) em
torno da associação (DE GEUS, 1992). Podemos verificar também, na Figura 1.4, a imensa
estrutura de emissão em raios-X ao redor do centro da associação (diâmetro ~120º), oriunda
do gás quente de uma bolha formada provavelmente na explosão da supernova e da colisão
entre ventos originados nas estrelas de grande massa da associação estelar (marcada com um
“X”) e o gás do meio interestelar.
27
Figura 1.4 Mapa de todo o céu em emissão de raios-X mole (0,75 keV), criado a partir de dados do
satélite ROSAT. A marca em “X” indica o centro da Associação Escorpião-Centaurus. A figura em
forma de bolha formada ao redor do centro da associação (diâmetro ~120º) é causada pelo gás quente em
expansão, a partir da explosão da supernova e de ventos advindos de estrelas de grande massa na
associação estelar Escorpião Superior (figura extraída de PREIBISCH et al., 2000).
Walter et al., 1994, estudaram uma área de 7 graus
2
na Associação Escorpião
Superior (quadrados assinalados na Figura 1.5), onde foram identificados 28 membros da PSP
(pré-seqüência principal) de pequena massa (M ≤ 2 M), tendo como base a emissão em
raios-X, a cinemática do objeto e as abundâncias de lítio. Através de espectroscopia no óptico
e fotometria no óptico e infravermelho, determinaram que as estrelas de pequena massa
possuíam idades entre 1 e 2 milhões de anos. Esta idade, contrastando com a idade verificada
nas estrelas de grande massa, tipo B (5 a 6 milhões de anos), sugere que a formação estelar na
região foi estimulada por uma explosão de uma supernova (ou outros efeitos gerados pela
primeira geração de grande massa), levando as estrelas de pequena massa a se formarem
rapidamente, com uma eficiência de formação estelar muito alta.
28
Figura 1.5 Mapa da região de Escorpião Superior. As estrelas de pequena massa, pré-seqüência
principal, são mostradas em pontos; TTaurii clássicas como asteriscos e os membros de grande massa
aparecem como grandes pontos cinza com o tamanho do símbolo proporcional ao logaritmo da sua
luminosidade. Os quadrados assinalados mostram os campos estudados por Walter et al., 1994, onde
foram identificados 28 membros pré-seqüência principal de pequena massa (figura extraída de
PREIBISCH et al., 2000).
Juventude, proximidade e pequena extinção são qualidades que propiciam à região
de ζ Ophiuchi uma ampla oportunidade para pesquisa de estrelas com pequena massa e
objetos subestelares.
A região de estudo deste trabalho, bem como a Associação Escorpião-Centaurus e os
complexos moleculares que se destacam nesta região (Ophiucus, Lupus e Camaleão) são
conectados por filamentos ao plano galáctico parecendo uma camada fina prolongada de gás e
poeira sendo notáveis regiões de formação estelar de pequena massa situadas próximos do Sol
Existem evidências cinemáticas que tudo isto possa ser uma única estrutura alongada,
estendendo-se por cerca de 120
o
em longitude (SARTORI et al., 2003) (Figura 1.6).
29
Figura 1.6 Posições espaciais das estrelas das associações OB, através da paralaxe Hipparcos: estrelas
pré-seqüência principal - Ophiuchus (Oph - quadrados abertos), Lupus (Lup - quadrados preenchidos) e
Camaleão (Cha - quadrados com x); e estrelas normais: Escorpião Superior (US - losangos preenchidos),
Centaurus-Lupus Superior (UCL - triângulos abertos), Centaurus-Crux Inferior (LCC - círculos
preenchidos) e Camaleão (Cha - círculos). O eixo X está na direção do centro galáctico e o eixo Y está na
direção da rotação Galáctica (extraído de SARTORI et al., 2003).
No trabalho efetuado por Sartori et al. (2003), constatou-se que as estrelas jovens e
da seqüência principal das associações OB seguem a mesma distribuição espacial, não
havendo qualquer separação entre estrelas de pequena massa e de grande massa. As estrelas
pré-seqüência principal, em cada região de formação estelar, possuem uma larga escala de
idades (de 1 a 20 milhões de anos), enquanto que as idades dos subgrupos de estrelas de
grande massa ficam entre 8 e 10 milhões de anos para Escorpião Superior, 16 a 20 milhões de
anos para Centaurus-Lupus Superior e uma idade um pouco menor para Centaurus-Crux
Inferior.
O complexo de nuvens interestelares de ρ Ophiuchi, localizado próximo do subgrupo
Escorpião Superior, é composto por uma série de filamentos dispostos radialmente em relação
ao centro da associação Escorpião Superior (DE GEUS, 1992).
30
As nuvens de ζ Ophiuchi fornecem uma excelente oportunidade para estudo da
formação estelar de pequena massa, ora pela proximidade do Sol (cerca de 150 pc), ora por
possuir um elevado número de objetos embebidos em nuvens moleculares, com densidades
extremamente elevadas para os padrões do meio interestelar (A
v
~ 50 mag.). A maioria destes
objetos embebidos que não são detectados no óptico em virtude da alta extinção visual
provocada pelos grãos de poeira presentes nas nuvens interestelares, podem ser observados no
infravermelho e/ou no sub-milimétrico.
Através de um survey espectroscópico, Wilking et al. (2005), encontraram 88 objetos
que apresentavam emissão Hα, sobre uma área 1,3 graus
2
próxima das regiões com extinção
mais elevada da nuvem principal de ρ Ophiuchi (L1688) (Figura 1.7). Observando a presença
da emissão de Hα, absorção de lítio, localização no diagrama HR e comparação das
luminosidades bolométricas com modelos teóricos; eles sugeriram uma idade média de
2,1×10
6
anos, para os objetos de pequena massa encontrados.
Figura 1.7 Distribuição dos 88
membros identificados (+) no
complexo de nuvens de ρ Ophiuchi
(contornos em
13
CO (J=1-0)
delimitam as nuvens). A área de
busca de 1,3 graus
2
é marcada com
linhas tracejadas. No alto, o símbolo
estelar () mostra a posição da
estrela ρ Ophiuchi e já dentro da
nuvem, a posição de Oph S1 (a
estrela de maior massa da nuvem
L1688). (Figura extraída de Wilking
et al., 2005).
Wilking et al. (2005) concluíram que as idades encontradas estão de acordo com a
formação das estrelas de pequena massa, na associação Escorpião Superior, o que poderia ter
31
sido causado pela ação de ventos e radiação UV advindos de estrelas de grande massa da
Associação Centaurus-Lupus Superior.
Tachihara K. et al. (2000a) efetuaram observações de C
18
O (J=1-0), mapeando o gás
mais denso da região. Eles dividiram a região de Ophiuchus em dois grupos: região norte e
região de ρ Ophiuchi (Figura 1.8), sendo que a área de ocupação dos diversos filamentos
densos é de ~0,2% e ~1,3%, respectivamente, confirmando maior dispersão do gás na
distribuição da região norte.
Na região de ρ Ophiuchi é observada uma alta taxa de eficiência de formação estelar,
na ordem de 22%, explicado pelos choques provocados pela ação de Escorpião Superior. Já a
região norte parece ser quase inativa, contrastando com o núcleo da nuvem de ρ Ophiuchi.
Esta região apresenta uma eficiência de formação estelar muto pequena, na ordem de ~0,3%
(NOZAWA et al., 1991). Tachihara K. et al. (2000a) explicam esta baixa taxa de formação
estelar devido à presença de campos magnéticos mais intensos nas condensações das nuvens,
provocados por uma maior presença de íons no gás molecular, em face à maior penetração da
radiação UV proveniente de ζ Ophiuchi.
Figura 1.8 - Emissão de C
18
O (J=1-0) (áreas escuras) desenhadas sobre o mapa de contorno em
13
CO
(J=1-0). A linha contínua delimita a área coberta com as observações de
13
CO. As linhas tracejadas
32
separam as regiões norte e de ρ Ophiuchi. As estrelas OB e nome das nuvens estão destacados. (Figura
extraída de Tachihara K. et al., 2000a).
A Tabela 1.1 resume os parâmetros físicos observados em quarenta nuvens
moleculares densas de Ophiuchus, comparando as duas regiões: norte e ρ Ophiuchi.
Tabela 1.1 – Parâmetros físicos observados em quarenta nuvens moleculares densas de Ophiuchus (~ 6,4
graus
2
), nas regiões de ρ Ophiuchi e Norte. (Adaptado de Tachihara K. et al., 2000a).
Parâmetros Físicos (média)
ρ Ophiuchi
Região Norte
M 90 M~ 14 M~
n(H
2
) 1,7 × 10
4
cm
-3
7,6 × 10
3
cm
-3
R 0,23 pc 0,19 pc
N(H
2
) 1,8 × 10
22
cm
-2
5,4 × 10
21
cm
-2
∆ν
0,87 km s
-1
0,72 km s
-1
Os núcleos são divididos em dois grupos com distribuições diferentes de velocidade,
e mostram gradientes de velocidade em grande escala de 0,17 e 0,09 km⋅s
-1
⋅pc
-1
,
respectivamente. Embora muitos OEJs sejam associados com o núcleo de ρ Ophiuchi, com
alta eficiência de formação estelar (~22%), 31 das 40 condensações não estão associadas com
qualquer OEJs (os chamados starless cores ou condensações pré-proto-estelares). Na região
norte, 21 de 25 são condensações pré-proto-estelares. Isto demonstra que muitas
condensações densas em Ophiucus podem permanecer sem formação estelar por uma escala
de tempo relativamente mais longa do que se pensava antes.
A energia cinética das condensações tem origem muito mais no movimento
turbulento do que no movimento térmico (larguras de linha supratérmicas). Então, a
dissipação do movimento turbulento deve ter um papel importante na formação das
condensações e na formação estelar.
33
As nuvens moleculares em torno da estrela ζ Ophiuchi foram observadas também
através da linha molecular de CO (J=1-0) por Tachihara K. et al. (2000b). Eles constataram
que sua cinemática é compatível com uma rápida expansão, acompanhando o movimento da
região HII S27, que circunda ζ Ophiuchi. Em uma área de 47 graus
2
existem dois grandes
complexos de nuvens filamentares (L156 e L204), divididos em sete nuvens com massas entre
70 e 520 M~; somando uma massa total de 1630 M~ (ver Figuras 1.9 e 1.10). As partes
densas da nuvem estão localizadas no filamento mais afastado de ζ Ophiuchi e os complexos
de nuvens têm estruturas peculiares de velocidade que sugerem a interação física das nuvens
com a região HII S27 (TACHIHARA et al., 2000b).
Dependendo da nuvem considerada, os momentos radiais variam entre 60 a 800
M~⋅km
-1
⋅s
-1
e as energias cinéticas envolvidas entre 0,9 a 21x10
45
ergs. O vento estelar de ζ
Ophiuchi e o efeito de foto-dissociação do UV são as prováveis origens do movimento do gás.
Os resultados de Tachihara, K. et al. (2000b) também indicam que a foto-dissociação do
campo UV de ζ Ophiuchi deve ser a fonte de energia da turbulência dentro das nuvens,
resultado provável de baixa atividade de formação estelar nesta região, se não houver outros
elementos a serem considerados, como, por exemplo, a contribuição de outros membros da
Associação Escorpião Superior.
34
Figura 1.9 - Identificação das nuvens
moleculares na região de ζ Ophiuchi. Os tons
de cinza mostram a intensidade integrada de
12CO e os contornos, os limites da nuvem. As
linhas contínuas dividem as sete nuvens
moleculares conectadas. As linhas pontilhadas
mostram a área observada em 12CO.
(Figura extraída de Tachihara, K. et al.
(2000b).
Figura 1.10 - Mapa integrado da intensidade da
linha de emissão de
12
CO (J=1-0) em
coordenadas galácticas. Os contornos são linhas
de mesma emissividade (2,4 K⋅km⋅s
-1
). As linhas
pontilhadas mostram a área observada em
12
CO (J=1-0) e linhas tracejadas são grades de
coordenadas equatorias. O sinal (+) mostra a
posição de ζ Ophiuchi.
(Figura extraída de Tachihara, K. et al.
(2000b)).
1.1 Formação Estrelar
Nossa Galáxia possui uma taxa de formação estelar estimada em 1 M~/ano (LOW;
KLESSEN, 2004). O nascimento de estrelas está associado à nuvens moleculares
interestelares, vastas regiões de gás e poeira com densidades até 10
6
vezes maior que a média
35
do meio interestelar. O gás (constituído em sua maior parte de Hidrogênio molecular) pode
permanecer em equilíbrio magneto-hidrodinâmico em uma nuvem por milhões de anos até
que algum tipo de perturbação leve ao seu colapso e fragmentação (BÉJAR et al., 2004;
LARSON, 2005). As perturbações podem ter naturezas variadas, como colisões entre nuvens,
explosões de supernovas, ação de fontes intensas de radiação UV ou mesmo a turbulência
supersônica.
Turbulência é o resultado dos diversos movimentos aleatórios do fluxo de gás.
Entender o processo de fragmentação turbulento é essencial para a função de massa inicial
(FMI), uma vez que a formação estelar pode ser vista como uma conseqüência principal da
dissipação da turbulência supersônica em nuvens moleculares (PADOAN; NORDLUNG,
2002).
No processo de fragmentação, pequenas frações instáveis da nuvem entram em
processo de auto-colapso gravitacional, marcando o início da formação estelar. A densidade e
a temperatura aumentam e o acúmulo de massa no centro faz com que mais gás adjacente seja
atraído, formando um influxo contínuo sob a ação da gravidade. As regiões centrais colapsam
mais rapidamente por serem mais densas, atingindo em menor tempo a condição de colapso
de Jeans, onde a massa crítica para o colapso decresce com o aumento da densidade (LOW;
KLESSEN, 2004). O processo de fragmentação e colapso é controlado pelas propriedades
térmicas das nuvens moleculares (LARSON, 2005), que determinam a temperatura do gás sob
colapso.
O material que colapsa no núcleo central da proto-estrela tem um movimento de
rotação que, à medida que se aproxima da região central, sua velocidade de rotação aumenta,
devido a conservação do momento angular. O momento angular de um corpo é uma medida
da sua rotação em torno de um ponto, e esta grandeza física tem de se conservar. Neste
processo de acréscimo de massa em rotação resulta na formação de um disco circum-estelar.
36
O resultado do colapso é um núcleo quente e denso rodeado por um casulo oblato de
gás e poeira. Em virtude de estarem embebidos em gás e poeira, os objetos estelares jovens
(OEJs) não são facilmente observados. O influxo acumula cada vez mais matéria na região
central, aquecendo-a e consumindo o casulo de gás e poeira, permitindo que parte da radiação
emitida pela proto-estrela escape. Se o objeto formado tiver uma massa maior que 0,07 M~,
depois de alguns poucos milhares de anos, a temperatura no centro se torna tão alta (certa de
10
7
K) que começam as reações de fusão nuclear no seu interior. A fusão do Hidrogênio
produz Hélio e a energia liberada sustenta a estrela nascente, desacelerando o colapso.
Mesmo com as reações de fusão nuclear na sua parte central, a fotosfera da estrela
ainda não é visível, pois a envoltória ainda é opticamente espessa. Podemos considerar o
início das reações de fusão como o nascimento da estrela, muito embora o OEJ já emita
radiação antes disso, decorrente do aquecimento pelo acréscimo de massa e contração (LOW,
KLESSEN, 2004).
A Figura 1.11 resume as diversas fases da formação de uma estrela de pequena
massa (ADAMS et al., 1987; ANDRÉ et al., 1993).
Os OEJs desenvolvem ao longo de sua formação, jatos bipolares de matéria. Estes
jatos podem ser visíveis, sendo muitas das vezes precedidos e/ou acompanhados pela
formação de efluxos moleculares que perturbam o meio interestelar em volta do OEJ,
estimulando o material em volta da estrela jovem, formando zonas de excitação no ambiente
circum-estelar, conhecidos por objetos Herbig-Haro (HH).
Os OEJs (sobretudo os de Classe I e II) emitem boa parte de seu espectro de energia
na banda do infravermelho próximo, principalmente devido ao re-processamento dos fótons
emitidos por suas fotosferas, no material do casulo oblato. Além disso, a radiação emitida
sofre extinção seletiva deste material, sendo cerca de 10 vezes menor no infravermelho
próximo do que no visível.
37
Figura 1.11 - Distribuição espectral de energia (esquerda) e esquema de seqüência evolutiva (direita) de
objetos estelares jovens. Classe -I – Por uma perturbação qualquer, um fragmento mais denso da nuvem
colapsa gravitacionalmente, destacando-se. Classe 0 – idade 10
4
anos - Uma protoestrela cercada por um
toro de acréscimo de matéria se forma e a massa no centro aumenta rapidamente devido à queda de
matéria da nuvem. O objeto só é visível em comprimentos de onda sub-milimétricos e infravermelho
porque a estrela central está ainda profundamente embebida e sua luz visível é obscurecida
completamente pelo denso envelope em torno da nuvem. Classe I - idade 10
5
anos - Os ventos estelares
adicionados à dinâmica do campo magnético do objeto central, criam um efluxo bipolar ionizado que
dissolve a envoltória não acretada. O objeto torna-se visível no óptico. Classe II - idade 10
6
anos – O
acréscimo de matéria, bem como o efluxo, praticamente cessam. O disco em torno da estrela nascente é
geometricamente fino, mas opticamente espesso. Classe III – idade 10
7
anos - A estrela formada
(praticamente na seqüência principal de idade zero) e seu disco proto-planetário (agora opticamente fino)
são revelados inteiramente. A estrela central ainda se contrai e apresenta atividade cromosférica intensa.
(Baseado em ADAMS et al., 1987; ANDRÉ et al., 1993).
O parâmetro mais importante para a determinação da evolução estelar é a massa.
Estrelas com grande massa possuem pressão e temperatura elevadas em seus centros,
38
ocasionando fusão nuclear acelerada e em grande quantidade, levando à alta luminosidade e
curto tempo de vida. Estrelas com pequena massa, ao contrário, possuem um longo tempo de
vida. Por exemplo, uma estrela com 5 M~ vive somente 2,5x10
7
anos, ao passo que uma
estrela com 0,2 M~ vive em torno de 1,2x10
13
anos (LOW; KLESSEN, 2004).
Nem todos os objetos decorrentes do colapso gravitacional de uma nuvem molecular
formarão estrelas propriamente ditas. Se o objeto tiver uma massa inferior a 0,012 M~, será
considerado um objeto sub-estelar e nunca atingirá a temperatura central necessária para
início de qualquer processo de fusão nuclear (SAUMON et al. 1996; BURROWS et al. 1997;
BASRI, MARCY 1997; ZAPATERO-OSORIO et al., 2000). Se sua massa estiver entre 0,012
e 0,07 M~, sua temperatura central também nunca atingirá a temperatura suficiente para que a
fusão nuclear de Hidrogênio se inicie, mas será suficiente para um breve período de queima
de Deutério. Estes objetos são chamados de anãs marrons, sendo objetos intermediários entre
estrelas e sub-estrelas. As anãs marrons emitem luz principalmente no infravermelho, devido
à dissipação de sua energia interna acumulada durante o colapso do gás em sua formação,
tendo uma emissão de energia muito pequena no visível. Elas têm maior luminosidade
justamente quando são jovens, pois além de terem maior quantidade de energia armazenada
do colapso sendo irradiada, ainda contam com a fase de queima de Deutério (CHABRIER;
BARAFFE, 2000).
Anãs tipo L (BURROWS et al., 2006) são anãs marrons com temperatura efetiva na
ordem de 1500K caracterizadas pela presença de bandas de absorção de hidretos metálicos
(FeH, CrH, e MgH), fortes linhas de alcalóides (Li, Na, K, Rb, e Cs), e linhas de absorção de
H
2
O e CO no infravermelho próximo. Abaixo desta temperatura efetiva (1500K), a absorção
da molécula de CH
4
é a característica mais marcante.
Objetos um pouco mais frios que apresentam esta característica, ou seja, que exibem
bandas de absorção de CH
4
no infravermelho próximo (bandas H e K), são denominadas anãs
39
tipo T e possuem temperatura efetiva na faixa de 1300-1500 K. Estas anãs podem ser
distinguidas espectralmente dos tipos mais quentes L e estrelas M no infravermelho próximo,
pois além destas bandas do CH
4
, apresentam linhas de absorção de H
2
O e colisionais de H
2
,
particularmente na banda K.
1.2 A História de Formação Estelar na Associação Escorpião
Superior
A Associação de Estrelas OB Escorpião Superior situa-se a uma distância de
(145 ± 2) pc do Sol, latitude galáctica na faixa de +19
o
a +21º (DE ZEEUW et al., 1999), com
uma idade estimada em 5 a 6 milhões de anos (PREIBISCH; ZINNECKER, 1999), sendo
vizinha à região de ζ Ophiuchi. Contém centenas de estrelas do tipo espectral B e um grande
número de estrelas TTauris (objetos estelares jovens classes II e III).
Preibisch e Zinnecker (1999) analisaram uma amostra de 100 estrelas de pequena
massa (todas pré-seqüência principal) em um campo de 160 graus
2
, na Associação Escorpião
Superior, a fim de explicitar a história da formação estelar na região e a função de massa
inicial (FMI). Nesta região, o processo de formação estelar já foi finalizado, sem a presença
de nuvens moleculares significativas.
Utilizando fotometria, eles construíram diagramas cor-cor e cor-magnitude,
derivando idades e massas com o auxílio de modelos evolutivos. As estrelas de pequena
massa mostraram uma idade média de aproximadamente 5×10
6
anos, o que concorda com a
idade de 5 a 6 milhões de anos, encontrada previamente para as estrelas de grande massa.
Supostamente, as estrelas de pequena e grande massa se formaram ao mesmo tempo e local.
Duas hipóteses foram apresentadas para justificar esta teoria:
40
• O processo de formação estelar em Escorpião Superior foi provocado
por uma explosão de supernova e ventos estelares (DE GEUS, 1992) que incidiu em
uma nuvem molecular localizada onde hoje está a Associação. Mapas de HI em torno
da Associação sugerem que uma onda de choque passou pela nuvem progenitora de
Escorpião Superior há aproximadamente 5 milhões de anos, o que concorda muito
bem com as idades estelares encontradas. Uma onda de choque tão lenta, advinda de
uma supernova distante (a distância de Centaurus-Lupus Superior à Escorpião
Superior é de 70 pc) é o provável ingrediente para a indução da formação estelar – ver
Figura 1.12, abaixo.
• Após um surto de formação estelar curto, o processo de formação
estelar foi interrompido. A pequena dispersão das idades encontradas para as estrelas
de grande massa, assim como para as de pequena massa, teria como razão provável a
influência destrutiva das estrelas de grande massa no meio interestelar circundante.
Estas estrelas alcançam a seqüência principal em 10
5
anos e seus fortes ventos e
radiação ionizante dispersariam o que restasse de nuvens moleculares na região da
Associação.
Seja qual for o processo de formação da Associação Escorpião Superior, há
aproximadamente 10
7
anos, a componente de maior massa de uma binária da Associação
explodiu como uma supernova. Esta explosão produziu uma onda de choque com uma energia
cinética de ~10
50
ergs e possivelmente também a grande velocidade espacial da estrela ζ
Ophiuchi, através da ruptura do sistema binário (DE GEUS, 1992; PREIBISCH;
ZINNECKER, 1999). A onda de choque dispersou inteiramente o material da nuvem
progenitora de Escorpião Superior e alcançou a nuvem ρ Ophiuchi, comprimindo-a (ver
Figura 1.14, abaixo). A nuvem de ρ Ophiuchi mostra evidência de compressão do lado
41
voltado para a associação Escorpião Superior e a presença de um choque lento, formando
inúmeras estrelas em seu interior.
A descrição do cenário global de formação estelar na Associação OB Escorpião-
Centauro é mostrado a seguir (DE GEUS, 1992; PREIBISCH; ZINNECKER, 1999), através
das Figuras 1.12 à 1.15.
Figura 1.12 - Há aproximadamente 12 milhões de anos a estrela de maior massa em Centaurus Lupus
Superior explodiu como uma supernova. A onda de choque desta supernova passou através da nuvem
progenitora de Escorpião Superior há aproximadamente 5 milhões de anos, provocando o colapso de
condensações e conseqüente formação estelar.
Figura 1.13 - Os fortes ventos das estrelas de grande massa em Escorpião Superior começaram a dispersar
a nuvem molecular, paralisando o processo de formação estelar. Há aproximadamente 1,5 milhões de anos
a estrela de maior massa da Associação explodiu como uma supernova.
42
Figura 1.14 – A onda de choque decorrente da explosão da supernova do pulsar PSR J1932+1059
terminou por dispersar o restante da nuvem molecular progenitora de Escorpião Superior (centro à
direita), passando posteriormente a agir no meio interestelar circunvizinho.
Figura 1.15 - A onda de choque passou através da nuvem de ρ Ophiuchi, provocando o surto de formação
estelar verificado na população superficial, há cerca de 10
6
anos atrás. Os efeitos desde choque vemos até
hoje, sendo ρ Ophiuchi uma nuvem com alta atividade de formação estelar. É importante notar que ρ
Ophiuchi apresenta objetos com idades que variam entre 10 milhões de anos (os mais velhos, decorrentes
da explosão da SN em Centaurus Lupus Superior) até 10
4
para aqueles que estão se formando hoje em
dia.
43
No capítulo 2 explicamos os procedimentos para obtenção e redução de dados e
cálculos efetuados para estimativa das temperaturas e determinação das idades de cada
candidato.
Objetos peculiares, encontrados a partir da utilização de nossos critérios de redução
de dados, são apresentados no capítulo 3.
Os candidatos a objetos estelares jovens são exibidos em resultados e conclusões,
seguidos das discussões a respeito dos mesmos.
44
Capítulo 2 Procedimentos de Procura de Candidatos
2.1 Obtenção de Dados
Escolhemos uma área de 4º x 6º (4º ≤ l
gal
≤ 10º e 19º ≤ b
gal
≤ 23º), totalizando 24
graus
2
, circunvizinha a ζ Ophiuchi, que continha as mais densas nuvens próximas desta
estrela. Para facilitar o manuseio e redução dos dados, a área de estudo foi dividida em 216
campos de 20´x 20´.
Utilizamos a fotometria do catálogo 2MASS
1
onde constam fontes observadas em 3
bandas do infravermelho próximo: J (centrada em 1,25 µm), H (centrada em 1,65µm) e K
s
(centrada em 2,17µm). Nas regiões de elevada latitude galáctica, nos limites da taxa de
sinal/ruído = 10, o catálogo possui os seguintes limites de completeza: J ~ 16,3 magnitudes,
H ~15,3 magnitudes e K
s
~ 14,9 magnitudes. Os dados foram obtidos através da interface
virtual do VizieR
2
.
1
2MASS - (Two Micron All Sky Survey) é um projeto em conjunto da University of Massachusetts e o Infrared
Processing and Analysis Center (JPL/ Caltech). Foi financiado primeiramente pela NASA (National
Aeronautics and Space Administration) e pelo NSF (National Science Foundation). A University of
Massachusetts construiu e patrocinou o observatório e efetuou o levantamento do céu. Foram utilizados dois
telescópios de 1,3 m, um deles em Mount Hopkins, Arizona, EUA e o outro no Cerro Tololo, Chile. Todos os
dados processados e a geração de dados final foram realizados por IPAC (levantamentos realizados de 1997 a
2001).
2
VizieR provém o acesso à mais completa biblioteca de catálogos e dados astronômicos já publicados e
disponíveis on-line, organizados em um banco de dados auto-documentado. VizieR é resultado de um esforço
conjunto do CDS (Centre de Données astronomiques de Strasbourg) e da ESA-ESRIN (Information Systems
Division). VizieR existe desde 1996.
45
Imagens complementares de candidatos selecionados pelos dados fotométricos,
foram obtidas através da interface virtual do SkyView
3
, a fim de obter confirmação de fonte
puntiforme e/ou outras peculiaridades, como emissão em raios-X e/ou ondas de rádio. Nossas
fontes foram verificadas em imagens FITS, em diversas regiões do espectro: IRAS Sky Survey
Atlas (12, 25, 60 e 100 µm); 2MASS [J (1,25 µm), H (1,65 µm), e K
s
(2,17 µm)]; Second
Generation Digitized Sky Survey (DSS2 - Red and Blue); Southern H-Alpha Sky Survey Atlas
(SHASSA); ROSAT All-Sky X-ray Survey e algumas vezes utilizamos o VLA First Survey
(1,4 Ghz) e NRAO VLA Sky Survey (1,4 Ghz), quando necessário para comprovação da
emissão em ondas de rádio. Estas imagens auxiliaram na identificação da natureza dos
candidatos previamente selecionados através da fotometria 2MASS. Nas tabelas dos
apêndices A e B, na coluna “Observações” é indicado quando o candidato apresenta emissão
em Hα, infravermelho distante (IRAS), raios-X e rádio-contínuo.
2.2 Critérios para a Seleção de Candidatos
O catálogo produzido pelo 2MASS contém mais de 300 milhões de fontes
entre estrelas e fontes puntiformes, galáxias distantes, regiões de formação estelar
previamente não conhecidas, bem como quasares, objetos interestelares e do Sistema Solar.
Desta forma efetuamos os processos descritos à seguir para a redução de dados, procedimento
este necessário para o objetivo deste trabalho.
3
SkyView foi desenvolvido e é mantido pelo NASA ADP Grant NAS5-32068 tendo como P.I.
Thomas A. McGlynn, com o patrocínio do High Energy Astrophysics Science Archive Research Center
(HEASARC), no GSFC Laboratory for High Energy Astrophysics.
46
Os dados obtidos do catálogo 2MASS em nossa região de estudo totalizaram
cerca de 270.000 fontes (estudamos 6 áreas, cada área de 2º×2º tem 36 campos de 20´×20´,
cada campo tendo em média cerca de 1.250 fontes ).
O primeiro critério para a seleção de candidatos foi verificar a qualidade de
fotometria nas três bandas do catálogo 2MASS. Este catálogo traz fontes com qualidade de
fotometria de “A” à “X”, conforme relacionados nas Tabelas 2.1 e 2.2.
Tabela 2.1 – Classificação para a qualidade de fotometria do catálogo 2MASS, conforme relação
sinal/ruído.
Tipo Relação sinal/ruído
A > 10
B > 7
C > 5
D Relação sinal/ruído indeterminada. (S/R < 5)
E Fotometria muito pobre, feita por abertura.
F Fontes onde uma estimativa do erro fotométrico não pode ser calculada.
U Limite superior em magnitude.
X Existe detecção de fonte, mas o brilho não pode ser estimado pelos algoritmos utilizados.
Somente utilizamos fontes com qualidade de fotometria “A” ou “B” nas 3 bandas
2MASS (J, H e K
S
). Desta forma, garantimos que os dados dos candidatos a OEJs
apresentassem erros aceitáveis nas 3 bandas J, H e K
S
, o que nos fornecia maior segurança em
nossos critérios de redução, baseados nos índices de cor. Com este primeiro critério
eliminamos cerca de 51% das fontes.
Considerando a qualidade de fotometria adotada (somente fontes com qualidade A e
B) para selecionar nossos candidatos, o catálogo 2MASS apresenta como limites de
completeza para as bandas J, H e K
s
respectivamente, os valores de 15,5, 14,8 e 14,2
magnitudes, conforme demonstramos nos histogramas nas bandas J, H e K
s
(Figura 2.1),
47
efetuados para uma das áreas de 20´× 20´ estudadas. A maioria das estrelas eliminadas por
qualidade de fotometria inferior a B concentra-se para magnitudes acima dos limites de
completeza em cada banda, com valores típicos entre 16 e 17,5 magnitudes.
Por outro lado, as estrelas mais brilhantes do que magnitude 4,8, de modo geral,
mostram imagens saturadas. Desta forma utilizamos em nosso trabalho como limite inferior
de magnitude (para as 3 bandas) para os candidatos, o valor de magnitude 5.
Tabela 2.2 - Parte de dados brutos extraídos do catálogo fotométrico 2MASS mostrando qualidade de
fotometria de “A” a “X” (Qflg), conforme relação sinal-ruído.
Full _x _y _Glon _Glat RAJ2000 DEJ2000 Jmag e_Jmag Hmag e_Hmag Kmag e_Kmag Qflg Rflg Bflg Cflg Xflg Aflg
deg deg deg deg deg deg mag mag mag mag mag mag
1 -0.499938 0.185852 003.97 +20.69 250.383346 -14.014334 15.382 0.064 14.701 0.056 14.620 0.098 AAA 222 111 000 0 0
2 -0.499930 -0.244099 003.97 +20.26 250.740245 -14.269441 16.337 0.130 15.932 0.183 16.140 BCU 220 110 000 0 0
3 -0.499862 0.338211 003.97 +20.84 250.257110 -13.923748 15.759 0.079 15.153 0.094 15.065 0.148 AAB 222 111 000 0 0
4 -0.499791 -0.206047 003.97 +20.29 250.708712 -14.246771 16.484 0.131 15.950 15.162 BUU 200 100 000 0 0
5 -0.499781 0.034579 003.97 +20.53 250.508921 -14.104024 13.995 0.029 13.504 0.037 13.392 0.041 AAA 222 111 000 0 0
6 -0.499448 -0.336376 003.97 +20.16 250.817241 -14.323739 16.565 0.149 15.744 0.154 15.274 BBU 220 110 000 0 0
7 -0.499347 -0.109541 003.97 +20.39 250.628823 -14.189186 16.363 0.127 15.755 0.159 15.627 0.232 BCD 222 112 ccc 0 0
8 -0.498977 -0.409489 003.97 +20.09 250.878327 -14.366671 14.986 0.043 14.385 0.056 14.212 0.063 AAA 222 111 000 0 0
9 -0.498687 0.106145 003.97 +20.61 250.450215 -14.060660 16.329 0.127 15.883 0.183 15.835 BCU 220 110 000 0 0
10 -0.498676 -0.242795 003.97 +20.26 250.739929 -14.267658 15.396 0.074 14.936 0.094 14.796 0.130 AAB 222 111 000 0 0
11 -0.498446 -0.373043 003.97 +20.13 250.848341 -14.344655 13.067 0.026 12.535 0.037 12.322 0.039 AAA 222 111 000 0 0
12 -0.498142 0.096763 003.97 +20.60 250.458331 -14.065792 12.711 0.022 12.175 0.025 12.039 0.025 AAA 222 111 000 0 0
48
Figura 2.1 – Histogramas de uma das áreas de 20´× 20´estudadas em nosso trabalho, mostrando a contagem de fontes (com S/R > 7) e o limite de completeza (setas)
para as bandas J (~15,5) – em azul, H (~14,8) – em verde e Ks (~14,2) – em vermelho
.
49
O segundo critério para redução de dados foi analisar a posição das fontes nos
diagramas cor-magnitude H×(J-H) (figura 2.2.2) e K×(H-K), e cor-cor (J-H)×(H-K). As
regiões de ocupação para as diversas classes de luminosidade foram demarcadas nestes
diagramas, considerando distâncias crescentes e extinção interestelar comum (CARDELLI,
CLAYTON; MATHIS, 1989). No apêndice D encontramos a explicação da forma como
foram demarcadas as regiões de ocupação da seqüência principal, gigantes vermelhas e anãs
tipos T e L.
Separamos as fontes posicionadas fora da região de ocupação da seqüência principal
(área hachurada em preto – Figura 2.2), considerando as barras dos erros fotométricos de cada
fonte. Este critério foi aplicado às fontes que se posicionavam em pelo menos dois dos três
diagramas analisados [H×(J-H), K×(H-K) e (J-H)×(H-K)], a fim de evitar que objetos da
seqüência principal, atrás e na linha de visada de nuvens interestelares, fossem selecionados;
sobretudo no diagrama H×(J-H), mais sujeito aos efeitos da extinção. As regiões de ocupações
dos diagramas foram construídas baseadas na extinção interestelar ordinária (). A presença de
nuvens provoca o deslocamento de objetos da seqüência principal que estão atrás e na sua
linha de visada para à esquerda da região de ocupação da seqüência principal, onde também
esperamos encontrar os OEJs. Nos diagramas K×(H-K) e (J-H)×(H-K), estes efeitos são
menores, de modo que muitos objetos separados somente no diagrama H×(J-H) não foram
considerados candidatos.
50
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
49
50
51
52
53
54
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
82
83
84
85
86
87
88
89
90
91
93
94
96
97
98
100
101
102
103
104
105
106
107
108
109
110
111
112
113
114
115
116
117
118
119
120
121
122
123
124
125
126
127
128
129
130
131
132
133
134
135
136
137
138
139
140
141
142
143
144
145
146
147
148
150
151
153
154
155
156
157
158
159
160
161
162
163
164
165
166
167
168
169
170
171
172
173
174
175
176
177
178
179
180
181
182
183
184
185
186
187
188
189
190
191
192
193
194
195
196
197
198
199
200
201
202
203
205
206
207
208
209
210
211
213
214
216
217
218
219
220
221
222
223
224
225
226
227
228
229
230
231
232
233
234
235
236
237
238
239
240
241
242
244
245
246
247
248
249
250
251
252
253
254
255
256
257
258
259
260
261
262
263
264
265
266
267
268
269
270
271
272
273
274
275
276
277
278
279
280
281
282
283
284
285
286
287
288
289
290
291
292
293
294
295
296
297
298
300
301
302
303
304
305
306
307
308
309
310
311
312
313
314
315
316
317
318
319
320
321
322
323
324
325
326
327
328
329
330
331
332
333
334
335
337
339
340
341
342
343
344
345
346
347
348
349
350
351
352
353
354
355
356
357
358
359
360
361
362
363
364
365
366
367
368
369
370
371
372
373
374
375
376
377
378
379
380
382
383
384
385
386
387
388
389
390
391
392
393
395
396
397
398
399
400
401
402
403
404
405
406
407
408
409
410
411
412
413
414
415
416
417
418
419
420
421
422
423
424
425
426
427
428
429
430
431
432
435
437
438
439
440
441
442
443
444
445
446
447
448
449
450
451
452
453
454
455
456
457
458
459
460
461
462
463
464
465
466
467
468
469
470
471
472
473
474
475
476
477
478
479
480
481
482
483
484
485
486
487
488
489
490
491
492
493
494
495
496
497
498
499
500
501
502
503
504
505
506
507
508
509
510
511
512
513
514
515
516
517
518
519
520
521
522
523
524
525
526
527
528
529
530
531
532
533
534
535
536
537
538
539
540
541
542
543
544
545
546
547
548
549
550
551
552
553
554
555
556
557
558
559
560
561
562
563
564
565
566
567
568
569
570
572
573
574
575
576
577
578
579
580
581
582
583
584
585
586
587
588
589
590
591
592
593
594
595
596
597
598
599
600
601
602
603
604
605
607
608
609
611
612
613
614
615
616
617
618
619
620
621
622
623
624
625
626
627
628
629
630
632
633
634
635
636
637
639
640
641
642
643
644
645
646
648
649
650
651
652
653
654
655
656
657
658
659
660
661
662
663
664
665
666
667
668
669
670
671
672
673
674
675
676
677
678
679
680
681
682
683
684
685
686
687
688
689
690
691
692
693
694
695
696
697
699
701
702
703
704
705
706
707
708
709
710
711
712
713
714
715
716
717
718
719
720
721
722
723
724
725
726
727
728
729
730
731
732
733
734
735
736
737
738
739
740
741
742
743
744
745
746
747
748
749
750
751
752
753
754
755
756
757
758
759
760
761
762
763
764
765
766
767
768
769
770
771
772
773
774
775
776
777
779
780
781
782
783
784
785
786
787
788
789
790
791
792
793
794
796
798
799
801
802
803
804
805
806
807
808
809
810
811
812
813
814
815
816
817
818
819
820
821
822
823
824
825
826
827
828
829
830
831
832
833
834
835
836
837
838
839
840
841
842
843
844
845
846
847
848
849
850
851
853
854
855
856
857
858
859
860
861
862
863
864
866
868
869
870
871
872
873
874
875
876
877
878
879
880
H (mag)
(J - H) (mag)
Figura 2.2 - Diagrama Cor-Magnitude Hx(J-H) (CARVALHO; HICKEL, 2005). As áreas hachuradas são
as regiões esperadas para a ocupação (levando-se em conta a distância e a extinção interestelar de Av =
1,25 mag/kpc) das estrelas da seqüência principal (em preto), das gigantes vermelhas (em vermelho), das
anãs tipo T (em verde) e das anãs tipo L (em laranja). Os pontos pretos com barras de erros são fontes
extraídas do catálogo 2MASS, para um determinado campo. Neste exemplo, 11 fontes aparecem à direita
da região ocupada pela seqüência principal, sendo consideradas candidatos a OEJs.
51
Embora a região à direita da seqüência principal seja a região natural de ocupação
das gigantes vermelhas, ela também é a provável região onde poderiam estar posicionados os
OEJs.
Com este critério de separação de objetos posicionados fora da região da seqüência
principal chegamos ao número de 3.550 objetos o que resulta em aproximadamente 1,30% das
fontes iniciais deste trabalho.
O terceiro critério de redução de dados foi a verificação das imagens do candidado
através do Skyview Virtual Observatory, especificamente nas bandas ópticas B e R (Digital
Sky Survey – DSS-II) e nas bandas do infravermelho próximo J, H e Ks (2MASS). Somente
consideramos como reais candidatos a OEJs os que nas imagens apresentavam-se visualmente
puntiformes, evidenciando o formato estelar (Figura 2.3).
Outras fontes que apresentavam formas extensas ou que tinham outras fontes muito
próximas, de modo a prejudicar a fotometria (que embora de boa qualidade no 2MASS,
mostrava apenas um e não dois objetos no catálogo), foram desconsideradas (Figuras 2.4 e
2.5).
Os candidatos situados à esquerda da seqüência principal, selecionados nos
diagramas, como possíveis anãs tipo L foram desprezados quando apareciam nas imagens na
banda óptica B. As anãs de pequena massa e anãs marrons são caracterizadas por
temperaturas efetivas abaixo de 2800K, de modo que o pico de emissividade será no
infravermelho próximo. A chance de observar um destes objetos na banda B (0,43 µm), é
praticamente nula, pois sua magnitude B intrínseca típica vai de 20 a 30, o que na distância da
região de estudo (120 pc), leva a uma magnitude B aparente entre 25 a 35.
Uma vez atendidos os critérios de separação de candidatos, chegamos a 133 fontes
(aproximadamente 0,05% das fontes iniciais), visualizadas nos diagramas cor-magnitude e
cor-cor a seguir (Figuras 2.6, 2.7 e 2.8). Destas 133 fontes, 11 já tinham classificação em
52
catálogos da literatura; sendo 6 estrelas gigantes vermelhas variáveis, 3 TTaurii e 2 Quasares
(ver Capítulo 3 para maiores detalhes). Os apêndices A e B apresentam um catálogo com as
propriedades das outras 122 fontes.
Figura 2.3 - Imagens em R (à esquerda) e B (à direita) (DSS-II)– obtidas no Skyview Virtual
Observatory, mostrando dois objetos puntiformes, evidenciando o formato estelar (objeto
considerado).
53
Figura 2.4 - Imagem em R (à esquerda) e B (à direita) (DSS-II) – obtidas no Skyview Virtual Observatory,
mostrando o formato não puntiforme do objeto (objeto desconsiderado).
Figura 2.5 - Imagens em R (à esquerda) e B (à direita) (DSS-II) – obtidas no Skyview Virtual Observatory,
mostrando dois objetos muito próximos de forma a comprometer as medidas fotométricas (objeto
desconsiderado).
54
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
87
88
89
90
91
92
93
94
95
96
97
98
99
100
101
102
103
104
105
106
107
108
109
110
111
112
113
25
1135
3
4
45
67
80
98A
808
1
1323
1315
1544
1
2
H (mag)
(J - H) (mag)
Figura 2.6 - Diagrama Cor-Magnitude H×(J-H) dos 133 candidatos separados por região de ocupação.
55
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
87
88
89
90
91
92
93
94
95
96
97
98
99
100
101
102
103
104
105
106
107
108
109
110
111
112
113
25
1135
3411
45
67
80
98A
808
1
1323
1315
1544
1
2
K (mag)
(H - K) (mag)
Figura 2.7 - Diagrama Cor-Magnitude K×(H-K) dos 133 candidatos separados por região de ocupação.
56
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0 3,5 4,0
-1,0
-0,5
0,0
0,5
1,0
1,5
2,0
2,5
3,0
3,5
4,0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
87
88
89
90
91
92
93
94
95
96
97
98
99
100
101
102
103
104
105
106
107
108
109
110
111
112113
25
1135
3411
45
67
80
98A
808
1
1323
1315
1544
1
2
1
2
3
4
5
6
(J - H) (mag)
(H - K) (mag)
Figura 2.8 - Diagrama Cor-Cor (J-H)×(H-K) dos 133 candidatos separados por região de ocupação.
57
2.3 Fotometria de outros catálogos
Utilizamos fotometria extraída de diversos catálogos para efetuar a distribuição
espectral de energia (DEE) e determinar a temperatura efetiva de cada candidato, conforme
explicações adiante. Os catálogos utilizados são mostrados na Tabela 2.3.
Tabela 2.3 - Relação de catálogos utilizados para extrair dados fotométricos e efetuar a distribuição
espectral de energia em cada um dos candidatos a OEJ.
Banda
λ Central
(µm)
CATÁLOGO UTILIZADO
B
0,43
The Full GSC2.2.1 Catalogue
V
0,54
Bordeaux and Valinhos meridian circle catalogue
UC
0,6105
The Second U.S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog
R
0,70
The Full GSC2.2.1 Catalogue
I
0,80
The Whole-Sky USNO-B1.0 Catalog
2nd release of DENIS
J
1,25
2MASS-All Sky Catalogue of Point Source
H
1,65
2MASS-All Sky Catalogue of Point Source
K
S
2,17
2MASS-All Sky Catalogue of Point Source
58
2.4 Determinação da distância das fontes
Existem 44 objetos com paralaxe determinada no catálogo Hipparcos (ESA, 1997),
dentro do campo de estudo, 4º x 6º (24graus
2
- 4º ≤ l
gal
≤ 10º e 19º ≤ b
gal
≤ 23º). Os dados
foram acessados através do endereço: http://astro.estec.esa.nl/Hipparcos/catalog.html no
período de Agosto/2004 à Dezembro/2005. Nenhum destes objetos coincide com qualquer
candidato a OEJ separado por nossos critérios.
No Apêndice D relacionamos as estrelas utilizadas para cálculo da distância através
das paralaxes determinadas das fontes. Somente utilizamos fontes que possuíam relação
sinal/ruído maior do que 3 (π/σπ ≥ 3), o que nos ofereceu maior confiança nos resultados
alcançados. Dos 44 objetos Hipparcos/Tycho, apenas 28 estrelas apresentaram esta condição.
Confeccionamos o histograma da distribuição de paralaxes (Figura 2.9) para as 28
estrelas que apresentava um pico em aproximadamente 7 mas
1
. Para confirmar este excesso, é
preciso comparar o resultado com a curva esperada para uma distribuição uniforme de
estrelas, limitada pela definição do Hipparcos (
π
~ 1 msa). Após a subtração da distribuição
obtida na nossa área de estudo em relação à curva esperada para uma distribuição uniforme,
obtemos a curva de excesso, que mostra uma estrutura (excesso de estrelas) entre 7 e 11 mas.
1
mas – do inglês mili arc second = mili segundo de arco
59
0 4 8 12 16 20 24 28 32
0
2
4
6
8
10
12
14
16
18
Estrelas com π definida
Previsão para distribuição uniforme
Excesso (x4)
Histograma da Paralaxe das Estrelas do Catálogo Tycho-Hipparcos
Número de Estrelas
Paralaxe (mas)
Figura 2.9 Histograma (barras vermelhas) da Paralaxe das 28 Estrelas do Catálogo Tycho-Hipparcos na
direção da região de estudo. A linha preta tracejada é resultante de simulações numéricas para uma
distribuição estelar uniforme, com as limitações do catálogo utilizado. A simulação não leva em conta o
limite em magnitude de 12,5, de modo que superestima a quantidade de estrelas com pequena paralaxe e
S/R > 3. A diferença entre o observado e o simulado é dado pela curva de excesso, ampliada 4 vezes para
visualização. Existe um claro excesso entre 90 e 142 pc (11 a 7 mas).
Calculamos, desta forma, a paralaxe, com base no intervalo determinado pelo
excesso de estrelas da região . O intervalo correspondente em distância (D = 1/π pc) vai de 90
a 142 pc. Adotaremos este intervalo como o espaço ocupado pela associação estelar da qual
os Objetos Estelares Jovens (OEJs) que encontramos devem fazer parte. Para fins de distância
dos candidatos a OEJs, adotaremos o valor médio do intervalo, e como erro, o próprio
intervalo: D
OEJ
= (116 ± 52) pc.
60
Consultando o catálogo Hipparcos, verificamos que a estrela ζ Ophiuchi possui
paralaxe medida em (7,12 ± 0,71) m.a.s., o que fornece a distância de (140 ± 14) pc,
concordando com nossos cálculos, levando-se em conta os erros e a dispersão do grupo.
2.5 Estimativa do número de gigantes na região
Como aparece nas Figuras 2.6, 2.7 e 2.8, os Objetos Estelares Jovens (OEJs) tendem
a ocupar a mesma região dos diagramas cor-magnitude e cor-cor que as estrelas gigantes
vermelhas. De fato, salvo raras exceções, existe mesmo ambigüidade de classificação entre
estas estrelas quando analisamos através de fotometria. A razão para isto é que além destes
objetos terem temperaturas efetivas semelhantes, tanto os OEJs quanto as gigantes vermelhas
têm envoltórias de gás e poeira, ocasionando excessos de emissão no infravermelho.
Em função desta ambigüidade de classificação é importante que, na impossibilidade
de resolvê-la com a fotometria, saibamos estimar quantas gigantes podem existir na nossa
amostra de candidatos a OEJs. Ortiz e Maciel (1996) estabeleceram taxas de formação e
densidades espaciais de gigantes vermelhas na vizinhança solar, utilizando modelos estelares
para o AGB (ramo assintótico das gigantes). Conforme a análise dos dois autores e o volume
de Galáxia que observamos, podemos estimar o número de estrelas gigantes na nossa amostra,
como segue:
A população de gigantes tem tipos variados, conforme o estágio evolutivo e a
metalicidade, mas iremos considerar nesta análise como se fosse uma população única.
Conforme Ortiz e Maciel (1996), a densidade volumétrica local de estrelas no AGB
é
ρ
AGB
= 265 estrelas/kpc
3
.
61
De acordo com nossa área de estudo, 4º x 6º (24graus
2
; 4º ≤ l
gal
≤ 10º e 19º ≤ b
gal
≤
23º), estabelecemos a altura h do plano (por geometria simples) para região como:
(
)
gal
bsenDh ⋅=
(2.1)
onde D é a distância a ser considerada como variável ao longo de toda a linha de visada
(variável de integração). O número de estrelas do AGB no ângulo sólido observado, conforme
a latitude galáctica, será:
∫
⋅= dVolDblbDN
galgalgalAGB
),(),,(
ρ
(2.2)
onde
AGBgal
Db
ρ
ρ
=),(
e
(
)
galgalgal
dldbdDbDdVol ⋅⋅⋅⋅= cos
2
é o elemento de volume
observado.
Substituindo os valores estabelecidos por Ortiz e Maciel (1996) para
ρ
AGB
e os
valores de variação de
l
gal
e b
gal
de nossa região de estudo, estabelecemos:
()
dldbdDbDN
o
o
o
o
MAX
D
AGB
⋅⋅⋅⋅⋅×=
∫∫∫
−
cos1065,2
2
10
4
23
19 0
7
(2.3)
para o número total de estrelas do AGB observadas em nosso campo. A distância
D é dada em
pc e
D
MAX
é estabelecida conforme o valor menor entre a máxima distância que podemos
observar uma estrela do AGB ou a máxima distância que a linha de visada ainda intercepta a
Galáxia.
De acordo com Tokunaga (1999), as gigantes de maior brilho têm magnitudes
absolutas da ordem de –8 no infravermelho próximo. Considerando a extinção interestelar de
62
A
v
= 1,25 mag/kpc e m
obs
= 16,0 como a magnitude máxima da nossa amostra, então
D
MAX-brilho
≈ 27,3 kpc.
Para estabelecer a máxima distância que a linha de visada ainda intercepta a Galáxia,
utilizamos como espessura do Disco Galáctico um valor três vezes maior que a escala de
altura
H, pois isto estabelece mais de 95% da população de estrelas no AGB no campo de
visada, em termos de escala de altura. Assim, para a região de estudo,
D
MAX-galáctico
≈ 2,8 kpc
(equação 2.1). Como este valor é menor que
D
MAX-brilho
, utilizaremos D
MAX
= D
MAX-galáctico
Desta forma, integrando a equação 2.3 até
D
MAX
≈ 2,8 kpc, concluímos que podem
estar incluídas até 13 estrelas do AGB na nossa região de estudo. Considerando o número
total de 133 fontes separadas na região analisada, vemos que este número representa cerca de
10% da amostra. Por outro lado, podemos concluir que cerca de 115 fontes podem ser OEJs
(não podemos excluir a possibilidade de outros objetos extragalácticos aparecerem na
amostra, uma vez que não fizemos estimativas; bem como a possibilidade de que a extinção
provocada por nuvens interestelares na região faça com que estrelas da seqüência principal
atrás delas, apresentem índices de cor mais avermelhados que o normal).
2.6 Determinação da Temperatura e Luminosidade
Para determinar a temperatura efetiva de cada candidato, utilizamos as distribuições
espectrais de energia – DEEs (densidades de fluxo por freqüência), obtidas das magnitudes de
diversos catálogos fotométricos (Tabela 2.3). Convertemos as magnitudes em densidade de
fluxo e utilizamos o comprimento de onda central de cada banda na qual tínhamos informação
de magnitude. Algumas poucas fontes também apresentam medidas de desnsidades de fluxos
no catálogo de fontes pontuais do IRAS. Um ajuste da Função de Planck foi efetuado para
63
cada DEE, mas só consideramos os casos em que o ajuste foi adequado (
χ
2
≤ 0,05). Nos casos
em que este valor não foi alcançado, procedemos o cálculo da temperatura bolométrica,
explicitado em §2.6.2.
2.6.1 Temperatura Efetiva, Luminosidade e Raio
A temperatura efetiva de uma estrela é a temperatura de um corpo negro ideal que
emite a mesma quantidade de energia por unidade de área e por unidade de tempo. Neste
trabalho adotamos a distância de (116 ± 52) pc para todos os candidatos.
As temperaturas efetivas dos candidatos foram obtidas, quando possível, de ajustes
da função de corpo negro às DEEs (ver exemplo na Figura 2.10). Com a temperatura efetiva
determinada, é possível estimar a luminosidade total do candidato, como segue:
()
DFDL ⋅=
2
*
4
π
(2.4)
onde
D é a distância do candidato e F(D) é o fluxo por unidade de área, por unidade de tempo,
integrado sobre todas as freqüências. Para um corpo negro, temos que:
() ()
4
00
eff
TdTBdSDF ⋅=⋅=⋅=
∫∫
∞∞
σνν
νν
(2.5)
sendo
σ
é a constante de Stefan-Boltzmann. Por fim, estimamos o raio estelar como sendo:
σπ
⋅
⋅=
*
2
2
1
L
T
R
eff
(2.6)
64
0,1 1 10
1E-4
1E-3
0,01
0,1
1
10
Temperatura = (2204 ± 90) K
χ
2
= 0,0182
R
2
= 0.98563
Fluxo (Jy)
ν
( x 10
14
Hz)
Figura 2.10 Distribuição Espectral de Energia de um dos candidatos a OEJ (CARVALHO; HICKEL,
2005). A linha vermelha representa a Função de Planck ajustada às densidades de fluxo por freqüência,
obtidas de diversos catálogos. O retângulo dentro do gráfico mostra o valor da temperatura com o erro, o
valor de χ
2
e o valor de R
2
(o coeficiente de determinação).
2.6.2 Temperatura Bolométrica
Os candidatos que não apresentaram DEEs ajustáveis pela Lei de Planck (veja
exemplo na Figura 2.11) tiveram suas temperaturas determinadas pela temperatura
bolométrica (MYERS; LADD, 1993).
65
0,01 0,1 1 10
1E-5
1E-4
1E-3
0,01
0,1
1
10
100
Temperatura = (90 ± 5)
χ
2
= 0.35168
R
2
= 0.96943
Fluxo (Jy)
ν
( x 10
14
Hz)
Figura 2.11 Distribuição Espectral de Energia de um dos candidatos a OEJ cujo ajuste da Função de
Planck não foi satisfatório (CARVALHO; HICKEL, 2005). Nota-se que a linha vermelha (função de
Planck) não se ajusta a todas as densidades de fluxo por freqüência (pontos pretos no gráfico). Neste caso,
a freqüência média foi de 7,2×10
12
Hz, com uma temperatura bolométrica de 90 K.
A temperatura bolométrica (T
bol
)
é definida como a temperatura de um corpo negro
que tem a mesma freqüência média da distribuição espectral de energia observada. Ela
descreve de forma mais adequada a temperatura de objetos estelares que não tem apenas a
fotosfera como fonte de emissão. Para OEJs, por exemplo,
T
bol
→ T
eff
na medida em que o
objeto evolui para a Seqüência Principal de Idade Zero (SPIZ). A definição formal da
temperatura bolométrica é:
ν
ζ
νζ
⋅×=
⋅⋅
⋅⋅
=
−11
1025,1
)5(4
)4(
k
h
T
bol
K (2.7)
66
onde
ζ
(x) é a função Zeta de Riemann
d
, h é a constante de Planck e k é a constante de
Boltzmann. A freqüência média, em Hz, é definida como:
()
()
∫
∫
∞
∞
⋅
⋅⋅
=
0
0
νν
νν
ν
dF
dFv
(2.8)
As luminosidades destes candidatos foram determinadas de acordo com o fluxo
integrado em freqüência de suas DEEs e com a distância adotada para os candidatos,
D = (116 ± 52) pc :
∫
∞
⋅⋅=
0
*
412,0
ν
ν
dSL L~ (2.9)
sendo
S
ν
dado em Jansky (1 Jy = 10
-26
W⋅m
-2
⋅Hz
-1
) e
ν
em unidades de 10
14
Hz. O cálculo
para o fator multiplicativo encontra-se no Apêndice E. A integral foi efetuada apenas no
intervalo onde a DEE era conhecida. Nenhuma correção foi aplicada para levar-se em conta o
restante da DEE, de modo que as luminosidades calculadas para estes candidatos são limites
inferiores.
Os raios estelares dos candidatos cujas DEEs não ajustaram a função de Planck,
foram estimados conforme a equação 2.6, com a temperatura bolométrica substituindo a
temperatura efetiva. Estes valores de raios destes candidatos também são limites inferiores,
uma vez que dependem dos valores estimados de suas luminosidades.
d
()
∑
∞
=
−
=
1k
x
kx
ζ
67
Capítulo 3 Objetos Previamente Classificados
A seleção de candidatos que utilizamos no catálogo 2MASS previligiou objetos
estelares puntuais e com índices de cor avermelhados. Como já explicitamos, boa parte de
nossos candidatos devem ser estrelas gigantes, uma vez que elas ocupam praticamente a
mesma área dos diagramas cor-magnitude e cor-cor que os Objetos Estelares Jovens (OEJs).
Quasares, núcleos ativos de galáxias distantes, supernovas e até pequenos corpos do
Sistema Solar distantes também podem estar presentes na nossa amostra.
Sendo assim, todos os objetos separados pelos critérios de redução de dados
apresentados foram investigados quanto à classificações já definidas na literatura. Dentre
estes objetos encontrados relacionamos à seguir os que tinham classificação prévia.
3.1 Estrelas T-Taurii
As T Taurii são estrelas jovens de pequena massa (
< 2 M) e que ainda estão em fase
de contração (objetos classe II – ver Figura 1.11). Têm tipos espectrais de F a M
(temperaturas de 2.700K à 7.500K) e apresentam linhas de emissão de Hidrogênio, Hélio e
metais alcalinos, com excesso no contínuo que vai do ultravioleta (UV) até o infravermelho.
Elas ainda possuem um disco opticamente espesso em torno de si, do qual adquirem
acréscimo de massa (estima-se que 10% da massa final da estrela é adquirida nesta fase)
(PALLA, 1993).
68
O excesso de emissão no infravermelho a partir da emissão do disco opticamente
espesso faz com as TTaurii apresentem índices de cor avermelhados, sendo justamente os
OEJs que estamos à procura.
Dos candidatos a OEJs que separamos com nossos critérios de redução, 3 fontes já
eram previamente classificadas na literatura como T-Tauri (HERBIG; BELL, 1988;
MAHESWAR, 2003; SARTORI, LÈPINE; DIAS, 2003; DUCOURANT, 2005), cujas
propriedades são relacionadas na Tabela 3.1. É importante ressaltar que estas são as únicas
TTauri conhecidas, na nossa região de estudo. Isso ressalta a qualidade de nossos critérios de
separação de candidatos a OEJs.
A Figura 3.1 mostra os diagramas cor-magnitude H×(J-H) e K×(H-K) e
diagrama cor-cor (J-H)×(H-K) e a Figura 3.2 mostra o diagrama L
bol
×T
bol
destas 3 fontes
classificadas na literatura como T-Tauri.
Tabela 3.1 Fontes separadas por nossos critérios de redução de dados, classificados na literatura como T-
Tauri. Na primeira coluna são apresentadas algumas nomenclaturas que aparecem na literatura. As
colunas de 2 a 5 listam propriedades derivadas neste trabalho. As colunas 6 e 7 indicam a classificação
espectral e outras informações, que vem dos catálogos. (catálogos: 1 - Pre-main sequence stars Proper
Motion Catalog; 2 - Stephenson Hα stars; 3 - Emission-Line Stars of the Orion Population; 4 - Kinematics
and HR Diagrams of Southern Young Stars).
Nomes dos objetos T (K) L (L
) R (R
) M
(M
)
α
δ
(h m s)
Classificaçã
o
Observações
2MASS 16490082-1417108
HBC 654
Wa Oph/5
2317 (89)
B
0,5 (0,1)
4,5(0,9)
0,1
16 49 00,8
-14 17 10,9
M2,3 (Li)
3
Variável
2MASS 16482187-1410427
PDS 091
IRAS 16455-1405
669(32)
B
1,0(0,1)
76,9(9,5)
0,3
16 48 21,9
-14 10 42,8
M0
1,4
Variável
T
eff
= 3800 K
L
bol
= 0,14
L~
2MASS 16484562-1416359
HBC 653
Wa Oph/6
935(47)
B
2,3(0,1)
58,2(7,5)
0,5
16 48 45,6
-14 16 36,0
late K (Li)
2
Variável
Emissão Hα
OBS: para a T, L e R, os erros estão colocados entre parênteses. Os valores das idades e das massas foram
estimados através do Diagrama Luminosidade × Temperatura (Fig 4.8), sendo apenas para se ter uma idéia da
ordem de grandeza. O índice
B
na temperatura indica que ela foi estimada através da temperatura bolométrica.
69
Todas as 3 T-Tauri estão fora da região de ocupação da seqüência principal nos três
diagramas analisados. Isto reforça que nossos critérios de busca por OEJs são corretos, apesar
da ambigüidade de classificação com estrelas gigantes.
70
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
3
1
2
H (mag)
(J - H) (mag)
(a)
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
3
1
2
K (mag)
(H - K) (mag)
(b)
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
-1,0
-0,5
0,0
0,5
1,0
1,5
2,0
2,5
3,0
3
1
2
(J - H) (mag)
(H - K) (mag)
(c)
Figura 3.1 Diagramas cor-magnitude (a) H×(J-H) e (b) K×(H-K) e diagrama cor-cor (c) (J-H)×(H-K) das 3 fontes já classificados na literatura como T Tauri,
separadas pelos nossos critérios de obtenção de candidatos à OEJs. As três TTaurii estão fora da região de ocupação da seqüência principal nos três diagramas.
71
10
5
10
4
10
3
10
2
10
1
10
0
10
-4
10
-3
10
-2
10
-1
10
0
10
1
10
2
10
3
0,08
0,1
0,2
0,4
0,6
0,8
1
1,2
1,5
2
2,5
1
2
3
10
6
anos
S.P.I.Z.
Massas (M
Sol
)
CLASSE
III II I 0
5x10
5
anos
10
5
anos
10
4
anos
0.1 M
Sol
0.3 M
Sol
0.5 M
Sol
1.0 M
Sol
1.5 M
Sol
Luminosidade (L
Sol
)
Temperatura (K)
Figura 3.2 Diagrama Luminosidade bolométrica × Temperatura bolométrica para as 3 fontes
classificadas na literatura como T Tauri (pontos vermelhos). A Luminosidade é dada em luminosidades
solares. O gráfico mostra a Seqüência Principal de Idade Zero (SPIZ) (D´ANTONNA; MAZZITELLI,
1994) com a posição de diversas massas estelares (em massas solares). Trajetórias evolutivas de OEJs
para 5 massas diferentes e 4 isócronas (linhas tracejadas) também são posicionadas, conforme o modelo
de Myers et al. (1998). As classes evolutivas (0, I, II e III), conforme suas temperaturas bolométricas, têm
os limites indicados no alto do gráfico (LADA; WILKING, 1984; ANDRÉ et al., 1993; CHEN et al.,
1995).
72
3.2 Estrelas gigantes vermelhas variáveis
As estrelas gigantes vermelhas são estrelas de massas pequenas e intermediárias
evoluídas, as quais deixaram a seqüência principal, seguindo o AGB (ramo assintótico das
gigantes) no diagrama HR. Durante a fase de pulso térmico, estas estrelas apresentam fortes
oscilações na produção de energia, o que também provoca oscilações na sua estrutura,
luminosidade e raio, além de perda de massa, desenvolvendo cascas esféricas de gás e poeira
em torno de si (ORTIZ; MACIEL, 1996). Assim sendo, estas estrelas terão distribuições
espectrais de energia semelhantes aos OEJs, com índices de cor avermelhados.
As pulsações pelas quais passam fazem com que estas gigantes vermelhas
apresentem variações periódicas de brilho. Estas variações podem ser classificadas como:
• Mira: variáveis de longo período, com variação regular e de grande amplitude;
receberam este nome em razão da estrela variável gigante Mira (
ο Ceti), o protótipo da
classe;
• Semi-regulares: caracterizadas por amplitudes baixas e por variações de período ou
paralizações ocasionais;
• Irregulares: mostram variações sem período ou amplitude fixos.
Muito embora OEJs possam apresentar variações de brilho em função do acréscimo
irregular de matéria e da própria rotação estelar, os períodos de variação envolvidos são
sensivelmente menores e menos regulares do que os de estrelas gigantes vermelhas.
A lista de candidatos a OEJs apresentou alguns objetos previamente
classificadas como estrelas gigantes vermelhas variáves na literatura (WILLIAMS et al.
2004). Elas estão relacionadas na Tabela 3.2 e suas posições nos diagramas da Figura 3.3.
73
Tabela 3.2 Fontes separadas utilizando nossos critérios de redução de dados, classificadas na literatura
como estrelas gigantes vermelhas variáveis (Williams et al., 2004). SR = variável semiregular; M =
variável Mira; L = variável irregular.
#
L
gal
b
gal
α
(J2000 - º)
(h m s)
δ
(J2000 - º)
(º m s)
Nome do objeto:
2MASS
USNO-A2.0
DENIS
IRAS
NSVS
Classificação
1
4,33 22,11 -12 53 12,9 -12 51 32,9
16373990-1253128
0750-09884399
J163739.9-125312
F16348-1247
1637400-125312
SR+L
2
4,09 21,20 -13 36 56,2 -13 54 27,7
16400749-1336561
0750-09921566
-
-
1640075-133654
SR+L
3
6,73 19,23 -12 45 27,4 -12 51 01,8
16523959-1245274
0750-10114597
J165239.6-124527
-
1652395-124525
SR+L
4
8,89 19,91 -10 41 50,6 -10 42 47,4
16550520-1041506
0750-10155943
J165505.2-104150
-
1655050-104150
M
5
7,99 22,57 -09 52 57,0 -9 39 31,8
16441440-0952569
0750-09993013
J164414.4-095256
16414-0947
1644146-095259
SR+L
6
8,87 21,17 -10 00 05,4 -10 40 00,4
16504762-1000053
0750-10085465
J165047.6-100004
16480-0955
1650475-100006
SR+L
74
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
1
2
3
4
5
6
H (mag)
(J - H) (mag)
(
a)
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
1
2
3
4
5
6
K (mag)
(H - K) (mag)
(b)
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
-1,0
-0,5
0,0
0,5
1,0
1,5
2,0
2,5
3,0
1
2
3
4
5
6
(J - H) (mag)
(H - K) (mag)
(c)
Figura 3.3 - Diagramas cor-magnitude (a) H×(J-H) e (b) K×(H-K) e diagrama cor-cor (c) (J-H)×(H-K) das 6 fontes classificadas na literatura
como estrelas gigantes vermelhas variáveis, separados pelo nosso método de redução de dados como candidatos a OEJs
75
3.3 Quasares
Os quasares são núcleos de galáxias jovens, com grande redshift (z). Estes objetos
têm aspecto estelar e geralmente são fontes de emissão intensa em rádio. Estes objetos tendem
a ter o pico de emissão de suas distribuições espectrais de energia conforme o valor de
z. Para
z ~ 0,7, o pico tende a ser no infravermelho próximo.
Em nossa amostra, 2 candidatos a OEJs estavam previamente classificados na
literatura como quasares (FLESCH; HARDCASTLE, 2004; VERON-CETTY; VERON,
2006). A Tabela 3.3 relaciona as coordenadas das fontes separadas em nossos critérios de
redução de dados e classificados previamente como quasares na literatura. A Figura 3.4
mostra imagens na banda K
S
do 2MASS das duas fontes e a Figura 3.5 mostra a posição
destas fontes nos diagramas cor-magnitude e cor-cor. Pode-se verificar que tanto o aspecto
estelar quanto a posição nos diagramas confundem estas fontes com OEJs.
Tabela 3.3 Fontes separadas utilizando nossos critérios de redução de dados, classificados na literatura
como quasares (1 - Flesch & Hardcastle, 2004; 2 - VERON-CETTY & VERON, 2006). Os tipos de
classificação são: R – fonte rádio; A – AGN, X-fonte de raios-X.
# L
gal
b
gal
α
(J2000 - º)
(h m s)
δ
(J2000 - º)
(º m s)
Nome do candidato
2MASS
USNO-A2.0
DENIS
IRAS
NVSSID
classificação
1 7,48 22,32 16 43 57,6
-10 24 21,0
16435758-1024210
0750-09987475
J164357.5-102419
-
NVSS J164357.5-102418
R
1
2
6,94 21,30 16 46 10,4
-11 24 04,2
16461038-1124042
0750-10024904
J164610.3-112404
F16433-1118
NVSS J164610.4-112405
ARX
2
76
1
2
Figura 3.4 Imagens na banda K
s
do 2MASS, extraída do Skyview Virtual Observatory, mostrando os
dois candidatos a OEJs (1 à esquerda e 2 à direita), classificados como quasares na literatura (FLESCH;
HARDCASTLE, 2004; VERON-CETTY; VERON, 2006
). O aspecto estelar é evidente nos dois casos.
77
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
1
2
H (mag)
(J - H) (mag)
(a)
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
1
2
K (mag)
(H - K) (mag)
(b)
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
-1,0
-0,5
0,0
0,5
1,0
1,5
2,0
2,5
3,0
1
2
(J - H) (mag)
(H - K) (mag)
(c)
Figura 3.5 Diagramas cor-magnitude (a) H×(J-H) e (b) K×(H-K) e diagrama cor-cor (c) (J-H)×(H-K) de 2 fontes já classificadas na literatura como quasares,
separados pelo nosso método de redução de dados como candidatos a OEJs.
78
Capítulo 4 Resultados e conclusões
Baseados nos critérios de redução adotados neste trabalho, separamos 122 candidatos
a OEJs, como segue:
•
5 candidatos na direção das nuvens
•
1 candidato à esquerda da SP
•
3 candidatos com grande luminosidade:
2 fontes IRAS
1 candidato é um objeto atípico:
- grande luminosidade
- índice de cor > 2,50
- fonte IRAS
- Classe I
•
113 candidatos:
- M ~ 0,07M
e 1,5 M
- Idades de 3×105 a 2×106 anos
- Classes II e III
O catálogo com os 116 candidatos (3 candidatos com grande luminosidade e 113
demais candidatos) resultado dos critérios de redução de dados deste trabalho aparecem nos
Apêndices A e B.
Cinco fontes não apresentavam dados suficientes para determinação de suas
luminosidade e temperatura, pois seus dados fotométricos limitam-se ao infravermelho
próximo nas bandas J, H e K
S
(2MASS). Todas elas aparentam estar sob grande extinção
(Av ~ 5 mag.; TACHIHARA et al., 2000), estando na direção da nuvem escura 71-P2
(DOBASHI et al., 2005), do campo analisado (ver Figura 4.1). Estes 5 candidatos foram
classificados como tais, por possuírem qualidade de fotometria A e B (ver Tabela 4.1),
posição peculiar nos diagramas cor-magnitude e cor-cor (ver Figura 4.2) e por apresentarem o
formato estelar puntiforme.
79
Figura 4.1 Campo de 10’×10’, mostrando imagem composta (R-DSSII em azul, J-2MASS em verde e K-
2MASS em vermelho) da região onde encontramos 5 candidatos a OEJ, os quais só apresentavam dados
no infravermelho próximo (2MASS) . Nesta composição, a presença da nuvem escura é apenas
evidenciada pelo avermelhamento das fontes. Estes 5 candidatos aparecem na direção da nuvem escura
71-P2 (DOBASHI et al. 2005).
80
Tabela 4.1 Propriedades das fontes separadas em nosso estudo, classificadas como OEJs, conforme
critérios de redução de dados (qualidade de fotometria, posição peculiar nos diagramas e formato estelar),
mas sem informações adicionais em outros catálogos, de forma que a luminosidade e temperatura não
puderam ser avaliadas.
Nº L
gal
b
gal
α
(J2000 - º)
(h m s)
δ
(J2000- º)
(º m s)
J H K
S
QLF J-H
H-K
Nome do objeto:
2MASS
DENIS
1 8,68 22,14
16 47 08,5 -09 35 59,3
16,634
13,806
12,210
BAA
2,828
1,596
16470845-0935592
J164708.4-093559
2 8,69 22,18
16 47 03,4 -09 34 10,9
14,851
13,031
12,235
AAA
1,820
0,796
16470342-0934109
J164703.4-093410
3 8,70 22,12
16 47 16,2 -09 35 42,5
16,490
14,234
13,181
BAA
2,256
1,053
16471616-0935424
J164716.2-093542
4 5,00 22,12
16 47 16,5 -09 35 21,8
15,672
13,551
12,273
AAA
2,121
1,278
16471616-0935424
J164716.2-093542
5 8,65 22,16
16 47 01,4 -09 36 34,8
15,080
12,893
11,814
AAA
2,187
1,079
16470138-0936348
J164701.4-093634
81
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
1
2
3
4
5
H (mag)
(J - H) (mag)
(a)
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
1
2
3
4
5
K (mag)
(H - K) (mag)
(b)
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0 3,5 4,0
-1,0
-0,5
0,0
0,5
1,0
1,5
2,0
2,5
3,0
3,5
4,0
1
2
3
4
5
(J - H) (mag)
(H - K) (mag)
(b)
Figura 4.2 Diagramas Cor-Magnitude (a) H×(J-H) e (b) K×(H-K) e Diagrama Cor-Cor (c) (J-H)×(H-K) mostrando a posição de 5 candidatos a OEJs
classificadosnos critérios de redução de dados de nosso estudo, mas sem informação em outros catálogos que possibilite o cálculo da luminosidade e temperatura.
82
Outra fonte exclusivamente 2MASS se destaca dos demais pela sua posição relevante
à esquerda da sequência principal (Figura 4.4) e por não apresentar imagem no óptico, sendo
candidato a ser uma anã-marrom (não existem nuvens na sua direção de visada). Dos
catálogos consultados, somente o 2MASS traz informações deste candidato, tendo qualidade
de fotometria A em todas as bandas do infravermelho. Suas propriedades são mencionadas na
Tabela 4.2 e a imagem extraída do skyview pode ser verificada na Figura 4.3.
Tabela 4.2 Propriedades de uma fonte separada em nosso estudo, classificada conforme critérios de
redução de dados (qualidade de fotometria, posição peculiar nos diagramas e formato estelar).
Nº L
gal
b
gal
α
(J2000 - º)
(h m s)
δ
(J2000- º)
(º m s)
J H K
s
QLF J-H
H-K
Nome do objeto:
2MASS
1
7,21 22,85
16 41 37,2 -10 18 11,4
12,783
12,608
12,9
AAA 0,175
-0,292
16413720-1018113
Figura 4.3 Imagens nas bandas R (à esquerda – DSS-II), J (centro – 2MASS) e Ks (à direita – 2MASS) de
um dos candidatos a OEJ que apresenta índice de cor peculiar, podendo ser uma anã-marrom. O objeto
aparece bem no centro da imagem, em uma região onde não existem nuvens escuras aparentes. O campo
tem cerca de 5'×5'. Norte para cima e Leste para a esquerda.
83
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
1
H (mag)
(J - H) (mag)
(a)
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
1
K (mag)
(H - K) (mag)
(b)
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
-1,0
-0,5
0,0
0,5
1,0
1,5
2,0
2,5
3,0
1
(J - H) (mag)
(H - K) (mag)
(c)
Figura 4.4 Diagramas Cor-Magnitude (a) H×(J-H) e (b) K×(H-K) e Diagrama Cor-Cor (c) (J-H)×(H-K) mostrando a posição de um dos candidatos a OEJ que
apresenta índice de cor peculiar, podendo ser uma anã-marrom.
84
Dos restantes 116 candidatos que não apresentavam classificação prévia, três se
destacam do grupo principal. Dois deles são objetos com grande luminosidade e são fontes
observadas no infravermelho médio e distante (fonte IRAS), característica de objetos ainda
embebidos em nuvens moleculares. O terceiro deles é um objeto atípico, com grande
luminosidade no infravermelho próximo, possuindo índices de cor superiores a 2,50, também
sendo uma fonte observada no infravermelho médio e distante (fonte IRAS).
A Figura 4.5 mostra a posição destes 3 candidatos nos Diagramas Cor-Magnitude
Hx(j-H) e Kx(H-K) e Diagrama Cor-Cor (J-H) x (H-K) e a Figura 4.6 mostra o Diagrama
Luminosidade Bolométrica x Temperatura Bolométrica, caracterizando as propriedades
físicas de objetos estelares de pequena massa. Estes objetos aparecem à direita da S.P.I.Z.
(Sequência Principal de Idade Zero), provável local para objetos estelares jovens.
As coordenadas destes 3 candidatos estão relacionadas no Apêndice B.
A Figura 4.7 mostra os Diagramas Cor-Magnitude Hx(J-H) e Kx(H-K) e Diagrama
Cor-Cor (J-H)x(H-K) com a posição de cada um dos 113 candidatos a OEJs , classificado nos
critérios de redução de dados de nosso estudo.
Analisamos todos os candidatos a OEJs, excluídos aqueles que só tinham dados
2MASS, utilizando o diagrama L
bol
× T
bol
. Este diagrama caracteriza as propriedades físicas
de objetos estelares de pequena massa. Podemos verificar que todos os nossos objetos
aparecem à direita da S.P.I.Z. (Sequência Principal de Idade Zero), provável
locus para
objetos estelares jovens.
85
-1,0-0,50,00,51,01,52,02,53,03,5
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
25
1135
3411
H (mag)
(J - H) (mag)
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
25
1135
3411
K (mag)
(H - K) (mag)
-1,0-0,50,00,51,01,52,02,53,03,54,0
-1,0
-0,5
0,0
0,5
1,0
1,5
2,0
2,5
3,0
3,5
4,0
25
1135
3411
(J - H) (mag)
(H - K) (mag)
Figura 4.5 Diagramas Cor-Magnitude Hx(J-H) e Kx(H-K) e Diagrama Cor-Cor (J-H)x(H-K) mostrando a posição de 3 candidato a OEJs, classificado nos critérios
de redução de dados de nosso estudo.
86
10
5
10
4
10
3
10
2
10
1
10
0
10
-4
10
-3
10
-2
10
-1
10
0
10
1
10
2
10
3
0,08
0,1
0,2
0,4
0,6
0,8
1
1,2
1,5
2
2,5
1
2
3
10
6
anos
S.P.I.Z.
Massas (M
Sol
)
CLASSE
III II I 0
5x10
5
anos
10
5
anos
10
4
anos
0.1 M
Sol
0.3 M
Sol
0.5 M
Sol
1.0 M
Sol
1.5 M
Sol
Luminosidade (L
Sol
)
Temperatura (K)
Figura 4.6 Diagrama Luminosidade x Temperatura para 3 candidatos (pontos vermelhos). A
Luminosidade é dada em luminosidades solares. O gráfico mostra a Seqüência Principal de Idade Zero
(S.P.I.Z.) (MYERS, P.C.; LADD, E.F) com a posição de diversas massas estelares (em massas solares).
Trajetórias evolutivas de OEJs (MYERS, P.C.; LADD, E.F) para 5 massas diferentes e 4 isócronas
(linhas tracejadas) também são desenhadas. As classes evolutivas, conforme suas temperaturas, têm os
limites indicados no alto do gráfico.
87
A grande maioria de nossos candidatos a OEJs, ou seja, 113 candidatos, têm massas
entre 0,09
e 2 M, com idades entre 3×10
5
e 2×10
6
anos (grande concentração entre 5×10
5
e
10
6
anos), estando na fronteira entre as Classes II e III. Estas dependências são verificadas no
diagrama L
bol
× T
bol
(Figura 4.8) onde são mostradas as isócronas para idades de 10
4
a 10
6
anos e trajetórias evolutivas para massas finais na SPIZ, na faixa de 0,1 M
a 1,5 M. As
luminosidades e temperaturas dos candidatos a OEJs forma estimadas conforme descrito no
Capítulo 2. Já as massas e idades foram estimadas conforme o modelo de Myers
et al. (1998), interpolando valores previamente tabelados.
A concentração dos candidatos a OEJs neste estágio evolutivo (5x10
5
à 10
6
anos –
classes II e III) é compatível com o cenário de formação estelar estimulada a partir da
explosão de uma supernova em uma estrela binária da qual Zeta Ophiuchi fazia parte.
Neste cenário, Zeta Ophiuchi teria sido arremessada da Associação Estelar Scorpius
Superior pela explosão ocorrida a cerca de 1,5×10
6
anos atrás. Desta forma, atribuímos o
surto de formação estelar nesta nossa região de estudo à explosão da supernova e à ação
fotoionizante da estrela Zeta Ophiuchi na região.
A Figura 4.9 em H
α mostra a posição dos 122 candidados a OEJs separados neste
trabalho (113 candidatos a OEJ, 5 entre nuvens, 3 com alta luminosidade e 1 anã marrom),
bem como as 3 Ttauriis separadas através de nossos critérios de reduçãode dados, já
classificadas na literatura.
Para o futuro, efetuaremos espectroscopia dos candidatos separados, no óptico
(LNA) ou no infravermelho próximo – LNA ou SOAR - (conforme a distribuição espectral de
energia de cada objeto e limitação instrumental disponível), a fim de elucidar a real natureza
dos mesmos.
88
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
87
88
89
90
91
92
93
94
95
96
97
98
99
100
101
102
103
104
105
106
107
108
109
110
111
112
113
H (mag)
(J - H) (mag)
-1,0-0,50,00,51,01,52,02,53,0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
87
88
89
90
91
92
93
94
95
96
98
99
100
101
102
104
105
106
107
108
109
110
111
112
113
K (mag)
(H - K) (mag)
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0 3,5 4,0
-1,0
-0,5
0,0
0,5
1,0
1,5
2,0
2,5
3,0
3,5
4,0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
87
88
89
90
91
92
93
94
95
96
97
98
99
100
101
102
103
104
105
106
107
108
109
110
111
112113
(J - H) (mag)
(H - K) (mag)
Figura 4.7 Diagramas Cor-Magnitude Hx(J-H) e Kx(H-K) e Diagrama Cor-Cor (J-H)x(H-K) mostrando a posição de 113 candidatos a OEJs , classificado nos
critérios de redução de dados de nosso estudo.
89
Figura 4.8 Diagrama Luminosidade x Temperatura para 116 candidatos (pontos vermelhos) (de 122
candidatos, 5 se encontravam na direção das nuvens e 1 candidato à esquerda da sequência principal). A
Luminosidade é dada em luminosidades solares. O gráfico mostra a Seqüência Principal de Idade Zero
(S.P.I.Z.) (MYERS, P.C.; LADD, E.F) com a posição de diversas massas estelares (em massas solares).
Trajetórias evolutivas de OEJs (MYERS, P.C.; LADD, E.F) para 5 massas diferentes e 4 isócronas
(linhas tracejadas) também são desenhadas. As classes evolutivas, conforme suas temperaturas, têm os
limites indicados no alto do gráfico.
Figura 4.9 (página 90, a seguir) –Visão geral da região de estudo deste trabalho em emissão de Hα
(Gaustad et al. 2001). A estrela ζ Ophiuchi aparece pouco acima do retângulo central. O retângulo
central, nossa região de estudo de 24 graus2, mostra a posição dos 122 candidatos separados através dos
nossos critérios de redução de dados (113 candidatos a OEJs, 5 entre nuvens, 3 com alta luminosidade, 1
candidata a anã marrom) , além de 3 Ttauriis separadas e já classificadas na literatura.
90
.
91
BIBLIOGRAFIA
ADAMS, F.C.; LADA, C.J.; SHU, F.H.. Spectral evolution of young stellar objects.
The
Astrophysical Journal, v. 312, n.1, p. 788-806, 1987.
ANDRE, P.; WARD-THOMPSON, D.; BARSONY, M.. Submillimeter continuum
observations of Rho Ophiuchi A - The candidate protostar VLA 1623 and prestellar
clumps.
The Astrophysical Journal, v. 406, n.1,p. 122-141,1993.
ARDILA, D.; MARTÍN, E.; BASRI, G.. A Survey for Low-Mass Stars and Brown
Dwarfs in the Upper Scorpius OB Association.
The Astronomical Journal, v. 120, n.1,
p. 479-487, 2000.
BASRI, G.; MARCY, G. W., Early Hints on the Substellar Mass Function.
In: Star
Formation, Near and Far: The Seventh Astrophysical Conference. Edited by Steven
S. Holt and Lee G. Mundy. Woodbury N. Y. : AIP Press, 1997. Also
AIP Conference
Proceedings, v.393, p.228-240, 1997.
BÉJAR, V.J.S.; CABALLERO, J.A.; REBOLO, R.; ZAPATERO OSORIO, M.R.; Y
NAVASCUÉS, D.B.. The substellar population in the young
σ Orionis cluster, spatial
distribution.
Astrophysics and Space Science v. 292, n.1, p.339-346, 2004.
BURROWS, A.; MARLEY, M.; HUBBARD, W. B.; LUNINE, J. I.; GUILLOT, T.;
SAUMON, D.; FREEDMAN, R.; SUDARSKY, D.; SHARP, C.. A Nongray Theory of
Extrasolar Giant Planets and Brown Dwarfs.
The Astrophysical Journal, v.491, p.856-
875, 1997.
BURROWS, A.; SUDARSKY, D.; HUBENY,I.. L and T Models and the L to T
Transition,
The Astrophysical Journal, v. 640, n.2, p. 1063-1077, 2006.
CARDELLI, JASON A.; CLAYTON, GEOFFREY C.; MATHIS, JOHN S.. The
relationship between infrared, optical, and ultraviolet extinction,
The Astrophysical
Journal. Part 1, v. 345, p. 245-256. Oct. 1, 1989
CARVALHO, S. P.; HICKEL, G. R. A parte inferior da Seqüência Principal na Região de
Zeta Ophiuchi. In: REUNIÃO ANUAL DA SAB, 31, 2005, Águas de Lindóia.
Boletim
da Sociedade Astronômica Brasileira. São Paulo: EDUSP, 2005. v.25. p.109-110.
CHABRIER, G.; BARAFFE, I.. Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects.
Annual Review of Astronomy and Astrophysics, v. 38, p. 337-377, 2000.
CHEN, H.; MYERS, P.C.; LADD, E.F.; WOOD, D.O.S.. Bolometric temperature and
young stars in the Taurus and Ophiuchus complexes.
The Astrophysical Journal, v. 445,
n.1, p. 377-392, 1995.
COMBI, J.A.; TESTORI, J.C.; ROMERO, G.E.; COLOMB, F.R.. 1435MHz continuum
observations of Upper-Scorpius.
Astronomy and Astrophysics, v.296, p.514-522, 1995.
92
COSTADO, M.T.; BÉJAR, V.J.S.; CABALLERO, J.A.; REBOLO, R.; ACOSTA-
PULIDO, J.; MANCHADO, A.. A search for planetary-mass objects and brown dwarfs in
the Upper Scorpius association.
Astronomy and Astrophysics, v.443, n.3, p.1021-1024,
2005.
CUTRI, R.M.; SKRUTSKIE, M.F.; VAN DYK, S.; BEICHMAN, C.A.; CARPENTER,
J.M.; CHESTER, T.; CAMBRESY, L.; EVANS, T.; FOWLER, J.; GIZIS, J.;
HOWARD, E.; HUCHRA, J.; JARRETT, T.; KOPAN, E.L.; KIRKPATRICK, J.D.;
LIGHT, R.M.; MARSH, K.A.; MCCALLON, H.; SCHNEIDER, S.; STIENING, R.;
SYKES, M.; WEINBERG, M.; WHEATON, W.A.; WHEELOCK, S.; ZACARIAS, N.
2MASS All-Sky Catalog of Point Sources.
VizieR On-line Data Catalog: II/246.
Originally published in: University of Massachusetts and Infrared Processing and
Analysis Center, (IPAC/California Institute of Technology), 2003. Disponível em:<
http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR> Acessos: Ago.2004 - Dez.2005.
D'ANTONA, F.; MAZZITELLI, I.. New pre-main-sequence tracks for M less than or
equal to 2.5 solar mass as tests of opacities and convection model.
The Astrophysical
Journal Supplement Series, v. 90 n.1, p. 467-500, 1994.
DE GEUS, E.J.. Interactions of stars and interstellar mater in Scorpio Centaurus.
Astronomy & Astrophisics. v. 262, p. 258-270, 1992.
DE GEUS, E.J.; DE ZEEUW, P.T.; LUB, J. Physical parameters of stars in the Scorpio-
Centaurus OB association.
Astronomy and Astrophysics, v. 216, n.1-2, p.44-61, 1989.
DE ZEEUW, P. T.; HOOGERWERF, R.; DE BRUIJNE, J. H. J.; BROWN, A. G. A.;
BLAAUW, A. A Hipparcos census of the Nearby of OB Associations,
The
Astronomical Journal, v. 117, n.1, p. 354-399, 1999.
DOBASHI, K.; UEHARA, H.; KANDORI, R.; SAKURAI, T.; KAIDEN, M.;
UMEMOTO, T.; SATO, F. Atlas and Catalog of Dark Clouds Based on Digitized Sky
Survey I,
Publications of the Astronomical Society of Japan, 57, S1-S386, 2005.
DUCOURANT, C.; TEIXEIRA, R.; PERIE, J. P.; LE CAMPION J. F.; GUIBERT J.;
SARTORI M. J. Pre-main sequence stars Proper Motion Catalog.
Astronomy and
Astrophysics
, v. 438, n.2, p.769-778, 2005.
ESA. The Hipparcos an Tycho Catalogues.
ESA SP-1200, 1997.
FLESCH, E.; HARDCASTLE, M.J.. An all-sky optical catalogue of radio/X-ray sources.
Astronomy and Astrophysics, v.427, p.387-392, 2004.
GAUSTAD, J.E.; MCCULLOUGH, P.R.; ROSING, W.; VAN BUREN, D. A Robotic
Wide-Angle H-alpha Survey of the Southern Sky.
The Publications of The
Astronomical Society of The Pacific, v.113, p. 1326-1348, 2001.
GORTI, U.; HOLLENBACH, D. Photoevaporation of Clumps in Photodissociation
Regions.
The Astrophysical Journal, v.573, n.1, p. 215-237, 2002.
93
HERBIG, G.H.; BELL, K.R.. Catalog of emission line stars of the orion population.
Lick
Observatory Bulletin-1988, Santa Cruz: Lick Observatory, 1988.
HOOGERWERF, R.; DE BRUIJNE, J.H.J.; DE ZEEUW, P.T. The Origin of Runaway
Stars.
The Astrophysical Journal, v.544, n.2, p.L133-L136, 2000.
HOOGERWERF, R.; DE BRUIJNE, J. H. J.; DE ZEEUW, P. T. . On the origin of the O
and B-type stars with high velocities II. Runaway stars and pulsars ejected from the
nearby young stellar groups.
Astronomy & Astrophysics, v.365, p.49-77, 2001.
KRAUS, A. L.; WHITE, R. J.; HILLENBRAND, L. A.. Multiplicity at the
Stellar/Substellar Boundary in Upper Scorpius.
The Astrophysical Journal, v.633, n.1, p.
452-459, 2005.
LADA, C. J.; WILKING, B. A.. The nature of the embedded population in the Rho
Ophiuchi dark cloud - Mid-infrared observations.
The Astrophysical Journal, v. 287, p.
610-621, 1984.
LARSON, R.B.. Thermal physics, cloud geometry and the stellar initial mass function,
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v. 359, p. 211-222, 2005.
LISZT, H.S.. Molecular emission from the diffuse gas around
ζ Ophiuchi, Astronomy &
Astrophysics, v. 322, p. 962-974, 1997.
LOW, M.M.M; KLESSEN, R.S.. Control of star formation by supersonic turbulence.
Reviews of Modern Physics, v. 76, p.125-194, 2004.
MAHESWAR, G.; MANOJ, P.; BHATT, H. C.. Optical spectroscopic and 2MASS
measurements of Stephenson H
α
stars. Astronomy and Astrophysics, v. 402, p.963-970,
2003.
MARTÍN, E.L.; DELFOSSE, X.; GUIEU, S. Spectroscopic Identification of DENIS-
selected Brown Dwarf Candidates in the Upper Scorpius OB Association.
The
Astronomical Journal, v.127, n.1, p. 449-454, 2004.
MASON, B.D.; GIES, D.R.; HARTKOPF, W.I.; BAGNUOLO, W.G., JR.;
BRUMMELAAR, T.T.; MCALISTER, H.A.. ICCD speckle observations of binary stars.
XIX - an astrometric/spectroscopic survey of O stars.
The Astronomical Journal, v.11,
p.821-847, 1998.
MYERS, P.C.; LADD, E.F. Bolometric temperatures of young stellar objects.
The
Astrophysical Journal. v. 413, n.1, p.L47-L50, 1993.
MYERS, P.C.; ADAMS, F.C.; CHEN, H.; SCHAFF, E.. Evolution of the Bolometric
Temperature and Luminosity of Young Stellar Objects.
The Astrophysical Journal, v.
492, p.703-726, 1998.
94
NOZAWA, S.; MIZUNO A.; TESHIMA Y.; OGAWA H.; FUKUI Y.. A study of cloud
cores in Ophiuchus.
The Astrophysical Journal Supplement Series, v. 77, p. 647-675,
1991.
ORTIZ, R.; MACIEL, W.J.. AGB Stars: densities and formation rates obtained from
OH/IR stars.
Astronomy & Astrophysics, v. 313, p.180-190, 1996.
PADOAN, P.; NORDLUNG, Å.; The stellar IMF from turbulent fragmentation.
The
Astrophysical Journal, v. 576, n.2, p. 870-879, 2002.
PALLA, F. Star Formation; in:
Infrared Astronomy, 9 courses delivered during the 4th
Canary Island Winter School of Astrophysics, held in Playa de las Americas (Adeje,
Tenerife, Spain), 7-18 December 1992. Edited by A. Mampaso, M. Prieto, and F.
Sanchez. Cambridge: Cambridge University Press, p. 3-61, 1993.
PREIBISCH, T.; ZINNECKER, H. The History of low-mass star formation in the Upper
Scorpius OB Association.
The Astronomical Journal, v.117, p. 2381-2397, 1999.
PREIBISCH, T.; ZINNECKER, H.; Triggered Star Formation in the Scorpius-Centaurus
OB Association (Sco OB2), in: GRABEL, E. K.; BRANDNER, W. “
Modes of Star
Formation and the Origin of Field Populations
”, ASP Conference Proceedings, V. 285.
ISBN: 1-58381-128-1. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, p.97-105,
2002.
PREIBISCH, T.; GUENTHER, E.; ZINNECKER, H.; STERZIK, M.; FRINK, S.;
ROESER, S. A lithium-survey for pre-main sequence stars in the Upper Scorpius OB
association.
Astronomy and Astrophysics, v.333, p.619-628, 1998.
PREIBISCH, T.; BROWN, A.G.A.; BRIDGES, T.; GUENTHER, E.; ZINNECKER, H.
Exploring the Full Stellar Population of the Upper Scorpius OB Association.
The
Astronomical Journal, v.124, n.1, p. 404-416, 2002.
REES, M. J. Opacity-Limited Hierarchical Fragmentation and the masses of protostars.
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v. 176, p. 483-486, 1976.
SARTORI, M. J.; LÉPINE, J. R. D.; DIAS, W.S. Formation scenarios for the young
stellar associations between galactic longitudes l = 280º - 360º.
Astronomy &
Astrophisics, v. 404, pp.913-926, 2003.
SAUMON, D.; HUBBARD, W. B.; BURROWS, A.; GUILLOT, T.; LUNINE, J. I.;
CHABRIER, G.. A Theory of Extrasolar Giant Planets.
The Astrophysical Journal,
v.460, p.993-1018, 1996.
STEPHENS, D.C.; LEGGETT, S.K. JHK Magnitudes for L and T Dwarfs and Infrared
Photometric Systems.
The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v.
116(815), p. 9-21, 2004.
95
TACHIHARA, K.; MIZUNO, A.; FUKUI, Y.. C
18
O Observations of the dense cloud
cores and star formation in Ophiuchus.
The Astrophysical Journal, v. 528, pp. 817-840,
2000a.
TACHIHARA, K.; ABE, R.; ONISHI, T.; MIZUNO, A.; FUKUI, Y.. Molecular Cloud
around a Runaway O Star
ζ Ophiuchi. Publications of the Astronomical Society of
Japan, v. 52, p. 1147-L1155, and Plate 51-53, 2000b.
TOKUNAGA, A.T.. Infrared Astronomy (cap.7), in: COX, A.N.
Allen´s Astrophysical
Quantities; Fourth Edition, ISBN: 0-387-98746-0. New York, Springer-Verlag, p. 151-
153, 1999.
VERON-CETTY, M.P.; VERON, P. Quasars and Active Galactic Nuclei (12th Ed.).
VizieR On-line Data Catalog: VII/248. Originally published in: Astronomy &
Astrophysics, 2006
VILLAMARIZ, M.R.; HERRERO, A.. Chemical composition of Galactic OB stars. The
fast rotator
ζ Ophiuchi. Astronomy & Astrophysics, v. 442, n.1, p.263-270, 2005.
VRBA, F.J.; MATHIEU, R.D.; STROM, K.M.; STROM, S.E.; GRASDALEN, G.L..
Further Study of the Stellar Cluster embedded in the Ophiuchus Dark Clud Complex.
The
Astrophysical Journal, v. 197, p. 77-84, 1975.
WALTER, F.M.; VRBA, F.J.; MATHIEU, R.D.; BROWN, A.; MYERS P.C.. X-Ray
Sources in Regions of Star Formation. The Low mass star of The Upper Scorpius
Association.
The Astronomical Journal, v. 107, n.2, p. 692-719, 1994.
WILKING, B.A.; MEYER, M.R.; ROBINSON J.G.; GREENE, T.P.; Optical
Spectroscopy of The Surface Population of The
ρ Ophiuchi Molecular Cloud: The First
Wave of Star Formation;
The Astronomical Journal, v. 130, n.4, p. 1733-1751, 2005.
WILLIAMS, P.R.; WOŹNIAK, S.J.; VESTRAND, W.T.; GUPTA, V. Identifying Red
Variables in the Northern Sky Variability Survey.
The Astronomical Journal, v. 128,
n.6, p. 2965-2976, 2004.
ZAPATERO-OSORIO, M.R.; BÉJAR, V.J.S.; MARTÍN, E.L.; REBOLO, R.;
BARRADO Y NAVASCUÉS, D.; BAILER-JONES, C.A.L.; MUNDT, R.. Discovery of
Young, Isolated Planetary Mass Objects in the σ Orionis Star Cluster.
Science, v. 290, i.
5489, p. 103-107, 2000.
96
APÊNDICES
97
APÊNDICE A - CATÁLOGO COM AS PROPRIEDADES DAS 113 FONTES SEPARADAS EM NOSSA REGIÃO DE ESTUDO
#
T
(K)
L
(L
)
R
(R
)
IDADE
(ANOS)
MASSA
(M
)
α
(J2000)
(h m s)
δ
(J2000 - º)
(º ' '')
NOMES DA FONTE
USNO-B1.0
2MASS
Observações
1 2707 (167) 0,4 (0,1) 2,9 (0,7) 5x10
5
0,3 16 39 24,2
-10 48 45,2
0766-0349033
16393323-1321356
Emissão Hα,
Fonte Iras 12 µm
2 2333 (118) 2,8 (0,7) 10,4 (2,3) 10
6
1 16 39 24,2
-13 21 35,7
0791-0302575
16392415-1048451
Emissão Hα
3 2440 (114) 2,2 (0,6) 8,4 (1,8) 10
6
1 16 43 25,8
-10 44 04,6
0792-0305996
16432575-1044046
4 2334 (125) 0,8 (0,2) 5,5 (1,3) 5x10
5
0,5 16 43 32,7 -9 22 39,3
-
16433268-0922393
5 2459 (108) 2,2 (0,6) 8,2 (1,8) 10
6
1 16 43 37,9 -11 22 25,3
-
16433791-1122253
Emissão Hα,
Fonte Iras 12 e
25µm
6 2447 (125) 0,2 (0,1) 2,7 (0,6) 5x10
5
0,1 16 44 22,9 -09 10 47,2
0750-09995755
16442295-0910472
7 2392 (145) 4,3 (1,1) 12,2 (3,0) 10
5
1,5 16 44 33,1 -14 04 08,0
0750-09998865
16443309-1405080
Emissão Hα,
Fonte Iras 12 e
25µm
8 2891 (131) 0,3 (0,1) 2,2 (0,5) 5x10
5
0,1 16 44 47,8 -09 48 26,8
0750-10003304
16444777-0948267
Emissão Hα
9 2728 (83) 0,5 (0,1) 3,1 (0,6) 5x10
5
0,3 16 45 11,7 -09 10 17,9
0750-10009856
16451165-0910178
98
#
t
(K)
L
(L
)
R
(R
)
Idade
(anos)
Massa
(m
)
α
(J2000)
(H M S)
δ
(J2000 - º)
(º ' '')
NOMES da FONTE
USNO-B1.0
2MASS
Observações
10 2697 (138) 0,4 (0,1) 2,9 (0,7) 5x10
5
0,3 16 45 21,3 -09 20 55,2
0750-10012491
16452132-0920552
11 2615 (122) 0,2 (0,1) 2,2 (0,5) 10
5
0,1 16 45 31,9 -09 40 38,8
0750-10015160
16453193-0940388
Emissão Hα
12 1815 (101)
B
1,4 (0,1) 12,0 (1,6) 5x10
5
0,5 16 45 32,4 -11 18 16,5
-
16453242-1118164
Emissão Hα,
Fonte Iras 12 e
25µm
13 2733 (101) 0,5 (0,1) 3,1 (0,6) 5x10
5
0,3 16 45 47,4 -09 24 41,9
0750-10019034
16454744-0924418
14 2795 (124) 1,1 (0,3) 4,6 (1,0) 10
6
0,5 16 45 55,9 -08 52 36,2
0750-10021177
16455593-0852362
Emissão Hα
15 2074 (68) 1,1 (0,3) 8,1 (1,5) 10
5
0,5 16 45 57,6
-14 40 53,9
0750-10021641
16455764-1440538
16 2426 (102) 5,9 (1,5) 13,8 (2,9) 10
6
2 16 45 60,0
-12 37 35,7
-
16455995-1237357
Emissão Hα
17 2987 (143) 2,3 (0,6) 5,7 (1,3) 10
6
1 16 46 05,6
-08 34 49,1
0750-10023670
16460562-0834490
18 2781 (128) 0,4 (0,1) 2,9 (0,6) 5x10
5
0,3 16 46 15,0
-08 25 36,8
0750-10026028
16461503-0825367
19 2715 (153) 5,3 (1,3) 10,4 (2,5) 10
6
1,5 16 46 15,4
-09 41 44,5
0750-10026103
16461538-0941444
Emissão Hα,
Fonte Iras 12µm
20 2271 (127)
B
2,0 (0,1) 9,2 (1,2) 10
6
1 16 46 31,4
-11 47 33,7
0750-10030123
16463144-1147337
Emissão Hα,
Fonte Iras 12 a
100µm
21 2366 (139) 0,9 (0,2) 5,7 (1,4) 5x10
5
0,5 16 46 32,9
-08 22 45,6
0750-10030495
16463286-0822455
Emissão Hα
22 2913 (118) 3,6 (0,9) 7,5 (1,6) 10
6
1,5 16 46 46,8
-08 16 16,2
0750-10033773
16464677-0816161
Emissão Hα
23 2562 (131) 0,4 (0,1) 3,1 (0,7) 5x10
5
0,3 16 46 47,7
-09 29 28,1
0750-10033983
16464768-0929281
Emissão Hα
24 1992 (112) 0,1 (0,0) 2,3 (0,5) 10
5
<0,1 16 46 48,0
-13 58 03,0
-
16464803-1358029
99
#
t
(K)
L
(L
)
R
(R
)
Idade
(anos)
Massa
(m
)
α
(J2000)
(H M S)
δ
(J2000 - º)
(º ' '')
NOMES da FONTE
USNO-B1.0
2MASS
Observações
25
2760 (110) 0,2 (0,1) 2,1 (0,4) 5x10
5
0,3
16 46 55,3
-08 19 08,9
0750-10035781
16465529-0819089
26 1626 (102) 0,1 (0,0) 0,7 (0,2) 10
5
<<0,1 16 46 56,8
-09 37 19,8
-
16465675-0937197
27 2290 (165) 0,4 (0,1) 4,2 (1,1) 5x10
5
0,3 16 46 57,8
-09 28 49,5
0750-10036343
16465780-0928494
28 2534 (126) 0,7 (0,2) 4,4 (1,0) 5x10
5
0,5 16 47 01,3
-10 00 11,7
0750-10037128
16470133-1000116
29 2101 (111) 0,1 (0,0) 1,9 (0,4) 10
5
<0,1 16 47 03,3
-09 31 20,8
0750-10037583
16470326-0931208
30 2285 (119) 1,1 (0,3) 6,8 (1,5) 10
5
0,5 16 47 04,9
-14 44 50,0
0750-10037970
16470492-1444499
Emissão Hα,
Fonte Iras 25 a
100µm
31 1990 (104) 0,1 (0,0) 2,9 (0,7) 10
5
0,1 16 47 05,4
-09 33 15,7
0750-10038092
16470539-0933156
32 1818 (178) 0,1 (0,0) 0,8 (0,2) 10
5
<<0,1 16 47 06,2
-09 37 01,1
-
16470623-0937010
33 2178 (129) 2,7 (0,7) 11,7 (2,9) 10
5
1 16 47 14,6
-09 47 3,9
0750-10040195
16471456-0947038
34 1191 (77) 0,1 (0,0) 2,8 (0,7) 10
5
<0,1 16 47 17,5
-13 58 43,9
-
16471753-1358438
35 2599(84) 3,0(0,8) 8,7(1,6) 10
6
1 16 47 20,4
-09 47 56,8
0750-10041587
16472041-0947567
Emissão Hα
36 2486 (119) 1,1 (0,3) 5,8 (1,3) 5x10
5
0,5 16 47 40,1
-08 58 58,1
0750-10045519
16474014-0858580
37 1678 (109) 0,1 (0,0) 4,2 (1,1)
10
5
0,1 16 47 40,2
-13 59 16,0
-
16474023-1359160
Emissão Hα
38 2032 (117) 0,1 (0,0) 1,1 (0,1)
10
5
<0,1 16 47 40,7
-09 56 26,5
-
16474073-0956264
39 2487 (101) 6,9 (1,7) 14,3 (2,9)
10
6
2 16 47 42,8
-08 51 48,5
-
16474279-0851485
Emissão Hα,
Fonte Iras 12µm
100
#
t
(K)
L
(L
)
R
(R
)
Idade
(anos)
Massa
(m
)
α
(J2000)
(H M S)
δ
(J2000 - º)
(º ' '')
NOMES da FONTE
USNO-B1.0
2MASS
Observações
40 3000 (137) 2,1 (0,5) 5,4 (1,2)
10
6
1 16 47 43,8
-10 22 12,0
0750-10046264
16474383-1022119
41 1464 (169) 0,1 (0,0) 1,3 (0,5)
10
5
<0,1 16 47 50,8
-11 57 10,7
-
16475075-1157107
42 2541(106) 0,1(0,0) 1,4(0,3)
10
5
>0,1 16 47 53,0
-10 07 44,7
0750-10048117
16475303-1007447
43 2066(100) 0,4(0,1) 5,3(1,2) 5x10
5
0,3 16 48 02,7
-12 57 54,0
0750-10049943
16480267-1257540
44 2037 (134) 0,1 (0,0) 2,3 (0,6)
10
5
0,1 16 48 02,9
-10 53 10,2
0750-10049987
16480286-1053101
45 2064 (113) 0,2 (0,1) 3,6 (0,8)
10
5
0,1 16 48 04,7
-11 01 30,7
0750-10050324
16480470-1101307
46 2020 (100) 0,2 (0,1) 3,8 (0,9) 10
6
0,1 16 48 05,1
-09 57 54,1
0750-10050419
16480511-0957540
47 1911 (129) 0,2 (0,0) 4,1 (0,9) 10
5
0,1 16 48 09,2
-10 59 53,7
-
16480919-1059537
48 1772 (96) 1,5 (0,4) 13,0 (3,0) 5x10
5
0,5 16 48 09,3
-13 02 57,2
0750-10051210
16480931-1302571
49 2007 (69) 3,2 (0,8) 15,0 (2,9) 5x10
5
1 16 48 09,9
-14 14 09,1
0750-10051322
16480987-1414091
Fonte Iras 25 a
100µm
50 2263 (119) 0,1 (0,0) 2,1 (0,5) 10
5
0,1 16 48 10,1
-10 00 11,7
0750-10051363
16481010-1000117
51 1875 (148) 0,1 (0,0) 1,0 (0,3) 10
5
<<0,1 16 48 10,1
-11 01 56,9
-
16481014-1101568
52 2488 (126) 0,2 (0,0) 2,4 (0,5) 5x10
5
0,1 16 48 12,9
-10 24 56,4
0750-10051903
16481286-1024564
53 1909 (101) 0,1 (0,0) 2,4 (0,6) 10
5
<0,1 16 48 14,8
-10 03 48,0
-
16481482-1003480
54 2677 (74) 1,1 (0,3) 4,9 (0,9) 10
5
0,5 16 48 14,9
-09 36 35,6
0750-10052318
16481490-0936356
Emissão Hα
55 2475 (111) 0,1 (0,0) 1,3 (0,3)
10
5
<0,1 16 48 16,5
-10 08 05,2
0750-10052657
16481650-1008052
Emissão Hα
101
#
t
(K)
L
(L
)
R
(R
)
Idade
(anos)
Massa
(m
)
α
(J2000)
(H M S)
δ
(J2000 - º)
(º ' '')
NOMES da FONTE
USNO-B1.0
2MASS
Observações
56 1691 (149) 0,1 (0,0) 2,9 (0,9)
10
5
<0,1 16 48 16,7
-13 04 57,5
-
16481670-1304574
57 2071 (100) 0,1 (0,0) 1,4 (0,3)
10
5
<0,1 16 48 16,9
-13 00 53,5
0750-10052716
16481686-1300535
58 1944 (121) 0,1 (0,0) 1,1 (0,3)
10
5
<0,1 16 48 17,0
-11 40 40,6
-
16481702-1140405
59 2095 (50) 0,1 (0,0) 2,2 (0,4)
10
5
0,1 16 48 17,6
-14 11 09,0
-
16481763-1411090
Emissão Hα
60 1901 (103) 0,1 (0,0) 1,2 (0,3)
10
5
<0,1 16 48 21,4
-11 09 21,2
-
16482140-1109212
Emissão Hα,
Fonte Iras 12 e
25µm
61 2163 (6)
B
0,1 (0,0) 0,2 (0,0)
10
5
<<0,1 16 48 22,8
-11 09 42,7
-
16482275-1109427
62 2392 (119) 3,2 (0,8) 10,5 (2,4) 10
6
1 16 48 25,6
-10 32 31,4
0750-10054572
16482563-1032313
Emissão Hα,
Fonte Iras 12 e
25µm
63 2174 (94) 0,4 (0,1) 4,4 (0,9) 5x10
5
0,1 16 48 26,1
-14 01 52,4
-
16482607-1401523
64 2409 (85) 0,5 (0,1) 4,1 (0,8) 5x10
5
0,3 16 48 29,6
-09 11 01,7
0750-10055400
16482958-0911016
65 2656 (105) 0,8 (0,2) 4,1 (0,8) 5x10
5
0,5 16 48 41,5
-10 14 08,5
0750-10057786
16484149-1014084
66 2358 (129) 0,1 (0,0) 2,0 (0,5) 5x10
5
0,1 16 48 42,4
-09 50 41,2
0750-10057950
16484237-0950411
67 2148 (90) 1,0 (0,2) 7,3 (1,5) 5x10
5
0,5 16 48 42,6
-14 25 12,7
0750-10057993
16484263-1425126
68 2600 (123) 0,1 (0,0) 1,2 (0,3) 10
5
>0,1 16 48 45,1
-09 51 08,1
-
16484505-0951080
69 1885 (119) 0,2 (0,1) 4,7 (1,2) 5x10
5
0,1 16 48 47,1
-14 19 09,3
-
16484705-1419092
102
#
t
(K)
L
(L
)
R
(R
)
Idade
(anos)
Massa
(m
)
α
(J2000)
(H M S)
δ
(J2000 - º)
(º ' '')
NOMES da FONTE
USNO-B1.0
2MASS
Observações
70 2124 (139) 0,6 (0,1) 5,7 (1,5) 5x10
5
0,3 16 48 49,6
-14 05 11,6
0750-10059348
16484963-1405115
71 2447 (118) 0,3 (0,1) 3,0 (0,7) 5x10
5
0,1 16 48 56,4
-09 12 49,3
0750-10060730
16485635-0912492
72 2989 (110) 0,5 (0,1) 2,6 (0,5) 10
5
0,3 16 49 13,8
-09 09 05,3
0750-10064319
16491377-0909053
73 2054 (88) 0,3 (0,1) 4,2 (0,9) 5x10
5
0,1 16 49 15,0
-10 43 06,6
0750-10064549
16491499-1043065
74 2153 (72) 0,3 (0,1) 4,1 (0,8) 10
5
0,1 16 49 29,2
-09 10 00,7
0750-10067478
16492920-0910007
75 3325 (112) 2,1 (0,5) 4,4 (0,8) 10
6
1 16 49 30,7
-08 50 55,7
0750-10067769
16493066-0850557
Emissão Hα
76 2785 (129) 0,1 (0,0) 1,6 (0,4) 5x10
5
0,1 16 49 31,5
-10 15 13,2
0750-10067927
16493145-1015132
Emissão Hα
77 2724 (121) 0,1 (0,0) 1,5 (0,3) 5x10
5
0,1 16 49 33,8
-08 31 42,0
0750-10068403
16493377-0831419
78 2593 (131) 0,1 (0,0) 1,7 (0,4) 5x10
5
0,1 16 49 37,4
-10 16 21,4
0750-10069153
16493739-1016214
Emissão Hα
79 2877 (129) 0,6 (0,1) 3,1 (0,7) 510
5
0,3 16 49 49,7
-09 42 30,2
0750-10071856
16494972-0942301
80 2712 (121) 4,1 (1,0) 9,3 (2,0) 10
6
1,5 16 49 50,7
-10 6 48,7
0750-10072076
16495074-1006486
Emissão Hα,
Fonte Iras 12 a
100µm
81 2680 (99) 0,6 (0,2) 3,6 (0,7) 5x10
5
0,3 16 49 53,1
-08 58 40,0
0750-10072588
16495314-0858399
Emissão Hα
82 2710 (101) 0,3 (0,1) 2,6 (0,5) 5x10
5
0,1 16 49 55,1
-10 03 32,1
0750-10073056
16495512-1003321
83 1910 (136) 0,1 (0,0) 0,2 (0,1) 10
5
<<0,1 16 50 07,2
-10 45 31,5
-
16500715-1045315
84 2242 (106) 0,1 (0,0) 1,9 (0,4) 10
5
<0,1 16 50 10,7
-10 13 24,7
0750-10076535
16501074-1013247
103
#
t
(K)
L
(L
)
R
(R
)
Idade
(anos)
Massa
(m
)
α
(J2000)
(H M S)
δ
(J2000 - º)
(º ' '')
NOMES da FONTE
USNO-B1.0
2MASS
Observações
85 2483 (63)
B
6,0 (0,2) 13,4 (0,9) 10
6
2 16 50 11,5
-10 39 54,6
0750-10076687
16501148-1039545
Emissão Hα,
Fonte Iras 12 a
100µm
86 2274 (123) 2,1 (0,5) 9,5 (2,2) 10
6
1 16 50 12,2
-10 30 23,4
0750-10076873
16501224-1030234
Fonte Iras 12µm
87 3063 (188) 1,6 (0,4) 4,6 (1,1) 10
6
1 16 50 14,3
-09 58 18,8
0750-10077380
16501431-0958187
Emissão Hα
88 2410 (106) 0,5 (0,1) 4,2 (0,9) 5x10
5
0,3 16 50 23,1
-09 50 25,0
0750-10079420
16502305-0950250
89 2513 (143) 0,4 (0,1) 3,2 (0,8) 5x10
5
0,1 16 50 47,0
-09 52 59,3
0750-10085332
16504702-0952592
90 2187 (186) 0,1 (0,0) 0,2 (0,1) 10
5
<<0,1 16 50 53,7
-13 02 45,8
-
16505367-1302457
91 2877 (89) 0,8 (0,2) 3,7 (0,7) 5x10
5
0,5 16 50 56,0
-09 11 02,4
0750-10087779
16505602-0911024
Emissão Hα
92 2659 (90) 0,7 (0,2) 3,9 (0,8) 5x10
5
0,3 16 51 07,7
-09 59 01,3
0750-10090844
16510765-0959012
93 2239 (81) 4,1 (1,0) 13,6 (2,7) 10
6
1,5 16 51 11,4
-11 46 57,9
0750-10091801
16511144-1146579
Emissão Hα,
Fonte Iras 12 e
25µm
94 2559 (179) 0,4 (0,1) 3,3 (0,9) 5x10
5
0,3 16 51 29,0
-12 52 56,6
0750-10096260
16512895-1252506
Emissão Hα
95 2256 (101) 3,8 (1,0) 12,9 (2,8) 10
6
1 16 51 29,2
-10 38 45,1
0750-10096345
16512923-1038451
Emissão Hα
96 2873 (134) 0,3 (0,1) 2,4 (0,5) 5x10
5
0,3 16 51 41,2
-09 11 11,0
0750-10099354
16514122-0911110
Emissão Hα
97 2514 (146)
B
7,0 (0,3) 14,0 (1,9)
10
6
1,5 16 51 45,9
-12 59 12,7
0750-10100571
16514587-1259126
Emissão Hα,
Fonte Iras 12 a
100µm
98 2227 (137) 0,1 (0,0) 1,2 (0,3)
10
5
<0,1 16 51 52,6
-09 06 09,2
0750-10102300
16515261-0906091
104
#
t
(K)
L
(L
)
R
(R
)
Idade
(anos)
Massa
(m
)
α
(J2000)
(H M S)
δ
(J2000 - º)
(º ' '')
NOMES da FONTE
USNO-B1.0
2MASS
Observações
99 2722 (102) 0,1 (0,0) 1,8 (0,4) 5x10
5
0,1 16 52 00,8
-09 00 09,0
0750-10104419
16520080-0900089
100 2838 (115) 1,7 (0,4) 5,5 (1,1)
10
6
1 16 52 25,1
-09 16 34,8
0750-10110829
16522513-0916347
Emissão Hα
101 2244 (55) 1,3 (0,3) 7,6 (1,3)
10
5
0,5 16 52 25,6
-11 29 00,8
0750-10110934
16522556-1129007
102 1769 (184) 0,1 (0,0) 0,3 (0,1)
10
5
<<0,1 16 52 44,0
-10 07 00,8
-
16524395-1007007
103 1952 (32)
B
6,9 (0,2) 23,2 (1,1) 5x10
5
2 16 53 43,3
-10 14 55,6
0750-10131764
16534328-1014555
Emissão Hα,
Fonte Iras 12 e
25µm
104 2313 (119) 3,2 (0,8) 11,3 (2,6)
10
6
1 16 53 58,7
-11 15 57,0
0750-10136079
16535868-1115569
105 2234 (115)
B
5,5 (0,2) 15,7 (1,9)
10
6
2 16 53 59,9
-09 25 21,5
0750-10136437
16535990-0925214
Emissão Hα,
Fonte Iras 12 e
25µm
106 2178 (41)
B
3,2 (0,1) 12,6 (0,7)
10
6
1 16 54 03,2
-10 42 37,3
0750-10137376
16540316-1042372
Emissão Hα,
Fonte Iras 12 a
100µm
107 2330 (128) 2,2 (0,5) 9,2 (2,2)
10
6
1 16 54 08,2
-12 54 12,8
0750-10138778
16540824-1254128
Emissão Hα,
Fonte Iras 12 e
25µm
108 1881 (192) 0,1 (0,0) 0,2 (0,1)
10
5
<<0,1 16 54 48,8
-10 43 17,9
-
16544882-1043179
109 2454 (380) 0,1 (0,0) 0,4 (0,1)
10
5
<<0,1 16 55 18,8
-10 52 28,5
-
16551884-1052285
110 2318 (113) 5,3 (1,3) 14,4 (3,2)
10
6
1,5 16 56 11,3
-10 43 41,6
0750-10176012
16561128-1043415
111 2248 (61) 1,3 (0,3) 7,6 (1,4) 5x10
5
0,5 16 56 16,4
-9 48 53,0
-
16561637-0948530
Emissão Hα
112 2019 (152) 0,1 (0,0) 0,2 (0,1)
10
5
<<0,1 16 57 20,0
-10 10 23,8
-
16572001-1010237
105
#
t
(K)
L
(L
)
R
(R
)
Idade
(anos)
Massa
(m
)
α
(J2000)
(H M S)
δ
(J2000 - º)
(º ' '')
NOMES da FONTE
USNO-B1.0
2MASS
Observações
113 2083 (200) 0,1 (0,0) 0,2 (0,1)
10
5
<<0,1 16 57 41,9
-11 09 42,7
-
16574185-1109427
OBS: para a T, L e R, os erros estão colocados entre parênteses. Os valores das idades e das massas foram estimados através do Diagrama Luminosidade × Temperatura
(Fig 4.8), sendo apenas para se ter uma idéia da ordem de grandeza. O índice
B
na temperatura indica que ela foi estimada através da temperatura bolométrica.
106
APÊNDICE B - CATÁLOGO COM AS PROPRIEDADES DAS 3 FONTES SEPARADAS EM NOSSA REGIÃO DE ESTUDO
#
T (K) L (L
) R (R
)
IDADE
(anos
)
MASSA
(M
)
α
(J2000 - º)
(h m s)
δ
(J2000 - º)
(º ' '')
NOMES DA FONTE
USNO-B1.0
2MASS
Observações
1
161 (0,9)
B
6,9 (0,3) 482 (154) 10
5
1 16 43 27,3 -14 12 00,2
-
16432728-1412001
Emissão Hα, Fonte Iras
12 a 100mm, um dos 3
candidatos
avermelhados
2 79 (2,0)
B
3,8 (0,2) 643 (74) 10
5
1 16 46 58,3 -09 35 19,7
0804-0332639
16465826-0935197
Emissão Hα, Fonte Iras
12 a 100µm, um dos 3
candidatos
avermelhados
3 1366 (99,0)
B
1,8 (0,1) 25 (5) 5x10
5
1 16 49 42,7 -08 55 31,6
0810-0312571
16494270-0855315
Emissão Hα, Fonte Iras
12 e 25µm, um dos 3
candidatos
avermelhados
OBS: para a T, L e R, os erros estão colocados entre parênteses. Os valores das idades e das massas foram estimados através do Diagrama Luminosidade × Temperatura
(Fig 4.8), sendo apenas para se ter uma idéia da ordem de grandeza. O índice
B
na temperatura indica que ela foi estimada através da temperatura bolométrica.
107
APÊNDICE C - FONTES DO CATÁLOGO HIPPARCOS COM PARALAXE PRÉ-DEFINIDA
N
α
(J2000 - º)
(h m s)
δ
(J2000 - º)
(º m s)
Nome do
objeto
HIP
π (m.s.a.) σ π (m.s.a.)
Relação S/R
1 16 36 21.69 -12 56 03.7
81302
9,2 1,0 9,0
2 16 37 29.93 -11 52 11.2
81400
7,3 1,3 5,8
3 16 39 11.84 -12 20 09.0
81532
5,7 1,7 3,4
4 16 41 42.71 -13 21 45.7
81735
7,9 1,5 5,2
5 16 42 35.43 -11 10 28.5
81812
6,8 1,4 4,9
6 16 43 18.72 -14 02 05.4
81870
16,1 1,1 14,5
7 16 43 47.53 -14 02 28.2
81905
27,0 1,1 25,0
8 16 45 35.71 -10 55 24.9
82047
14,5 1,5 9,9
9 16 46 22.80 -09 02 03.2
82112
24,2 1,0 24,6
10 16 46 47.14 -13 20 19.5
82134
12,6 1,9 6,8
11 16 47 33.32 -10 31 19.2
82197
11,3 1,9 5,8
12 16 48 57.61 -09 55 19.6
82298
5,3 1,3 4,0
13 16 48 59.82 -08 55 47.7
82303
6,5 1,6 4,0
14 16 49 49.97 -10 46 58.1
82369
11,0 0,9 12,4
15 16 49 58.51 -13 04 46.5
82374
9,0 1,1 8,4
16 16 49 58.51 -13 04 46.5
82374
7,6 2,3 3,3
17 16 50 05.21 -12 23 13.9
82388
10,0 1,4 6,9
18 16 50 28.85 -11 18 55.6
82409
13,0 0,8 15,5
19 16 50 57.59 -08 36 17.9
82448
5,5 1,0 5,4
20 16 51 16.16 -13 35 50.6
82472
5,2 1,7 3,1
21 16 51 25.17 -12 41 58.5
82481
7,9 1,2 6,5
22 16 53 33.98 -10 45 12.2
82642
10,0 1,2 8,5
23 16 54 40.22 -11 47 32.8
82737
7,4 2,1 3,5
24 16 55 12.60 -11 18 20.1
82794
10,2 1,1 9,5
25 16 55 28.98 -11 53 32.9
82815
11,3 1,2 9,3
26 16 56 44.55 -10 57 05.0
82921
7,0 1,1 6,2
27 16 57 26.00 -10 57 47.4
82979
14,5 1,5 9,9
28 16 58 12.22 -10 32 44.6
83048
8,2 1,2 6,6
108
APÊNDICE D - LOCAL DE OCUPAÇÃO
O diagrama HR foi o resultado de trabalhos efetuados de forma independente por
Ejnar Hertzsprung, dinamarquês, em 1911 e por Henry Norris Russell, norte-americano, em
1914. Eles relacionaram em um gráfico a luminosidade de algumas estrelas observadas com
as temperaturas que as mesmas apresentavam. Concluíram que as estrelas não apresentavam
uma distribuição uniforme, mas se agrupavam em regiões bem definidas. Embora o diagrama
HR seja elaborado com a luminosidade bolométrica e temperatura efetiva das estrelas, ele
também pode ser elaborado com uma magnitude ou índice de cor que represente a
luminosidade bolométrica e um índice de cor que represente a temperatura efetiva.
Os diagramas cor-cor e cor-magnitude apresentam loci específicos para as estrelas da
seqüência principal, estrelas gigantes, estrelas supergigantes e anãs, a exemplo do diagrama
HR, uma vez que as características físicas das estrelas, como temperatura, raio e luminosidade
não estão distribuídas aleatoriamente na natureza.
Em um diagrama HR, a seqüência principal é a faixa larga de estrelas que vai do
canto superior esquerdo até o canto inferior direito, e é onde encontra-se a imensa maioria das
estrelas, visto que elas permanecem aproximadamente 90% do tempo total da vida nesta
região do diagrama, até que o Hidrogênio em seu núcleo comece a se esgotar.
Também podemos estabelecer os loci das estrelas de seqüência principal e das
gigantes vermelhas nos diagramas cor-cor e cor-magnitude no infravermelho próximo,
utilizando as magnitudes absolutas (TOKUNAGA, 1999). Nestes diagramas foram
posicionados, além das fontes obtidas no catálogo 2MASS, as regiões de ocupação da
seqüência principal (área hachurada em preto – ver Figura 2.2), gigantes vermelhas (área
hachurada em vermelho), anãs tipos T (área hachurada em verde) e anãs tipo L (área
109
hachurada em laranja). Para as magnitudes e índices de cor das anãs, utilizamos os valores de
STEPHENS & LEGGETT (2004).
Embora tenhamos as magnitudes e índices de cor conforme os tipos espectrais,
desconhecemos as distâncias. Elas afetarão não só a magnitude aparente, como também os
índices de cor, uma vez que a extinção interestelar ordinária estará presente. Em nosso
trabalho utilizamos a média de extinção de A
V
= 1,25 mag/kpc, uma vez que os inúmeros
valores disponíveis na literatura variam entre A
V
= 1 e 1,5 mag/kpc, dependendo da direção
galáctica observada. A lei de extinção interestelar utilizada foi a de CARDELLI, CLAYTON
& MATHIS (1989). As magnitudes aparentes foram calculadas conforme o quadro abaixo:
Magnitudes aparentes:
h = H + 5 log D – 5 +A
H
j = J + 5 log D – 5 +A
J
k = K + 5 log D – 5 +Ak
h, j, k = magnitudes aparentes
H, J, K = magnitudes absolutas
D = distância (pc)
A
J,H,K
= extinção na banda
Índices de cor aparentes:
(j – h) = (J – H) + (A
J
– A
H
)
(h – k) = (H – K) + (A
H
– A
K
)
Lei da extinção do meio interestelar:
A
J
= 0,27A
V
A
H
= 0,165A
V
A
K
= 0,1A
V
A
V
= αD
α = constante → de 1 a 1,5 mag/kpc →
α
deste trabalho
= 1,25 mag/kpc
Como exemplo de cálculo de área de ocupação nos diagramas cor-magnitude e cor-
cor, mostramos como obter o locus das estrelas de seqüência principal no diagrama H×(J–H),
na Figura D.1. As magnitudes e índices absolutos dos tipos espectrais foram considerados a
10 pc. Na medida que aumentamos a distância, a seqüência principal vai descrevendo uma
área (em cinza). As magnitudes aparentes aumentam em função da própria distância (fator
5·log D) e da extinção ordinária do meio interestelar (que aumenta linearmente com a
distância). Já os índices de cor aparentes aumentam apenas em função da extinção ordinária
do meio interestelar. Nenhum efeito de nuvens interestelares na linha de visada é considerado,
o que afeta sobretudo, a área de ocupação dos diagramas cor-magnitude.
110
O7V
O9V
O9.5V
B0V
B1V
B3V
B5V
B7V
B8V
B9V
A0V
A2V
A7V
F0V
F5V
F7V
G0V
G6V
K0V
K4V
K5V
M0V
M1V
M2V
M3V
M4V
M5V
M6V
M6.5V
M7V
M7.5V
-1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0
18
16
14
12
10
8
6
4
2
0
-2
-4
-6
10 pc
50 pc
500 pc
5.000 pc
7.500 pc
10.000 pc
Magnitude Aparente H
(J - H) (mag)
Figura D.1 – Diagrama cor-magnitude (H×(J-H)) mostrando o processo de construção do locus de ocupação das
estrelas da Seqüência Principal (área cinza). A seqüência principal intrínseca (em 10pc) é mostrada, com os
diversos tipos espectrais. Outras seqüências principais são mostradas para 5 distâncias diferentes (50, 500, 5000,
7500 e 10000 pc), com suas posições afetadas pela distância e extinção interestelar ordinária. Este processo não
considera a presença de nuvens interestelares. A linha pontilhada indica o limite inferior considerado para as
magnitudes do catálogo 2MASS.
As regiões de ocupação para diversas classes de luminosidade foram demarcadas de
forma semelhante, considerando-se as magnitudes e índices intrínsecos; distâncias crescentes
e extinção interestelar comum. Os resultados são mostrados na Figura D.2. Nela aparecem as
regiões de ocupação da seqüência principal (área hachurada em preto), gigantes vermelhas
111
(área hachurada em vermelho), anãs tipos T (área hachurada em verde) e anãs tipo L (área
hachurada em laranja) nos diagramas cor magnitude H×(J-H) e K×(H-K) e cor-cor
(J-H)×(H-K):
-1.0 -0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
H (mag)
(J - H) (mag)
-1.0 -0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
K (mag)
(H - K) (mag)
-1.0 -0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0
-1.0
-0.5
0.0
0.5
1.0
1.5
2.0
2.5
3.0
(J - H) (mag)
(H - K) (mag)
Figura D.2 – Diagramas H×(J-H), K×(H-K) e (J-H)×(H-K), com as regiões de ocupação de 4 classes de
luminosidade: área hachurada em preto para a seqüência principal, área hachurada em vermelho para as gigantes
vermelhas, área hachurada em laranja para as anãs tipo L e área hachurada em verde para as anãs tipo T.
112
APÊNDICE E - CÁLCULO DO FATOR MULTIPLICATIVO PARA A
LUMINOSIDADE
Considerando que o fluxo de uma fonte com luminosidade L
*
e raio R
*
é dado por:
2
*
*
*
4
)(
R
L
RF
π
=
Então, a luminosidade da fonte pode ser obtida do fluxo observado:
∫
==
νππ
ν
dSDFDL
obs
22
*
44
onde
D é a distância até a fonte e S
ν
é a densidade de fluxo observada. Se considerarmos que
D = 116 pc, que é a distância média considerada em nosso trabalho para a região analisada
(1 pc = 3,086×10
16
m); que S
ν
é dado em Jansky (1 Jy = 10
-26
W/m
2
/Hz); que
ν
é dado em
unidades de 10
14
Hz; e que 1 L~ = 3,9×10
26
W, então:
()
∫
⋅⋅
×
⋅
⋅×⋅⋅⋅=
−
−
14Jy
26
1426
2
16
*
109,3
1010
10086,31164
νπ
ν
dSL (L~)
que simplificado, fica:
∫
⋅⋅=
− 14Jy*
413,0
ν
ν
dSL (L~)
Livros Grátis
( http://www.livrosgratis.com.br )
Milhares de Livros para Download:
Baixar livros de Administração
Baixar livros de Agronomia
Baixar livros de Arquitetura
Baixar livros de Artes
Baixar livros de Astronomia
Baixar livros de Biologia Geral
Baixar livros de Ciência da Computação
Baixar livros de Ciência da Informação
Baixar livros de Ciência Política
Baixar livros de Ciências da Saúde
Baixar livros de Comunicação
Baixar livros do Conselho Nacional de Educação - CNE
Baixar livros de Defesa civil
Baixar livros de Direito
Baixar livros de Direitos humanos
Baixar livros de Economia
Baixar livros de Economia Doméstica
Baixar livros de Educação
Baixar livros de Educação - Trânsito
Baixar livros de Educação Física
Baixar livros de Engenharia Aeroespacial
Baixar livros de Farmácia
Baixar livros de Filosofia
Baixar livros de Física
Baixar livros de Geociências
Baixar livros de Geografia
Baixar livros de História
Baixar livros de Línguas
Baixar livros de Literatura
Baixar livros de Literatura de Cordel
Baixar livros de Literatura Infantil
Baixar livros de Matemática
Baixar livros de Medicina
Baixar livros de Medicina Veterinária
Baixar livros de Meio Ambiente
Baixar livros de Meteorologia
Baixar Monografias e TCC
Baixar livros Multidisciplinar
Baixar livros de Música
Baixar livros de Psicologia
Baixar livros de Química
Baixar livros de Saúde Coletiva
Baixar livros de Serviço Social
Baixar livros de Sociologia
Baixar livros de Teologia
Baixar livros de Trabalho
Baixar livros de Turismo
