( PDF ) Confirmação da natureza de candidatas Herbig Ae/Be: comparação com a fase pós-ramo assintótico das gigantes

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Confirmação da natureza de candidatas Herbig Ae/Be:

comparação com a fase pós-ramo assintótico das gigantes

Rodrigo Georgétti Vieira

Orientadora: Profa. Dra. Jane C. Gregorio Hetem

Dissertação apresentada ao Instituto de Astronomia, Geofísica e

Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo como requisito

parcial para a obtenção do título de Mestre em Ciências.

Área: Astronomia

São Paulo

2007

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Vieira, Rodrigo Georgétti

Estrelas do PDS candidatas a pós-AGB

/Rodrigo Georgétti Vieira – São Paulo 2007 – 151p.

Dissertação (Mestrado) – Instituto de Astronomia, Geofísica e

Ciências Atmosféricas, 2007.

Orientador(a): Profa. Dra. Jane C. Gregorio Hetem

1. Estrelas pós-AGB. 2. Estrelas de pré-seqüência principal. 3. Envoltórios circunstelares

I. Título.

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Agradecimentos

Eu agradeço

ao Wilton pelos cafés e conselhos em uma época difícil

ao Adão por ter me mostrado o prazer de olhar para o céu

aos meus pais, por sempre terem me apoiado no caminho que eu escolhi

à Jane, por toda atenção e por tudo que ela me ensinou (não só Astronomia)

aos meus amigos, velhos e novos, de quem eu gosto tanto e que tanto me ajudaram

Resumo

Este trabalho tem o objetivo de estudar a natureza de uma amostra de 27 objetos observados no Pico

dos Dias Survey (PDS), uma busca por estrelas jovens. O critério de seleção empregado nesta busca, baseado

nas cores IRAS, levou à observação não só de objetos jovens, mas também a estrelas em estágios evolutivos

mais avançados, além de outros objetos interessantes. O excesso de emissão no infravermelho distante revela

uma característica da poeira contida no material envoltório do objeto que é comum tanto a estrelas embebidas

de natureza jovem quanto a objetos que já deixaram a seqüência principal e sofrem um processo severo de

perda de massa.

Desta forma, pretende-se explorar ao máximo os possíveis indicadores do estágio evolutivo destes

objetos presentes na literatura, tais como as fotometrias na faixa do óptico; infravermelho próximo, médio e

distante; distribuição espacial e possível associação com complexos de formação estelar e características

espectrais disponíveis.

Outro passo importante na direção de nosso objetivo é a modelização do envoltório circunstelar de

poeira destes objetos, a exemplo de Gauba & Parthasarathy (2004). Este modelo será gerado pelo código

DUSTY (Ivezic et al. 1999), que reproduz a distribuição espectral de energia (SED) emergente do objeto a

partir dos cálculos do transporte radiativo no ambiente deste envoltório. Os parâmetros de ajuste deste

modelo são as características físicas do envelope, tais como profundidade óptica, perfil radial de densidade, e

temperatura na superfície interna do envoltório.

Abstract

This work aims to study the nature of a sample of 27 objects observed at the Pico dos Dias Survey

(PDS), a search for young stars. The selection criteria adopted on this search, based on IRAS colours, has led

us not only to the detection of young objects, but also of stars in more evolved stages of evolution, besides

another interesting objects. The excess on the far-infrared emission reveals a feature of the dust present in the

stellar envelope wich is common to both young stars and objects which have already left the main sequence

and are suffering a severe mass-loss process.

In this manner, we intend to explore all the possible indicators of the evolutive stage of these objects

present on the literature, such as photometric data in the optical, photometry in the near, medium and far-

infrared, spacial distribution with possible association to star forming complexes and the available spectral

information.

Another important step towards our aim is the modeling of the dusty circumstellar environment of

these objects. We will confront the models generated by the DUSTY code (Ivezic et al. 1999) with those by

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

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

circumstellar structure. The fitting parameters of these models will determine the physical quantities wich

characterize the envelope, such as optical depth, radial density profile and temperature on the inner boundary

layer of the envelope.

Sumário

Lista de Figuras i

Lista de Tabelas vi

Lista de Acrônimos ix

1 Introdução 1

1.1 As estrelas do tipo Herbig Ae/Be 4

1.1.1 Classificação de acordo com a distribuição de energia das Herbig Ae/Be 8

1.1.2 Proposta de cenário evolutivo 14

1.1.3 Considerações finais sobre as Herbig Ae/Be 17

1.2 As estrelas na fase pós-AGB 18

1.2.1 O ramo assintótico das gigantes 21

1.2.2 A fase de nebulosa planetária jovem 25

1.2.3 Classificação das pós-AGB de acordo com a distribuição de energia 28

1.2.4 Estudo do cenário evolutivo das pós-AGB no diagrama de cores IRAS 31

1.3 Identificação através das cores no infravermelho 33

2 O Pico dos Dias Survey 39

2.1 Objetivos 40

2.2 Metodologia 41

2.3 Resultados obtidos pelo PDS 41

2.4 A deteccão de estrelas jovens de massa intermediária 42

2.5 Henize 3-1475 43

2.6 Classificação segundo a distribuição espectral de energia 44

2.7 Critérios de seleção da amostra 47

3 Associação com nuvens moleculares 49

4 Análise dos dados observacionais 63

4.1 Espectroscopia e fotometria ópticas 63

4.2 Espectroscopia infravermelha 66

4.3 Fotometria infravermelha 68

4.4 Correção de Extinção 70

4.5 Classificação segundo as distribuições espectrais de energia 74

4.6 Diagramas de cores 82

4.6.1 Cores no óptico 82

4.6.2 Cores no infravermelho próximo 85

4.6.3 Cores no infravermelho médio e distante 87

5 Modelos de Envoltórios 89

5.1 O código de transferência radiativa 90

5.2 Modelo de disco mais envoltório 94

6 Conclusões 105

7 Perspectivas 109

Referências Bibliográficas 111

Apêndices

Apêndice A: Imagens IRAS em 100 μm 119

Apêndice B: Espectros obtidos pelo PDS 131

Apêndice C: Algoritmos genéticos 149

Lista de Figuras

1.1: Posição da amostra de Hillenbrand et al. (1992) no diagrama de cor-magnitude absoluta.

A linha cheia representa a idade zero de seqüência principal (ZAMS) calculada por Morton &

Adams (1968) e por Balona & Feast (1975). p. 8

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

representam as observações terrestres, enquanto os vazios representam os fluxos IRAS. A

linha cheia representa a SED de uma estrela padrão apropriada para cada tipo espectral. A

linha pontilhada presente nos exemplos de SED do Grupo I representam o melhor ajuste do

modelo de disco proposto (lei de potência). p. 10

1.3: Excesso (V – 12 m) em função da temperatura efetiva da amostra estudada porμ

Hillenbrand et al. (1992). As estrelas Be clássicas foram extraídas da compilação de Coté &

Waters (1987). p. 12

1.4: Distribuição da amostra de Malfait et al. (1998) no diagrama de cores no IR próximo e IR

médio. A linha tracejada representa a proposta de cenário evolutivo apresentada naquele

trabalho. Os números referem-se a objetos específicos da amostra. p. 15

1.5: Cenário evolutivo proposto por Malfait et al. (1998) baseado no perfil das SEDs. p. 16

1.6: Trajetória evolutiva de uma estrela de 2 M

⊙

de metalicidade solar (linha vermelha). A

linha azul representa a evolução de uma estrela com as mesmas caracterísitcas que sofre um

pulso térmico final bastante tardio (evolução do tipo born-again), deslocada de -0,2 nesta

escala de temperatura e de -0,5 nesta escala de luminosidade. Os valores expressos ao lado de

cada fase representam o logaritmo do tempo de sua duração aproximada (em anos). Esta

figura é adaptada do artigo de revisão de Herwig (2005). p. 19

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

deslocados na ordenada de acordo com sua profundidade óptica em 10 μm. Espera-se que

esta se correlacione com a taxa de perda de massa, mostrando portanto a dependência do

perfil exibido pelo silicato como função desta. p. 23

1.8: Evolução da taxa de perda de massa e da distribuição de energia, respectivamente, para

uma estrela AGB após o pulso térmico final (Steffen et al. 1998). São exibidas as SEDs

relativas aos instantes de tempo especificados na curva evolutiva da perda de massa com o

tempo. As linhas tracejadas representam os espectros intrísecos da estrela central, para cada

uma das temperaturas efetivas especificadas na legenda da figura. p. 25

1.9: SED de IC 2448, uma jovem PN. A linha pontilhada representa o modelo da emissão

contínua ligado-livre e livre-livre; a tracejada corresponde a emissão livre-livre extrapolada

das medidas em rádio; a curva descontínua da esquerda representa a emissão fotosférica e a

ponto-tracejada da direita constitui a emissão do envoltório remanescente da fase AGB. Os

vários pontos representam observações feitas do solo e tomadas pelo satélite IRAS (Zhang &

Kwok 1991). p. 26

1.10: Objetos pertencentes às categorias de PPN propostas por van der Veen et al. (1989): (a)

Classe I: IRAS19386+0155; (b) Classe II: IRAS19067+0811, (c) Classe III: IRAS 17047-

5660. Adaptado da Figura 4 de van der Veen et al. (1989). p. 29

1.11: SED da fonte IRAS19386+0155, uma pós-AGB, representante da Classe I proposta por

van der Veen et al. (1989). As curvas teóricas foram calculadas adotando-se o modelo

proposto por Gregorio-Hetem & Hetem (2002), visando um estudo comparativo com as

estrelas de nossa amostra. p. 30

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

seqüência evolutiva dos estrelas ricas em oxigênio, que ocorre da esquerda para a direita do

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

temperaturas. As regiões enumeradas representam o locus típico de categorias específicas de

objetos, especificadas no texto. p. 32

1.13: Diagrama de cores no IR próximo da amostra de García-Lario et al. (1997), sem

correção de extinção. A linha cheia na região I indica a posição correspondente à MSe

estrelas gigantes. A área em destaque contida na região V é referente à “nebula box”, definida

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

magnitudes causaria na posição de um objeto. p. 35

1.14: Diagrama das cores IRAS da amostra de García-Lario et al. (1997). Sobrepostas estão as

regiões típicas de cada classe de objeto, propostas por diversos autores (descritas no texto). A

linha cheia representa a curva calculada por Bedijn (1987) associada a uma evolução com

taxa de perda de massa crescente. p. 38

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

respectivamente. Esta separação em grupos é definida por Sartori et al. (2003). As curvas

teóricas foram calculadas a partir de um modelo de dupla componente circunstelar, descrito

no Capítulo 5. p. 46

iii

3.1: Distribuição galáctica das estrelas da amostra e da posição central das nuvens escuras

mais próximas a estas estrelas. p. 52

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

completo e em (b) temos representada em detalhe a região central da Galáxia, onde há uma

maior concentração de nossos objetos. São sobrepostos aos mapas contornos em 0,5 mag e 3

mag, bem como as posições dos objetos da amostra. p. 55-56

3.3: Comportamento da extinção (gráfico superior) e da média do fluxo IRAS em 100 μm

(gráfico inferior), na região próxima de cada objeto, com respeito à estimativa de distância à

borda da nuvem (em escala logarítmica – valores negativos omitidos). Este fluxo está

expresso em seus valores logarítmicos, afim de estabelecermos uma base de comparação com

a medida de Av (dada em magnitudes). As barras de erro referem-se ao desvio padrão dos

valores em uma área de de um grau quadrado ao redor das posições analisadas (vide texto).

p. 59

4.1: Espectros ISO SWS e LWS compostos, referentes às candidatas PDS 141, 465, 518 e 581.

p. 67

4.2: Comparação entre as extinções obtidas do tabalho de Dobashi et al. (2005) e aquelas

estimadas a partir do excesso de cor. As barras de erro representam o desvio padrão na região

de 1 grau quadrado ao redor de cada objeto no mapa de extinção de Dobashi et al. A linha

pontilhada indica o locus de coincidência entre os dois métodos. p. 74

4.3: Divisão em classes dos objetos de nossa amostra segundo a distribuição de energia.

p. 76-79

4.4: Distribuição dos subgrupos propostos no diagrama de cores (J-K) x (K-[12]). p. 80

4.5: Distribuição dos objetos de nossa amostra no diagrama de cores (B-V)x(U-B). Os pontos

azuis representam as cores corrigidas como se o objeto fosse de classe V de luminosidade e

os pontos vermelhos são as cores com correção compatível com a classe Iab. Temos também

representadas as curvas referentes às distribuições típicas de estrelas com log g de 2, 3 e 4,

obtidas das tabelas de Bessel et al. (1998). p. 83

4.6: Diagrama das cores H-K x J-H (não corrigidas da extinção), no IR próximo. As regiões

representadas são as propostas pelo trabalho de García-Lario et al. (1997), descritas no

Capítulo 1. p. 86

4.7: Distribuição dos objetos de nossa amostra no diagrama de cores IRAS. As regiões em

destaque referem-se às localizações típicas de variáveis OH/IR (OH/IR), estrelas TT e HAB

(YSO), regiões de HII compactas (HII) e núcleos ativos de galáxias (AGN). A curva em preto

representa a trajetória evolutiva das estrelas OH/IR, que é seguida de uma crescente taxa de

perda de massa (vide Seção 1.3). p. 87

5.1: Ajuste da SED de PDS518 gerada pelo código DUSTY de transferência radiativa. Além

da emissão estelar, propõe-se a existência de duas componentes circunstelares. p. 93

5.2: Representação esquemática do modelo de componentes de GH02, com a especificação

de seus parâmetros geométricos. p. 97

5.3: Ajustes das SEDs da amostra obtidos através do modelo de GH02. p. 98-101

5.4: Comportamento da emissão “de céu” (normalizada) obtida a partir das imagens IRAS em

100 μm e a fração do fluxo do envelope com relação ao fluxo total F

, obtido através do ajuste

do modelo de GH02. A linha pontilhada representa o locus onde as grandezas estudadas

seriam perfeitamente correlacionadas. p. 102

Lista de Tabelas

2.1: Objetos do PDS selecionados como candidatos a pós-AGB. p. 47

3.1: Posições galácticas dos objetos de nossa amostra e das nuvens mais próximas extraídas

dos catálogos de Lynds (1962) e de Feitzinger & Stüwe (1984). As três últimas colunas

referem-se respectivamente à área da nuvem (dada em graus quadrados), à distância objeto-

centro da nuvem e à distância objeto-borda da nuvem (dadas em graus). p. 51

3.2: A primeira coluna refere-se ao identificador PDS de cada objeto da amostra; a segunda

coluna é a distância fotométrica calculada por Vieira et al. (2003), dada em parsecs; a terceira

e a quarta coluna referem-se, respectivamente, às distâncias (em pc) e aos nomes das SFR

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

quinta coluna exibe a extinção na posição de cada objeto, sendo a sexta coluna o desvio

padrão associado a este valor; a sétima coluna representa a média do fluxo por área (MJy/sr)

em um quadrado de 1

x 1

, na vizinhança mais próxima de cada objeto da amostra contido

nas imagens IRAS em 100 m, sendo os respectivos desvios padrões desta médiaμ

representados na última coluna. p. 57

4.1: Dados do PDS extraídos do trabalho de Vieira et al. (2003). A primeira coluna refere-se à

identificação do PDS, da segunda à sexta coluna são apresentadas as fotometrias UBV (RI)

observadas, a sétima coluna refere-se ao tipo espectral (Sp. Type) estimado, a oitava a

temperatura efetiva (T

) correspondente segundo o trabalho de Kenyon & Hartmann (1995) e

vii

a última coluna indica a presença das linhas proibidas (F.L.) de [OI] e de [SII]. p. 65

4.2: Dados fotométricos disponíveis na literatura. J, H e K referem-se às fotometrias 2MASS,

a quinta e a sexta coluna indicam os fluxos MSX encontrados para as estrelas de nossa

amostra e as quatro últimas colunas representam os fluxos medidos pelo satélite IRAS. Os

valores de fluxo são dados em Jy. p. 70

4.3: Dados referentes à correção de extinção, compatíveis com as classes de luminosidade V

(MS) e Iab (supergigante). O valores de log g foram extraídos das tabelas de Straisys &

Kuriliene (1981) e as cores intrínsecas (V-I)

foram obtidas das tabelas de Bessel et al. (1998).

As extinções Av calculadas a partir destes dados são expressas para ambas as classes de

luminosidade. p. 73

5.1: Parâmetros estelares obtidos através do ajuste das SEDs, com o modelo de GH02. Veja o

texto para uma descrição mais detalhada dos parâmetros estimados pelo modelo. p. 96

6.1: Objetos da amostra que se destacaram em cada uma das análises desenvolvidas. Aqueles

marcados em Av e F

100 mμ

correspondem aos menores valores observados para estas

grandezas. Os destacados na coluna “GH02” se mostraram compatíveis com uma estrutura

circunstelar de uma única componente, segundo os resultados obtidos a partir do ajuste deste

modelo. As linhas que possuem uma cor mais forte ressaltam os objetos que se destacaram

em mais de um dos estudos realizados. p. 106

viii

Lista de Acrônimos

2MASS: Two Micron All Sky Survey

AGB: ramo assintótico das gigantes

AGN: núcleo de galáxia ativo

BB: corpo negro

CIO: Catálogo de Observações Infravermelhas

CSM: meio circunstelar

DSS: Digital Sky Survey

DUPLEX: DUst-Prominent Longitudinally-EXtended

E-AGB: early AGB

GH02: Gregorio-Hetem & Hetem (2002)

gof: goodness-of-fit

GSC: Guide Star Catalog

HAB: Herbig Ae/Be

H-R: Hertzprung-Russel

IR: infravermelho

IRAF: Image Reduction and Analysis Facility

IRAS: Infrared Astronomical Satellite

ISM: meio interestelar

ISO: Infrared Space Observatory

LRS: espectro (IRAS) de baixa resolução

LWS: Long-Wave Spectrometer

MS: seqüência principal

MSX: Midcourse Space Experiment

NOAO: National Optical Astronomy Observatories

OPD: Observatório do Pico dos Dias

PAH: hidrocarboneto policíclico aromático

PDS: Pico dos Dias Survey

PMS: pré-seqüência principal

PPN: proto-nebulosa planetária

PPN1: IRAS19386+0155

PSC: catálogo de fontes puntuais

Sc: contribuição circunstelar

SED: distribuição espectral de energia

SFR: região de formação estelar

SOLE: Star-Obvious Low-level Elongated

SWS: Short-Wave Spectrometer

TP-AGB: thermal pulse AGB

TT: T Tauri

UV: ultravioleta

VH88: van der Veen & Habing (1988)

YSO: objeto estelar jovem

ZAMS: seqüência principal de idade zero

Capítulo 1

Introdução

A confirmação da natureza de um dado objeto pode ser um problema bastante delicado

em certos casos. Os critérios de classificação propostos pelos diversos autores baseiam-se

nos dados observacionais disponíveis, os quais eventualmente são escassos ou incompletos.

Além disso, certas características observadas são comuns a outras classes de objetos que não

a de interesse. Neste caso, faz-se necessário um exame mais aprofundado dos objetos sob

estudo, já que nem sempre o resultado de uma única técnica de observação é suficiente.

Este é o caso da confusão recorrente entre as estrelas Herbig Ae/Be (HAB), que são

objetos de massa intermediária da pré-seqüência principal (PMS), e as pós-AGB, que são

estrelas que se encontram na fase após o ramo assintótico das gigantes (AGB). Embora estas

duas classes de objetos se encontrem em estágios evolutivos completamente distintos, elas

compartilham algumas características comuns. Em ambas encontra-se um excesso de emissão

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

associado a cada um destes objetos. Naturalmente, a história e a estrutura deste material são

distintas para cada uma destas classes. No entanto, em ambos os casos o gás e a poeira destes

envoltórios são responsáveis pelo processo de reemissão térmica da radiação produzida pela

fonte central, o que causa a emissão extra no IR.

Os fluxos IRAS (InfraRed Astronomical Satellite), medidos nas bandas do IR médio e

distante, constituem uma importante ferramenta para traçar a presença deste excesso de

emissão. Devido a esta propriedade, eles são usualmente utilizados como base dos critérios

de seleç ão de amostras tanto de HABs (e.g. Hu et al. 1991, Walker & Wolstencroft 1988,

Oudmaijer et al. 1992 e Bogaert 1994) como também de pós-AGBs (e.g. Kwok et al. 1987,

Volk & Kwok 1989, van der Veen et al. 1989, Manchado et al. 1989, Hu et al. 1993, García-

Lario et al. 1997 e van de Steene et al. 2000). Com base nas cores IRAS (em 12, 25 e 60 m)μ

típicas de estrelas jovens de baixa massa, como as T Tauri (TT), Gregorio-Hetem, Lépine e

Sanzovo (1988) estabeleceram um critério de seleção de candidatas a TT ainda não

identificadas. Um longo trabalho observacional foi realizado no Observatório Pico dos Dias

(OPD), para se obter espectros na região 650 – 675 nm de forma a verificar a natureza de

cerca de 900 fontes IRAS distribuídas por todo céu austral. No Pico dos Dias Survey (PDS)

foram descobertas cerca de 200 estrelas jovens que não haviam sido catalogadas

anteriormente, e outros interessantes objetos serendípitos (Gregorio-Hetem et al. 1992 – PDS

I, Torres et al. 1995 – PDS II, Torres 1999).

Além de revelar muitas novas TT, o PDS também detectou uma centena de candidatas a

HAB. Tais candidatas foram assim classificadas no PDS por estarem associadas a regiões de

formação estelar, apresentarem a linha de H

em emissão, possuírem excesso infravermelho

semelhante ao das TT, e seus dados fotométricos indicarem que são estrelas quentes. Vieira et

al. (2003) publicaram a lista de 108 candidatas do PDS que apresentam características de

estrelas HAB. Outro resultado surpreendente foi a descoberta de objetos que não são de

natureza jovem. Entre eles, cerca de 20 estrelas gigantes vermelhas ricas em lítio (Gregorio-

Hetem et al. 1993, Castilho et al. 2000) e um quasar (Torres et al. 1997). Essas detecções

mostram que a seleção de candidatas a partir das cores no infravermelho distante pode revelar

condições físicas diferentes para uma mesma característica de emissão de poeira. Esse é o

caso de Hen 3-1475, uma das candidatas HAB do PDS, identificada como proto-nebulosa

planetária (Rodrigues et al. 2003). Cerca de 1/3 das candidatas a HAB detectadas pelo PDS

apresentam indícios que podem enquadrá-las no mesmo caso de Hen 3-1475. Este fato nos

motivou a estudar esta amostra em particular, buscando comparar suas propriedades com

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

poderiam se encontrar.

As próximas seções deste capítulo pretendem estabeler as características teórico-

observacionais associadas às classes de objetos de interesse. No Capítulo 2 será dada uma

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

critérios adotados para a seleção de nossa amostra. No Capítulo 3 estudaremos a associação

dos objetos da amostra com regiões de formação estelar, como um possível indício de

juventude. O quarto capítulo tratará do estudo da amostra com base nos dados observacionais

disponíveis nas várias faixas de comprimento de onda, através da análise de suas distribuições

espectrais de energia (SEDs) e de diagramas cor-cor. Atenção especial será dada à correção

de extinção aplicada às fotometrias na região do visível. O Capítulo 5 descreverá a

modelagem dos envoltórios circunstelares calculada pelo código DUSTY (Ivezic & Elitzur

1997) de transferência radiativa e a sua comparação com um modelo composto (envoltório +

disco) adotado por Gregorio-Hetem & Hetem (2002). Nos capítulos 6 e 7 desenvolveremos as

discussões dos resultados e as conclusões gerais, respectivamente.

Visando traçar um paralelo entre as duas categorias de objetos de interesse para o

presente trabalho, descrevemos a seguir os resultados encontrados na literatura relacionados

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

apresentamos de forma sumária, tanto para as HAB como para as pós-AGB: (i) definição da

categoria; (ii) identificação através de diagramas de cores; (iii) classificação baseada no

formato da SED; e (iv) propostas de cenários evolutivos.

1.1 As estrelas do tipo Herbig Ae/Be

Os processos através do quais estrelas e planetas se formam a partir do meio interestelar

é um dos assuntos mais intrigantes da Astrofísica atual. O crescente desenvolvimento das

técnicas observacionais, bem como o refinamento dos modelos teóricos, vêm enriquecendo

este ativo debate durante as últimas três décadas. A descoberta de exoplanetas através de

medidas cada vez mais acuradas vêm levantando a questão da origem de tais sistemas

planetários.

A detecção de um excesso no IR distante na distribuição espectral de energia da estrela

Vega (Aumann et al. 1984) e de muitas outras estrelas “normais”, feita pelo satélite IRAS,

sugere a presença de poeira residual ao redor destes objetos da seqüência principal (MS). A

descoberta de um disco gasoso em torno de Pictoris (Smith & Terrile 1984), o maisβ

conhecido membro da classe de objetos tipo Vega, foi a prova da distribuição discoidal deste

material residual, ao menos para algumas destas estrelas. Argumenta-se que estrelas

semelhantes a Vega sejam possivelmente locais onde está ocorrendo a formação de sistemas

planetários similares ao nosso sistema solar (Waelkens et al. 1994).

Desta forma, é crescente o interesse na estrutura e a composição dos envoltórios

circunstelares de objetos estelares jovens (YSOs), sendo estes os mais prováveis precursores

de discos protoplanetários. Em particular, os indícios apontam que estrelas do tipo Vega são o

resultado da evolução de estrelas do tipo HAB.

O primeiro estudo sistemático desta classe de objetos foi feita por Herbig em 1960, que

sugeriu que ela corresponderia a um grupo de estrelas na PMS de massa intermediária, na sua

fase radiativa de contração em direção à seqüência principal. Logo estes objetos foram

reconhecidos como os análogos das estrelas do tipo TT, só que em um intervalo de massas

entre 2 e 8 M

⊙

. Os primeiros critérios observacionais propostos para a seleção das HAB são:

tipo espectral A ou mais recente, presença de linhas de emissão, localização em região

obscurecida e presença de uma nebulosa de reflexão brilhante na sua vizinhança imediata.

O primeiro critério é necessário para a seleção do intervalo de massas. O segundo e

terceiro visam assegurar que as estrelas sejam de fato jovens. O último elimina a possibilidade

da observação de estrelas somente projetadas na direção de nuvens escuras. Estes critérios

levaram Herbig a uma lista de 26 objetos candidatos a estrelas de massa intermediária na fase

PMS. A natureza jovem de muitos destes objetos foi confirmada mais tarde por Strom et al.

(1972), que posicionaram parte da lista proposta por Herbig no diagrama Hertzprung-Russell

(H-R) para estimar as idades que variam entre 0,1 e 1 Myr e massas que vão de 1,5 a 15

⊙

No entanto, Finkenzeller & Mundt (1984) argumentam que os critérios de seleção

propostos por Herbig são restritivos demais em alguns casos, levando à rejeição de objetos

que são muito provavelmente de natureza jovem. Malfait et al. (1998) sugerem que os dois

últimos critérios propostos por Herbig sejam substituídos por um critério envolvendo a

ocorrência de excesso no IR, tendo em vista que esta representa uma evidência da presença de

material circunstelar. Eles propõem que se houver este excesso, deve haver nebulosidade

associada, a qual poderia ser detectada através de imageamento com mais alta resolução

espacial. Um conjunto de critérios coerente com esta linha de raciocínio é o proposto por

Waters & Waelkens (1998): (i) tipo espectral A ou B com linhas de emissão, (ii) presença de

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

luminosidade de III a V.

O catálogo IRAS, bem como outros mapeamentos baseados em observações tomadas a

partir do solo, têm sido utilizados para selecionar várias listas de objetos de tipo espectral B,

A ou F que apresentam excesso de emissão no IR característico de um envoltório de poeira e

portanto são bons candidatos a estrelas do tipo HAB. Muitos destes objetos no entanto não se

encontram necessariamente em regiões associadas a nebulosidade, mas sim em posições

isoladas. Além disso, é comum que através destes critérios de seleção as amostras sejam

contaminadas por objetos mais evoluídos tais como as pós-AGB, caso sua classe de

luminosidade não seja conhecida ou bem determinada.

Um dos principais critérios de seleção de candidatas a HAB é a presença das linhas de

Balmer do hidrogênio. Também são comuns linhas de CaII, OI, [OI], [NII], bem como

algumas linhas metálicas em emissão. Finkenzeler & Mundt (1984) realizaram a primeira

investigação sistemática dos perfis da linha de H

deste grupo, mostrando que a maioria deles

se apresenta em duplo-pico, gerado pela superposição de um pico em emissão (às vezes

deslocado) mais uma componente de absorção (praticamente não deslocada). Também são

encontrados picos únicos de emissão, com a presença do perfil P-Cygni ou perfil P-Cygni

inverso. Em alguns casos, estes perfis de linha são altamente variáveis, na escala de tempo de

dias (Grinin et al. 1994).

A estrutura circunstelar das HAB vem geralmente sendo inferida através de meios

indiretos, pela modelagem de suas SEDs. Os excessos IR de seus espectros são reproduzidos

supondo-se a presença de discos e/ou envelopes ao redor do objeto central. Este tipo de

abordagem será discutido mais profundamente no Capítulo 5. O imageamento direto é a

maneira mais confiável de se decidir quanto à forma destes envoltórios, e vem sendo utilizado

para restringir as hipóteses adotadas nos modelos de inferência indireta através do formato

das SEDs. As medidas espectroscópicas também se mostram úteis na determinação da

estrutura circunstelar das HAB, já que os perfis de linhas podem sugerir as características

ambientais de sua produção.

A composição química destes envoltórios possui uma tal riqueza que só pôde ser

devidamente apreciada através dos resultados da missão do satélite ISO (Infrared Space

Observatory – Kessler et al. 1996). Ele disponibilizou espectros de média e alta resolução de

várias HAB em uma faixa espectral que cobre desde o IR próximo em 2,4 m até o IRμ

distante em 180 m, mostrando entre outros resultados que as propriedades da poeira aoμ

redor das HAB é bastante distinta daquelas encontradas no meio interestelar (ISM). Um

estudo de observações ISO SWS (Short-Wave Spectrometer – 2,4 a 45 m) e (μ Long-Wave

Spectrometer – 46 a 196,8 m) disponíveis para objetos de nossa amostra será desenvolvidoμ

no Capítulo 4.

1.1.1 Classificação de acordo com a distribuição de energia das Herbig Ae/Be

Hillenbrand et al. (1992) realizaram um estudo baseado na análise das SEDs de uma

amostra de 47 HABs previamente catalogadas. Argumenta-se que a inclinação das SEDs na

região do IR que segue a uma lei de potência do tipo Fλ

~λ

-4/3

é compatível com a presença

de um disco circunstelar geometricamente fino e opticamente espesso. A construção das

SEDs de sua amostra baseou-se em fotometrias no visível UBVRI, no IR próximo e médio

JHKLMNQ, nos fluxos IRAS em 12, 25, 60 e 100 m e no fluxo em 1,3 mm. Além disso,μ

dispunha-se de medidas polarimétricas (no óptico) de 23 objetos. A distribuição destes

objetos no diagrama de cor-magnitude asoluta pode ser visualizada na Figura 1.1:

Figura 1.1: Posição da amostra de Hillenbrand et al. (1992) no diagrama de cor-magnitude absoluta. A linha

cheia representa a idade zero de seqüência principal (ZAMS) calculada por Morton & Adams (1968) e por

Balona & Feast (1975).

A ocorrência de fontes abaixo da seqüência principal de idade zero (ZAMS – linha

cheia) podem ser explicada por uma grande extinção total na banda V aliada a uma pequena

extinção seletiva em (B-V) (e.g., Campbell et al. 1988) ou pelo fato delas serem observadas

através de luz espalhada. É interessante notar como a distribuição dos objetos ao longo da

ZAMS (ou suas proximidades) se correlaciona com o excesso IR, indicado pelos grupos de

HAB que serão descritos a seguir. Há a tendência de objetos do Grupo III apresentarem

maiores massas, enquanto que os do Grupo II parecem ter massas menores (ou sofrem maior

extinção).

Com base na inclinação da SED, Hillenbrand et al. propõem a divisão da amostra em

três grupos:

Grupo I: Constituindo 30 objetos da amostra, é caracterizado por um forte excesso no IR que

segue a uma lei de potência do tipo Fλ

~λ

-4/3

a partir de λ~2,2 m. A emissão na regiãoμ

espectral localizada entre 1,2 m e 2,2 m encontra-se ainda em excesso, porém um poucoμ μ

abaixo desta lei de potência. Finalmente, a faixa de comprimentos de onda menores do que

1,2 m é dominada pela radiação fotosférica. Dois exemplos típicos deste grupo são exibidosμ

na Figura 1.2.a. A inflexão obervada entre 1,2 m e 2,2 m é provavelmente devida àμ μ

emissão proveniente de uma região opticamente fina, localizada a alguns raios estelares na

parte interna do disco opticamente espesso.

Grupo II: Contendo 11 objetos, este grupo é caracterizado por um excesso no IR que se

apresenta achatado ou crescente na direção dos maiores comprimentos de onda (Figura 1.2.b).

Assim como no grupo anterior, temos também neste grupo a presença de uma inflexão

no IR próximo. O tipo de excesso apresentado por estes objetos pode ser explicado por uma

distribuição de poeira que abranja um ângulo sólido maior do que o interceptado por um

disco, como por exemplo um envelope esférico opticamente fino em equilíbrio térmico com o

Figura 1.2: SEDs típicas dos grupos definidos por Hillenbrand et al. (1992). Os pontos cheios representam as

observações terrestres, enquanto os vazios representam os fluxos IRAS. A linha cheia representa a SED de uma

estrela padrão apropriada para cada tipo espectral. A linha pontilhada presente nos exemplos de SED do Grupo I

representam o melhor ajuste do modelo de disco proposto (lei de potência).

o fluxo da radiação estelar. Outro fator que favorece esta interpretação é o fato de que a

polarização líquida deste grupo (P>5%) é muito maior do que a dos outros grupos (P<2%).

Esta alta polarização é provavelmente resultado do espalhamento luminoso causado por uma

distribuição estendida (e.g., Jain, Bhatt & Sagar 1990).

Desta forma o excesso observado neste grupo é devido à contribuição de um disco no IR

próximo mais um provável envelope estendido no IR distante. Além disso, observa-se

também que ele apresenta os tipos espectrais mais tardios e as menores luminosidades entre

todos os três grupos, o que sugere que a escala de tempo de evolução/dissipação do meio

circunstelar (CSM) pode ser maior para estrelas menos massivas.

Grupo III: Com apenas 6 objetos, possui o menor excesso no IR de todos os grupos. Duas

SEDs típicas deste conjunto são mostradas na Figura 1.2.c.

O formato de suas SEDs é similar àquele apresentado pelas estrelas Be clássicas, cujo

pequeno excesso no IR foi satisfatoriamente modelado por uma emissão do tipo livre-livre

gerada ou por um disco gasoso estendido ou por um vento equatorial ionizado (Waters, Coté

& Lamers 1987). Outra característica deste grupo é a presença dos objetos de tipo espectral

mais recente de toda a amostra. Os modestos excessos no IR apresentados pelo grupo III

sugerem que este não seja constituído por estrelas PMS. Entretanto, sua proximidade a

nebulosas de reflexão indica uma associação física dos objetos deste grupo com nuvens

escuras que mostram evidência de formação estelar recente. Desta forma, conclui-se que este

grupo se trata de um conjunto de estrelas jovens, de tipo B recente e com disco, cuja escala de

tempo evolutiva do CSM é pequeno quando comparado a dos outros grupos.

As diferenças entre os grupos são bem sumarizadas na Figura 1.3, que exibe o diagrama

do excesso da cor (V-12 m) como função da temperatura efetiva.μ

As cores intrínsecas foram determinadas a partir de uma estrela padrão de tipo espectral

correspondente. Vemos claramente neste diagrama que o excesso no IR dos grupos I e II são

significantemente maiores do que o apresentado pelo grupo III. Este por sua vez ocupa a

região povoada por estrelas do tipo Be clássicas. Além disso, também é notório que em média

o exesso do grupo II é de algumas ordens de magnitude maior do que aquele observado para

o Grupo I.

Figura 1.3: Excesso (V – 12 m) em função da temperatura efetiva da amostra estudada por Hillenbrand et al.μ

(1992). As estrelas Be clássicas foram extraídas da compilação de Coté & Waters (1987).

Meeus et al. (2001) realizaram a análise dos espectros ISO SWS de uma amostra de 14 HAB

consideradas isoladas (i.e., não associadas a regiões de formação estelar).

Eles perceberam que a contribuição do contínuo da emissão IR exibida por estes

espectros pode ser reproduzida por uma lei de potência que eventualmente pode ter uma

componente extra representada pela emissão de corpo negro (BB). Esta emissão de BB é

compatível com uma faixa de temperaturas que varia entre 100 e 200 K aproximadamente.

Além disso, as características espectrais referentes aos grãos de algumas espécies mostraram-

se presentes em uns e ausentes em outros objetos da amostra.

Baseando-se neste comportamento, Meeus et al. (2001) classificaram os objetos de sua

amostra nos seguintes grupos:

Grupo I: objetos cujo contínuo é reproduzido por uma lei de potência mais a contribuição de

BB.

Grupo II: contínuo é bem repesentado apenas por uma lei de potência.

Além disso, define-se o subgrupo a para representar a presença de características

espectrais dos grãos, enquanto b denota sua ausência.

Para explicar a diferença entre as SEDs, Meeus et al. propõem dois modelos para a

distribuição geométrica do material circunstelar, adotando as seguintes componentes:

I: uma “atmosfera-disco” parcialmente opticamente fina, com extensão de cerca de 10 AU,

provavelmente responsável pelas emissões de silicato em 10 e 18 mμ

II: um disco geometricamente fino e opticamente espesso, responsável pela emissão contínua

do tipo lei de potência

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

emissão de BB entre 100 e 200 K

De acordo com esta proposição, a emissão do tipo BB ocorre apenas quando a região III

é alargada o suficiente para ser acessada pela radiação do objeto central.

O fato da amostra considerada por Meeus et al. contemplar apenas as HAB isoladas faz

com que não haja um de seus grupos que seja equivalente aquele estudado pelo presente

trabalho. Os altos excessos IR encontrados em nossa amostra (a ser definida no Capítulo 2)

são mais compatíveis com o Grupo I de Hillenbrand et al., porém com níveis mais elevados

de excesso em V - 12 μm.

1.1.2 Proposta de cenário evolutivo

Malfait et al. (1998) realizaram o estudo de uma amostra de 45 candidatas a HAB,

selecionadas a partir de critérios baseados no tipo espectral e nos excessos encontrados nas

cores IRAS. Sua análise revela que 33 objetos são realmente tipo HAB, 9 estrelas são do tipo

Vega e 3 são possíveis binárias.

Eles reproduzem os excessos no IR dos objetos de sua amostra através de um modelo

simples, que supõe a presença de poeira opticamente fina, proposto por Waters et al. (1988).

Para reproduzir a SED observada foram adotados dois tipos de modelo: um deles considera

duas componentes (uma fria e outra quente) e o outro considera apenas uma componente fria.

Malfait et al. (1998) observam que a presença de um excesso de emissão no IR que apresenta

uma característica de duplo pico é exclusiva de estrelas PMS, não sendo observada no caso

das pós-AGB (Bogaert 1994). Além disso, eles argumentam que em sua amostra não ocorre a

presença de objetos mais evoluídos do tipo pós-AGB, por não haver entre suas candidatas

estrelas com um índice de cor [U-B] maior do que 1,75 (baseado no sistema fotométrico de

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

caracteriza uma proeminente descontinuidade de Balmer nas SEDs, a qual é tipicamente

observada nas pós-AGB.

Os modelos empregados para a reprodução das SEDs propõem um perfil de densidade

que obedece a uma lei de potência do tipo (r)~rρ

-α

. No caso dos modelos de duas

componentes, o expoente α possui um valor médio em torno de 2 para a região mais interna e

1,25 para a mais externa, o que significa que os perfis de densidade mais internos são mais

inclinados. Os modelos de componente única apresentam um valor intermediário entre os

valores de α ajustados para o modelo de componente dupla.

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

proposição de um cenário evolutivo, que pode ser expresso através do diagrama de cores [12–

60] versus [H-12] apresentado na Figura 1.4.

As cores são calculadas a partir da magnitude K do catálogo 2MASS (Two Micron All

Sky Survey) e os fluxos IRAS medidos em 12 e 60 m. As cores IRAS usadas neste trabalhoμ

são aquelas definidas no IRAS Explanatory Supplement.

Figura 1.4: Distribuição da amostra de Malfait et al. (1998) no diagrama de cores no IR próximo e IR médio. A

linha tracejada representa a proposta de cenário evolutivo apresentada naquele trabalho. Os números referem-se

a objetos específicos da amostra.

A seqüência evolutiva proposta é representada pela linha tracejada no diagrama da

Figura 1.4. Ao longo desta linha, quando percorrida da direita para a esquerda, temos que os

objetos com maiores valores da cor [H-12] são bem modelados por estruturas de duas

componentes. Este excesso se desfaz ao longo da trajetória, ocorrendo em uma escala de

tempo menor do que o esvanecimento da contribuição mais fria (excesso em [12-60]). Os

estágios deste cenário são esquematizados na Figura 1.5.

Figura 1.5: Cenário evolutivo proposto por Malfait et al. (1998) baseado no perfil das SEDs

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

desenvolve uma estrutura de disco através de processos de acresção e conservação de

momento angular. No decorrer da evolução do objeto, há uma eventual ruptura desta estrutura

de disco, a qual os autores especulam ser devida à formação planetária. Espera-se que o

planeta formado em uma posição intermediária do disco proporcione a retirada do gás e

poeira da sua vizinhança imediata. A partir desta fragmentação, o material circunstelar passa

a ser constituído por duas componentes, uma mais próxima ao objeto central (e portanto mais

quente) e outra localizada na parte mais externa do sistema. Esta estrutura múltipla é a

responsável pela emissão em duplo pico encontrada no excesso IR de algumas HAB, como no

exemplo mostrado na Figura 1.10.c para a estrela HD 144432. O aumento rápido em torno de

[H – 12] ~ 4 no diagrama de cores sugere que a componente mais quente se desenvolve mais

rapidamente do que a região mais externa ao disco, dissipando-se portanto em uma escala de

tempo menor.

A evolução mais rápida sofrida pela componente mais interna do disco pode ser devida a

uma sucessão de eventos similares àquele formador da ruptura original do disco. O material

exterior também se esvanece com passar do tempo, só que de forma muito mais lenta. Seus

remanescentes acabam dando origem aos modestos excessos no IR distante encontrado nas

SEDs de estrelas jovens da MS, também conhecidas como estrelas do tipo Vega.

1.1.3 Considerações finais sobre as Herbig Ae/Be

Os vários cenários apresentados pelos diversos autores em essência se mostram

extremamente similares. A separação em grupos é feita em geral a partir do formato e da

importância do excesso IR apresentado pelas SEDs observadas. Todos estão de acordo quanto

a presença de um disco. Embora a geometria da componente mais alargada seja ainda motivo

de debate, a necessidade de uma estrutura que abranja grandes porções de ângulo sólido para

explicar o formato das SEDs observadas é evidente para a maioria dos trabalhos na literatura.

A evolução destes ambientes de gás e poeira parece ser também semelhante. A

expectativa geral é de que os objetos embebidos tenham seus envoltórios dissipados com o

tempo, possivelmente dando origem aos sistemas planetários. Outra evidência apresentada

neste sentido é a tendência de crescimento dos grãos sugerida através do estudo dos espectros

ISO, que torna concebível o processo de agregação do material circunstelar para a posterior

formação planetária.

1.2 As estrelas na fase pós-AGB

As pós-AGB são objetos luminosos de massa inicial baixa ou intermediária (entre 0,8 e

⊙

) em um estágio evolutivo avançado. Elas concluíram sua evolução no ramo assintótico

das gigantes (Assymptotic Giant Branch – AGB) com uma perda de massa intensa (10

-7

– 10

-4

⊙

/ano) e evoluem em uma trajetória de temperatura crescente e luminosidade praticamente

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

suficientemente quente a ponto de ionizar seu envoltório desprendido (T ~ 3 10

K). A partir

desta situação, temos uma jovem nebulosa planetária (PN). Esta evolução é bem representada

no diagrama H-R exibido na Figura 1.6, que mostra a trajetória evolutiva de uma estrela de 2

⊙

As pós-AGB cobrem uma larga faixa de temperaturas efetivas, compreendida entre as

estrelas AGB extremas (e.g. estrelas OH/IR não variáveis, Habing et al. 1987) e objetos como

AFGL618, que estão prestes a ionizar o material circunstelar (Winckel 2003). Também é

comum na literatura o uso dos nomes de “pré-nebulosa planetária” ou “proto-nebulosa

planetária” (PPN), que na prática referem-se a mesma classe de objeto. A denominação PPN

é especialmente utilizada para objetos observados com uma resolução espacial mais

detalhada. No entanto, a denominação mais geral “pós-AGB” será adotada em toda a

discussão do presente trabalho.

Figura 1.6: Trajetória evolutiva de uma estrela de 2 M

⊙

de metalicidade solar (linha vermelha). A linha azul

representa a evolução de uma estrela com as mesmas caracterísitcas que sofre um pulso térmico final bastante

tardio (evolução do tipo born-again), deslocada de -0,2 nesta escala de temperatura e de -0,5 nesta escala de

luminosidade. Os valores expressos ao lado de cada fase representam o logaritmo do tempo de sua duração

aproximada (em anos). Esta figura é adaptada do artigo de revisão de Herwig (2005).

Esta fase de transição entre as fases AGB e PN foi por muito tempo negligenciada no

estudo da evolução de uma estrela isolada (Kwok 1993). A dificuldade na observação das

pós-AGB era devida ao pouco conhecimento do céu no IR distante. Esta situação foi superada

com os resultados obtidos pelo satélite IRAS, lançado em 1983. Houve a detecção de

milhares de objetos no IR distante e isto culminou no começo da busca por esta classe de

objeto.

Tendo em vista que o termo “pós-AGB” é amplamente utilizado na literatura, este é o

momento adequado para definirmos especificamente esta fase evolutiva. Consideraremos pós-

AGB a etapa onde a estrela se encontra no processo de transição entre as fases de AGB e NP.

Mais especificamente, no intervalo compreendido entre o término da intensa perda de massa

no AGB e o momento onde a estrela é suficientemente quente para emitir fótons energéticos o

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

propriedades observacionais esperadas destas condições devem ser: (i) evidência clara de um

remanescente do envelope da fase AGB, o que implica a existência de um excesso no IR com

tempertaura de cor entre 150 e 300 K e a presença de emissão molecular (CO ou OH)

exibindo uma velocidade de expansão de 5 a 30 km/s, típica dos ventos da AGB; (ii) deve

haver indício de que o envelope circunstelar esteja desprendido da fotosfera e não seja

resultado de um processo de perda de massa ainda em andamento; (iii) se a estrela central for

suficientemente brilhante para revelar seu tipo espectral, este deveria se situar entre as tipos B

e G, com classe de luminosidade I; e (iv) ausência de uma variabilidade fotométrica de

grande amplitude devida à pulsação de um envelope massivo de hidrogênio (M

env

> 10

-3

⊙

)

sobre o núcleo degenerado de C-O.

Cerca de mil PN foram detectadas no mapeamento do satélite IRAS. De acordo com os

modelos de evolução de Schönberner (1983), a estrela permanece na fase de pós-AGB durante

o equivalente a aproximadamente 10% da vida de uma PN. Desta forma, espera-se a

identificação de ~100 pós-AGBs a partir do catálogo de fontes puntuais (Point Source

Catalog – PSC) gerado pela missão IRAS. Esta identificação é geralmente feita ou com base

na busca de estrelas com as cores IRAS típicas, ou procurando-se pelas contrapartidas ópticas

das fontes IRAS de baixa temperatura de cor. Contudo, a análise isolada destes critérios é

responsável pela seleção de outras classes de objetos (e.g. YSOs), sendo portanto necessária a

análise de indicativos adicionais.

A fase de pós-AGB possui uma duração bastante curta, que pode variar entre 10

e 10

anos. Por este motivo, espera-se que a estrela neste estágio não só mantenha algumas das

propriedades de sua progenitora (estrela na fase AGB) como também se assemelhe à sua

descendente (PN) em muitos aspectos. Desta forma, o conhecimento das características destes

estágios evolutivos imediatamente próximos à fase de pós-AGB torna-se extremamente útil.

Dada a importância destas características no estudo comparativo realizado no presente

trabalho, revisaremos agora algumas das propriedades destas fases.

1.2.1 O ramo assintótico das gigantes

A fase AGB representa apenas uma fração menor do que 1% do tempo de vida de uma

estrela. Ela ocorre a partir do momento em que se inicia a produção energética em uma dupla

camada interna a estrela (Engels 2005). Nesta etapa ela se apresenta como uma gigante

vermelha fria de brilho variável devido à instabilidade de sua estrutura. Há a queima de uma

camada de hélio ao redor de um núcleo de carbono e oxigênio (C-O) com elétrons

degenerados e uma camada mais externa onde ocorre a queima de hidrogênio. O objeto então

passa por uma fase de queima quiescente (a E(arly)-AGB) que dura entre 1 e 15 10

anos, e

em seguida ele sofre pulsação de origem térmica (TP-AGB) durante um período de cerca de

centenas de milhares de anos. Estes pulsos térmicos são devidos a grandes perdas energéticas

geradas por um tipo de flash de hélio, que pode durar algumas centenas de anos. A estrela

perde seu envoltório devido a esta fase instável pulsante, onde ondas de choque que se

formam na fotosfera estelar fornecem energia suficiente para que o gás se eleve até regiões

frias o suficiente para ocorrer a formação de poeira. A pressão de radiação também é

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

esfericamente simétricos. A fase AGB encerra-se quando praticamente toda a camada externa

ao núcleo de C-O é dissipada através do processo de perda de massa.

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

freqüentemente obscurecidas por seus envoltórios de poeira. A medida que o objeto estelar

ascende no ramo assintótico, tanto as taxas de perda de massa como a profundidade óptica de

seus envelopes circunstelares aumentam. A absorção da radiação estelar emitida na banda

visível e posterior reemissão energética no IR torna a estrela mais avermelhada, i.e., com uma

temperatura de cor menor. O efeito das pulsações radiais aliado à variação da opacidade

fotosférica tornam o brilho da estrela variável (Reid & Goldstone 2002). As variáveis mais

notórias nesta situação são as estrelas do tipo Mira e as OH/IR obscurecidas, embora estrelas

de pulsação irregular ou semi-irregular de baixa amplitude sejam mais freqüentes. Os

períodos de variação vão de cerca de 1 ano para as Miras, com amplitude menor do que 2,5

magnitudes no visível, até cinco anos no caso das estrelas OH/IR, que pode atingir uma

variação de algumas magnitudes no IR próximo (Engels et al. 1983).

As AGB ricas em oxigênio (C/O < 1) podem ser identificadas pelas características

espectrais em 9,7 e 18 μm, produzidas por silicatos. A banda em 9,7 μm (silicato) evolui de

um perfil de emissão nas E-AGB (e.g. variáveis Miras) até uma característica de absorção nas

AGB mais evoluídas (e.g. OH/IR), como sugere o comportamento da amostra estudada por

Sylvester et al. (1999) na Figura 1.7.

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

ordenada de acordo com sua profundidade óptica em 10 μm. Espera-se que esta se correlacione com a taxa de

perda de massa, mostrando portanto a dependência do perfil exibido pelo silicato como função desta.

A evolução espectral do silicato de emissão para absorção é reproduzida por modelos de

transporte radiativo que levam em consideração uma taxa crescente de perda de massa ao

longo da fase de AGB (Bedijn 1987, Volk & Kwok 1988).

Estrelas ricas em carbono neste estágio evolutivo são caracterizadas por uma baixa

temperatura de cor (T ~ 500-1000 K) e pela presença da banda de emissão em 11,3 μm,

devida ao SiC (Chan & Kwok 1990). Estrelas deste tipo bastante evoluídas podem apresentar

uma temperatura de cor de até 300 K, exibindo um contínuo sem características espectrais

provavelmente devido ao grafite, que não apresenta bandas de emissão no IR médio (Volk et

al. 1992).

Muitas estrelas AGB ricas em oxigênio exibem um perfil de emissão de duplo-pico do

OH em 1612 MHz e em 1665/1667 MHz, o que implica em um envelope circunstelar em

expansão. Técnicas rádio-interferométricas são usadas para a resolução de alguns destes

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

simetria esférica é mais freqüentemente associada à geometria do envoltório da AGB.

O CO é a molécula mais abundante (depois do hidrogênio) na atmosfera de estrelas

tardias, sendo comum a observação de sua linha rotacional tanto nas AGB ricas em carbono

com em oxigênio (Knap et al. 1982). Perfis de pico duplo indicam o desprendimento do

envoltório molecular da fotosfera (Olofsson et al. 1988). Também são observadas emissões do

tipo maser causadas por H

O em 22 GHz e em 43 e 86 GHz atribuída ao SiO (Engels 2005).

A fase de AGB tem seu fim quando o processo de perda de massa remove todo o

envelope ao redor do núcleo de C-O. A transição entre a estrela OH/IR extremamente

embebida para esta nova configuração de envelope desprendido ocorre em uma escala de

tempo muito rápida (de cerca de 500 anos para o modelo de 3 M

⊙

de Steffen et al. 1998),

sendo acompanhada pela mudança do formato da SED de uma distribuição de componente

fotosférica embebida para um perfil de pico duplo, conforme mostra a Figura 1.8. A taxa de

perda de massa também sofre uma queda notável neste período, muito embora a velocidade

dos ventos associados à perda de massa (revelada pela emissão do CO, por exemplo) aumente

até chegar a valores da ordem de 10

km/s.

Figura 1.8: Evolução da taxa de perda de massa e da distribuiç ão de energia, respectivamente, para uma estrela

AGB após o pulso térmico final (Steffen et al. 1998). São exibidas as SEDs relativas aos instantes de tempo

especificados na curva evolutiva da perda de massa com o tempo. As linhas tracejadas representam os espectros

intrísecos da estrela central, para cada uma das temperaturas efetivas especificadas na legenda da figura.

1.2.2 A fase de nebulosa planetária jovem

Define-se uma PN jovem aquela que possui uma alta densidade nebular e alto brilho

superficial, o que implica em uma idade dinâmica curta, da ordem de 10

anos. Uma jovem

PN também ainda deve preservar o envelope remanescente da fase de AGB, que em uma fase

posterior terá suas moléculas destruídas pela radiação ultravioleta (UV) e sua componente de

poeira diluída pelo processo de expansão.

Como a fase de pós-AGB é extremamente curta, a PN ainda guarda consigo muitas

características espectrais das AGB. Dados IRAS de 90 PNs foram analizados por Pottasch et

al. (1984) e Iyengar (1986). Eles chegaram à conclusão de que a temperatura de cor destes

objetos decresce com o raio observado.

A SED de uma jovem PN pode ser separada em duas componentes: uma de poeira entre

10 e 100 μm e outra gasosa que vai 1 a 10 μm (Kwok et al. 1986, Zhang & Kwok 1991). A

Figura 1.9 mostra um exemplo típico deste comportamento.

Figura 1.9: SED de IC 2448, uma jovem PN. A linha pontilhada representa o modelo da emissão contínua

ligado-livre e livre-livre; a tracejada corresponde a emissão livre-livre extrapolada das medidas em rádio; a

curva descontínua da esquerda representa a emissão fotosférica e a ponto-tracejada da direita constitui a emissão

do envoltório remanescente da fase AGB. Os vários pontos representam observações feitas do solo e tomadas

pelo satélite IRAS (Zhang & Kwok 1991).

A componente de poeira é provavelmente resquício do envelope formado na fase de

AGB. A emissão da região IR próxima do espectro tem origem na emissão contínua ligado-

livre e livre-livre da nebulosa e a parte visível representa a radiação fotosférica do objeto

central extremamente quente.

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

enfraquecer as características espectrais no IR médio, já que eles situam-se na região da

queda exponencial da função de Planck para uma temperatura da ordem de 100 K (Kwok

1980), tanto a banda em 9,7 μm de silicato como em 11,3 μm de SiC foram detectadas pelo

espectrômetro de baixa resolução (LRS) do satélite IRAS (Zhang & Kwok 1990, Volk &

Cohen 1990). Estas detecções permitem determinarmos se a estrela AGB progenitora era rica

em oxigênio ou em carbono.

Entretanto, existe uma família de características espectrais IR em 3,3; 6,2; 7,7 e 11,3 μm,

não observadas em estrelas de tipo espectral tardio. Essas características são normalmente

atribuídas aos PAHs (Léger & Puget 1984) e são particularmente proeminentes em jovens PN

ricas em carbono com estrelas centrais de tipo espectral Wolf-Rayet tardio (WC12) com

grande excesso no IR. Isto se deve ao fato dos PAHs serem preferencialmente excitados por

radiação UV.

Há também a presença da molécula de CO em algumas PN, detectada pela primeira vez

na jovem NGC 7027 (Mufson et al 1975). A intensidade desta linha é particularmente forte

em PNs associadas a uma grande quantidade de poeira, como é o caso das mais jovens.

Sugere-se que a poeira “blinda” a molécula de CO e conseqüentemente impede sua

fotodissociação.

A emissão do radical OH em PNs foi comprovada por Davis et al. (1979) na jovem PN

Vy 2-2, a qual exibe a característica de silicato em 9,7 μm e portanto é rica em oxigênio. Em

contraste ao duplo-perfil de emissão normalmente observado nas estrelas da fase AGB,

apenas uma componente deslocada para o azul aparece no espectro das PNs. A componente

vermelha é provavelmente absorvida pelo gás ionizado da nebulosa. Diversas outras

observações análogas foram efetuadas, no entanto o número de detecções deste tipo de objeto

“OH-PN” ainda permanece baixo.

Mapeamentos de alta resolução de PNs mostram que a grande maioria apresenta uma

morfologia bipolar, com dois máximos de emissão em sua estrutura (Aaquist & Kwok 1990,

1991). Modelos de de-projeção indicam que esta geometria é resultado da formação de

envoltórios incompletos, devida aos mecanismos de interação entre os ventos mais a presença

de um vento assimétrico da fase AGB (Volk & Leahy 1992).

1.2.3 Classificação das pós-AGB de acordo com a distribuição de energia

Uma classificação de acordo com o formato da SED foi proposta por van der Veen et al.

(1989), que estudaram objetos da transição desde a fase AGB até o estágio de nebulosas

planetárias, mostrando como separam-se os objetos de acordo com a massa da estrela

progenitora, a relação C/O e a atual taxa de perda de massa. Com base no formato da SED de

uma amostra de 42 fontes IRAS, candidatas a pós-AGB, eles sugeriram uma separação em

quatro classes: (I) espectro achatado entre 4 e 25 μm e uma queda mais inclinada para os

comprimentos de onda mais curtos; (II) máximo em 25 μm e uma queda gradativa nos

comprimentos de onda mais curtos; (III) máximo ao redor de 25 μm, uma queda inclinada

nos comprimentos de onda mais curtos e um plateau entre 1 e 4 μm; (IV) dois picos, um ao

redor de 2 μm e outro em 25 μm. A Figura 1.10 mostra um representante de cada categoria.

Figura 1.10: Objetos pertencentes às categorias de PPN propostas por van der Veen et al. (1989): (a) Classe I:

IRAS19386+0155; (b) Classe II: IRAS19067+0811, (c) Classe III: IRAS 17047-5660. Adaptado da Figura 4 de

van der Veen et al. (1989).

Os maiores excessos de emissão IR encontrados nas estrelas observadas nas candidatas

HAB de nossa amostra são comparáveis preferencialmente aos dos objetos Classe I, e

eventualmente alguns da Classe II, não ocorrendo objetos com SEDs semelhantes às demais

categorias. De acordo com de van der Veen et al., as fontes com espectros das classes I e II

apresentam os núcleos estelares mais massivos (M

~ 0.75 M

⊙

), provavelmente originados das

massivas progenitoras (~ 4 M

⊙

). As taxas de perda de massa são da ordem de 10

-5

⊙

/ano. A

maioria dos objetos da Classe I não apresenta uma clara característica espectral de uma

estrela visível, porém IRAS19386+0155 está associada a uma estrela de magnitude V=11.2,

cujo espectro cai com acentuada inclinação entre 0,3 e 0,5 μm. Pela semelhança entre a SED

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

representante da categoria de pós-AGB, na análise comparativa realizada no presente

trabalho. A Figura 1.11 apresenta o resultado do ajuste da SED desta estrela, calculada pelo

modelo de disco adotado por Gregorio-Hetem & Hetem (2002), o qual será discutido em

maior detalhe no Capítulo 5.

Figura 1.11: SED da fonte

IRAS19386+0155, uma

pós-AGB, representante

da Classe I proposta por

van der Veen et al. (1989).

As curvas teóricas foram

calculadas adotando-se o

modelo proposto por

Gregorio-Hetem & Hetem

(2002), visando um estudo

comparativo com as

estrelas de nossa amostra.

1.2.4 Estudo do cenário evolutivo das pós-AGB no diagrama de cores IRAS

As cores IRAS são uma ferramenta bastante útil para se analisar estágios finais da

evolução estelar, como observado por van der Veen & Habing (1988 – VH88 daqui em

diante). Seus diagramas são adequados para o estudo das características do envoltório destas

estrelas, podendo revelar a história da perda de massa do objeto, além de ser um indicativo de

sua composição química. Estas informações são fundamentais na determinação do status

evolutivo do objeto de interesse.

O estudo de VH88 mostra que as estrelas ricas em oxigênio que possuem um envoltório

formam uma seqüência no diagrama das cores [12] – [25] x [25] – [60], definidas por

[12] - [25] = -2,5 log(F

)

[25] - [60] = -2,5 log(F

)

Os autores verificam que esta seqüência representa uma linha evolutiva de estrelas no

ramo assintótico, que são sujeitas a taxas crescentes de perda de massa ao longo de sua

história. A trajetória evolutiva no diagrama de cores IRAS proposta por VH88 é representada

pela curva tracejada na Figura 1.12, a qual é percorrida da esquerda para a direita pelos

objetos estelares. Esta evolução parte da estrelas variáveis Miras, que sofrem um processo de

aumento na taxa da perda de massa e variabilidade ao longo de sua história, tornando-se uma

estrela do tipo OH-IR. Esta correlação observada entre a taxa de perda de massa e a variação

no brilho confirma a interpretação de que as ondas de choque dirigidas pelas pulsações

radiais da fase de AGB são as responsáveis pelo processo de ejeção das camadas mais

externas da estrela.

As regiões delineadas sobre este diagrama são fruto de um estudo estatístico de uma

amostra de 8864 objetos selecionados por VH88 a partir do PSC gerado pela missão IRAS.

Elas representam o locus típico de determinadas categorias de objetos definidas no trabalho.

Estas definições são baseadas tanto na posição no diagrama de cores de cada objeto, nos

espectros de baixa resolução entre 8 e 24 μm do catálogo LRS (Low Resolution Spectra) e o

indicativo de variabilidade dado pelo PSC. Os estágios finais representados neste diagrama

correspondem à fase de PN, as quais se encontram concentradas na Região V da Figura 1.12.

Episódios de dragagem (dredge up) são sugeridos como causadores da mudança da química

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

dos estrelas ricas em oxigênio, que ocorre da esquerda para a direita do diagrama. A linha cheia mostra as cores

associadas a um corpo negro, para várias temperaturas. As regiões enumeradas representam o locus típico de

categorias específicas de objetos, especificadas no texto.

dos envoltórios circunstelares. Esta mudança torna os envoltórios ricos em carbono, causando

a migração dos objetos para a região VI. A localização de objetos nesta região é indicativa da

coexistência de material frio (cor [25] – [60] elevada) e de uma componente quente (baixos

valores de [12] – [25]). Esta estrutura sugere que o processo de perda de massa ocorrido seja

episódico, devido à ação das pulsações térmicas da fase AGB. A componente mais fria é

provavelmente ejetada em uma época anterior àquela da formação do envoltó rio mais quente.

1.3 Identificação através das cores no infravermelho

O digrama de cores no IR mostra-se a ferramenta ideal para o estudo de objetos

associados à presença de material circunstelar. A fotometria no IR próximo pode ser utilizada

para verificarmos se a principal fonte de emissão é de origem fotosférica, nebulosa (i.e.,

gasosa) ou devido à presença de um envelope circunstelar (García-Lario et al. 1997). A

determinação da origem desta emissão nos permite a identificação da natureza e o estágio

evolutivo da fonte, já que cada objeto deve apresentar um fluxo característico nos

comprimentos de onda IR. Entretanto, em muitos casos a identificação de um dado objeto não

é possível através das cores no IR exclusivamente. Regiões compactas de HII, estrelas na

PMS, núcleos ativos de galáxias (AGNs) e pós-AGBs possuem cores IR bastante similares.

Neste caso, faz-se necessária a análise conjunta de outras faixas espectrais ou até mesmo o

uso de critérios adicionais. Este problema é facilmente resolvido, por exemplo, para o caso

das estrelas OH/IR, as quais podem ser caracterizadas pela presença da emissão maser de OH

em 1612 MHz, com perfil de duplo-pico. No caso das estrelas TT, temos a confirmação de

sua natureza pela detecção da linha de absorção do LiI em 6707Å. Porém infelizmente

assinaturas como estas não são tão evidentes nas outras classes de objetos. A emissão maser

normalmente não é mais observada na fase de pós-AGB e as HAB são quentes demais para

que seja possível a sobrevivência de alguma fração de sua abundância primordial de lítio em

uma escala de tempo observável.

Apesar disto, ainda assim podemos extrair informações valiosas acerca da natureza dos

objetos a partir da característica de emissão no IR. Para uma interpretação adequada do

comportamento desta faixa espectral, é interessante revisarmos algumas das principais fontes

de emissão nesta região: (i) Emissão térmica de um plasma, que consiste basicamente do

coníinuo de recombinação e de emissão livre-livre de um gás composto por hidrogênio e

hélio ionizados; (ii) Emissão térmica de poeira, originada tanto pela poeira fria presente nos

envelopes circunstelares com temperaturas características abaixo de 300 K (IR médio e

distante) como também pela poeira quente (T ~ 1000 K – IR próximo) associada ou a um

episódio de perda de massa recente, no caso das pós-AGB, ou à presença de um disco

circunstelar, no caso de um YSO; (iii) Contínuo estelar, no caso de estrelas não tão

obscurecidas pela poeira circunstelar e (iv) Linhas de emissão, geradas principalmente pela

recombinação do hidrogênio e hélio. Essas linhas podem ser dominantes na região entre 1 e 2

m para envoltórios ionizados. O tripleto de HeI em 1,083 m pode ser brilhante o suficienteμ μ

para ser a principal fonte de emissão na banda J, mesmo estando na extremidade da curva de

transmissão deste filtro. Também contribuem nesta banda as linhas de recombinação de

Paschen do hidrogênio, enquanto que as linhas das séries de Brackett, Pfund e em alguns

casos a emissão molecular do hidrogênio afetam o fluxo observado nas bandas H e K.

A Figura 1.13 exibe as regiões típicas ocupadas pelas diversas classes de objetos no

digrama de cores H-K x J-H, extraído do trabalho de García-Lario et al. (1997).

Cerca de 2/3 das PNe da amostra estão contidas na nebula box, definida por Whitelock

(1985), indicada em destaque na Região V mostrada na Figura 1.13. As PNe também se

encontram em uma região bem separada daquela à posição de estrelas de MS e gigantes. A

dispersão desta classe de objeto com relação à banda J não deve ser devida a ocorrência de

diferentes temperaturas de plasma, já que isto produziria apenas pequenos deslocamentos dos

objetos no diagrama. Whitelock (1985) mostra que esta dispersão é provavelmente devida à

presença do tripleto de HeI em 1,083 m, especialmente intenso nas PNs da classe deμ

excitação intermediária. García-Lario et al. (1997) atribuem a localização de algumas PNs na

Região I, típica das estrelas da MS e gigantes, à contaminação por estrelas de campo ou por

uma possível companheira binária.

Figura 1.13: Diagrama de cores no IR próximo da amostra de García-Lario et al. (1997), sem correção de

extinção. A linha cheia na região I indica a posição correspondente à MSe estrelas gigantes. A área em destaque

contida na região V é referente à “nebula box”, definida por Whitelock (1985). O vetor representa o

deslocamento que uma extinção de 10 magnitudes causaria na posição de um objeto.

As estrelas de pós-MS estão espalhadas por quase todo o diagrama. Em particular,

aquelas que ocupam a Região II apresentam emissão maser em OH e não possuem

contrapartida no óptico. Estas são características compatíveis com estrelas variáveis do tipo

OH/IR, que portanto provavelmente povoam esta região. Já nas regiões III e IV, as estrelas

mais evoluídas são sujeitas a uma forte extinção cicunstelar e geralmente não são variáveis. A

emissão maser ocorre apenas na Região III. Suas diferentes posições podem ser causadas pela

presença de poeira quente, que influencia especialmente o fluxo detectado pela banda K.

Estas características indicam que as estrelas que ocupam esta região se encontram

provavelmente em um estágio recente da fase de pós-AGB, constituindo a classe de estrelas

OH/IR não variáveis. A Região I caracteriza uma emissão do tipo estelar, compatível com as

pós-AGB em estágios mais avançados, com a conseqüente dissipação de seus envoltórios.

Nela ocorre uma pequena variabilidade irregular e a emissão maser não é observada.

Entre os YSOs, encontram-se desde os objetos mais severamente obscurecidos até

aqueles onde são detectadas estrelas brilhantes no óptico, com pouco ou nenhum excesso no

IR. As fontes sujeitas a uma alta extinção são provavelmente regiões de HII compactas e

objetos do tipo Herbig-Haro, ainda embebidos na nuvem molecular nas quais eles foram

originados. Estes objetos povoam especialmente a Região III, muito embora alguns ocupem a

Região II próxima à linha de temperaturas de cor de BB, que varia entre 800 e 1500 K. Já os

objetos visíveis nos comprimentos de onda ópticos constituem as HABs e TT da amostra.

Eles ocupam preferencialmente a Região IV, embora ainda assim há casos nas regiões I e II.

Os discos circunstelares são os mais prováveis responsáveis pelo excesso observado no IR

destas fontes (Hillenbrand et al. 1992). As galáxias presentes no diagrama de cores são em

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

intersecção entre as regiões I e IV, confundindo-se com as outras classes de objetos. O

excesso observado no IR é originado nas regiões ao redor do núcleo galáctico, que são

provavelmente associados a uma forte atividade de formação estelar (Sanders et al. 1988,

Carico et al. 1990). Assim, as galáxias que ocupam a Região IV possuem provavelmente um

núcleo com surto de formação estelar, enquanto que aquelas que se encontram na Região I

devem corresponder a uma atividade nuclear moderada.

Podemos concluir a partir da análise das cores no IR próximo que a análise desta faixa

do espectro não é suficiente para a identificação dos objetos na maioria dos casos. Desta

forma, é necessário levar em consideração outros critérios de classificação, para serem

combinados com a informação contida no diagrama das cores no IR próximo.

O diagrama das cores IRAS fornece informação adicional em outra faixa espectral, no

IR distante. A Figura 1.14 exibe este diagrama, com as regiões típicas de várias classes de

objetos sugeridas por diversos autores, sobrepostas à amostra de García-Lario et al. (1997).

A Região (a) é associada às variáveis Miras brilhantes (Herman 1988); (b) às variáveis

OH/IR (Svagnaman 1989); (c) às estrelas TT e HAB (Harris et al. 1988); (d) aos AGNs (de

Grijp et al. 1987) e (e) às regiões de HII compactas (Antonopoulos & Pottasch 1987). A curva

exponencial presente no diagrama representa a trajetória evolutiva sofrida por um objeto com

taxa crescente de perda de massa, calculada por Bedijn (1987).

Podemos observar neste diagrama que apesar da sobreposição do locus típico das

diversas classes de objeto, ainda assim há regiões onde a identificação é possível. Além disso,

a amostra de García-Lario et al. (1997) se mostrou compatível com a distribuição esperada

para os alvos de natureza conhecida de sua amostra, confirmando a validade deste critério de

classificação.

Figura 1.14: Diagrama das cores IRAS da amostra de García-Lario et al. (1997). Sobrepostas estão as regiões

típicas de cada classe de objeto, propostas por diversos autores (descritas no texto). A linha cheia representa a

curva calculada por Bedijn (1987) associada a uma evolução com taxa de perda de massa crescente.

Capítulo 2

O Pico dos Dias Survey

Com base nas medidas de fluxos IRAS em 12, 25 e 60 μm de estrelas T Tauri (TT)

associadas a nuvens moleculares do Complexo de Chamaeleon, Gregorio-Hetem, Sanzovo e

Lépine (1988) sugeriram que as TT ocupam uma região bem definida no diagrama cor-cor

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

(MCT/LNA), em Itajubá, MG visando a obtenção de espectros de média resolução para

verificar a presença das linhas H

(em emissão) e Li I (em absorção), que confirmam a

natureza jovem das candidatas. Foi assim estabelecido o projeto denominado Pico dos Dias

Survey (PDS), uma pesquisa que revelou vários objetos PMS que não haviam sido

préviamente identificados, ou seja, novas estrelas TT e estrelas HAB.

Os primeiros resultados foram publicados na forma de um catálogo por Gregorio-Hetem

et al. (1992) e Torres et al. (1995). Finalmente, C. A. Torres (1999) apresentou em sua tese de

doutorado o catálogo completo do PDS, descrevendo em detalhes o projeto, o qual será aqui

apresentado apenas de forma resumida.

2.1 Objetivos

A partir do IRAS PSC foram selecionadas candidatas a novas estrelas do tipo TT

(estrelas de baixa massa na fase PMS). O critério básico de seleção utilizado foi a busca pelos

objetos contidos dentro de uma região específica do diagrama de cores IRAS, determinada

pelos intervalos de fluxos 0.95<F

<3.40 e 0.50<F

<3.30, sendo F

, F

e F

densidades de fluxo IRAS sem correção de cor. O fluxo IRAS em 100 μm não foi utilizado

para esta seleção por ser uma banda freqüentemente dominada pela emissão devida ao cirrus

ou a nuvens de poeira (Gregorio-Hetem et al. 1992). Foram selecionadas apenas as fontes que

possuíssem medidas de fluxo de boa qualidade (flags de 2 ou 3 no IRAS PSC), ou seja,

medidas que reprsentassem um limite superior não foram consideradas. Não foram

selecionados objetos que se localizassem ao norte de 30 graus em declinação e que não

correspondessem a fontes como galáxias, quasares ou PNs conhecidas. Uma busca no Guide

Star Catalog (GSC) permitiu identificar a melhor contrapartida óptica de cada fonte IRAS,

tornando mais eficiente o processo observacional e a aquisição de espectros. Além disso,

após a publicação dos resultados de Weintraub (1990), sugerindo faixas menos restritivas

(vide Seção 2.4) para as cores IRAS típicas de estrelas jovens, foi possível estender a procura

para um número maior de candidatas. Foram selecionados apenas objetos com magnitude

mais brilhante do que 14, sendo esta estimada a partir de imagens do Digitized Sky Survey

dentro de 3.3 da incerteza da posição IRAS.σ

2.2. Metodologia

Os espectros foram obtidos com o espectrógrafo Coudé e o telescópio de 1,6m do OPD.

Foi utilizada a rede de 600 l/mm, que proporciona uma resolução de cerca de 0,7 Å na região

do vermelho (~6600 Å), cobrindo a região de 6500 Å a 6740 Å.

Medidas fotométricas foram obtidas nas bandas no sistema Johnson-Cousins

(UBV(RI)

) usando o fotômetro rápido (FOTRAP) descrito por Jablonski et al. (1994).

Para cada contrapartida óptica das fontes IRAS selecionadas de acordo com os critérios

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

ocorrência de variabilidade nas linhas espectrais. Note-se que muitas das fontes IRAS

apresentaram duas ou mais contrapartidas ópticas, o que possibilitou a descoberta de vários

sistemas múltiplos.

2.3 Resultados obtidos pelo PDS

O resultado desta busca em princípio direcionada a objetos jovens de baixa massa foi

bastante heterogêneo e desta forma surpreendente. Foi gerado um catálogo contendo 886

objetos, dentre os quais estão: 200 estrelas jovens ainda não catalogadas anteriormente

(Gregorio-Hetem et al. 1992; Torres et al. 1995; Torres 1999); 108 candidatas a estrelas do

tipo Herbig Ae/Be (Vieira et al. 2003); 20 gigantes vermelhas ricas em lítio (Gregorio-Hetem

et al. 1993, Castilho et al. 2003); e um quasar (Torres et al. 1997).

Estes resultados evidenciam a heterogeneidade dos tipos de objetos detectados a partir

dos critérios de seleção adotados pela missão do PDS. Como vimos no Capítulo 1, isso se

deve à semelhança no excesso IR observado tanto em objetos jovens como nos objetos mais

evoluídos. Este fato propiciou por exemplo a descoberta serendípita de gigantes ricas em lítio.

De la Reza et al. (1997) argumentam que todas as gigantes K normais se tornam ricas em lítio

por um curto período de tempo (de até 10

anos), devido a um mecanismo de mistura abrupto

que enriquece uma camada circunstelar, a qual é ejetada devido a um evento de perda de

massa episódico. Este processo é similar ao ocorrido para a conversão de camadas ricas em

oxigênio para camadas ricas em carbono (de la Reza et al. 1996).

2.4 A detecção de estrelas jovens de massa intermediária

Por apresentarem uma estrutura circunstelar semelhante às TT, candidatas a estrelas

HAB também foram selecionadas de acordo com o critério das cores IRAS. Os intervalos

adotados para as razões de fluxos IRAS, de acordo com a sugestão de Weintraub (1990),

foram: -1,35 ≤ α

≤ 2,0 e -1.85 ≤ α

≤ 1,5 definidos por:

= 3,14 log(F

) – 1

= 3,14 log(F

) – 1

Como mencionado acima, esses intervalos são um pouco mais abrangentes que aqueles

sugeridos por Gregorio-Hetem, Sanzovo, & Lépine (1988) como locus preferencial das TT,

permitindo que objetos com mais variadas características circunstelares ou formato da SED,

em especial as HABs, também fossem revelados. Como será discutido na Seção 2.6, parte da

amostra de estrelas jovens de massa intermediária observadas no PDS apresenta SEDs com

inclinações extremas (espectro crescente na região do IR distante), mais semelhante a objetos

evoluídos, como as pós-AGB, do que a estrelas PMS, tornando esse grupo especialmente

interessante para o presente trabalho.

Vieira et al. (2003) apresentaram a identificação das 108 HABs detectados pelo PDS.

Cerca de 30% dessa amostra já havia sido préviamente identificada como PMS no trabalho

realizado por Thé et al. (1994), no qual foram estudados 287 objetos, entre HAB e estrelas

relacionadas. A Tabela 1 do catálogo de Thé et al. apresenta uma centena de estrelas de tipo

Ae ou Be que até o início dos anos 90 eram reconhecidas como verdadeiras HABs, bem como

potenciais candidatas. Outros objetos, classificados como estrelas com linhas de emissão e

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

separadas no referido catálogo.

Guimarães et al. (2006) estudaram a acresção circunstelar de uma amostra de 15 HABs

do PDS, determinando parâmetros estelares, metalicidade e velocidade de rotação através de

espectroscopia de alta resolução e cálculo de espectros sintéticos. Evidências de acresção

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

componentes de linhas de absorção.

2.5 Henize 3-1475

Rodrigues et al. (2003) realizaram um estudo polarimétrico de PDS465 (Henize 3-1475),

uma das canditatas a HAB que apresentava forte excesso far-IR, como indicado pela

inclinação da SED muito mais proeminente nas bandas IRAS que na região espectral do

visível. Uma das evidências de se tratar de objeto evoluído foi apresentada por Rieira et al.

(1995) que realizaram espectroscopia e imageamento ópticos revelando alta abundância de

nitrogênio, uma das características típicas de PN do tipo I.

Os resultados observacionais obtidos a partir da polarimetria óptica e da fotometria no

IR próximo obtidos por Rodrigues et al. (2003) confirmaram a natureza PPN de Henize 3-

1475. Com base na alta polarização intrínseca, provavelmente devida a um disco circunstelar

ópticamente espesso, e na modelização do envoltório, calculada pelo método de Monte Carlo,

foi verificada uma lei de potência com índice -3 para a distribuição de tamanhos de grãos.

Inspirados pelo fato de que outras HABs do PDS podem apresentar características

semelhantes a Henize 3-1475, tornando-as potenciais candidatas a objetos mais evoluídos,

realizamos um estudo detalhado de uma amostra selecionada de acordo com o formato da

SED, conforme os critérios descritos na Seção 2.6 a seguir.

2.6 Classificação segundo a distribuição espectral de energia

Sartori et al. (2003) propuseram um esquema de classificação das HAB a partir da

análise da SED do objeto. Ele é baseado no valor do índice espectral β e na fração da

contribuição do envoltório circunstelar sobre o espectro total emitido pela candidata. Este

índice é definido por Torres (1999) é expresso por β = 0,75 log(F

) – 1.

A estimativa da fração da contribuição circunstelar é feita através de um modelo que

propõe uma estrutura composta por objeto central envolvido por um disco fino oticamente

espesso e um envelope esférico de poeira (Gregorio-Hetem & Hetem 2002). Reproduz-se a

SED observada considerando-se diferentes leis de temperatura para as componentes

individuais do sistema. A partir deste modelo, pode-se calcular a porcentagem da emissão do

envoltório Sc com relação à emissão total. Desta forma, definiram-se as seguintes classes:

-Grupo 1: β > 1, indicando que a emissão no IR médio é maior que a emissão no visível. A

contribuição circunstelar Sc é maior do que 70 %.

-Grupo 2: -1 ≤ β ≤ 0 , indicativo de que a emissão no IR médio é menos importante que a

observada no óptico. A fração de sua contribuição circunstelar está em um intervalo entre

10% e 70%.

-Grupo 3: β < -1, característico de uma emissão no IR muito menor do que no óptico. Neste

caso, Sc < 10%. A Figura 2.1 mostra exemplos de SEDs de representantes destes três grupos.

Esta classificação segue a idéia de um cenário evolutivo das HAB, semelhante ao

proposto por Malfait et al. (1998). O Grupo 1 corresponde a objetos mais embebidos, como é

o caso de R Cr A, enquanto o Grupo 3 representa estrelas com discos de poeira mais

evoluídos, análogos a Vega. O Grupo 2 é a fase de transição entre estas duas categorias

extremas.

No entanto é importante notar que diferentes fases de evolução podem exibir excesso no

infravermelho distante devido à emissão circunstelar. É este fato que gera a confusão entre as

candidatas a HAB do Grupo 1 com objetos do tipo pós-AGB e outros indicativos da real

natureza das fontes devem ser levados em consideração.

Figura 2.1: SEDs dos objetos R Cr A, HD144432 e β Pictoris, típicas dos Grupos 1, 2 e 3, respectivamente. Esta

separação em grupos é definida por Sartori et al. (2003). As curvas teóricas foram calculadas a partir de um

modelo de dupla componente circunstelar, descrito no Capítulo 5.

2.7 Critérios de seleção de nossa amostra

Foram selecionados 27 objetos entre as candidatas a HAB pertencentes ao Grupo 1

descrito anteriormente. As SEDs destes objetos apresenta inclinações crescentes para maiores

comprimentos de onda, havendo um máximo de emissão no infravermelho distante. Esta

característica indica a forte contribuição na emissão devida ao envoltório circunstelar. A lista

dos objetos selecionados para este estudo pode ser visualizada na Tabela 2.1, onde podemos

encontrar as identificações destes objetos dadas pelo PDS, IRAS e a identificação mais

comum na literatura, bem como suas posições, dadas em coordenadas equatoriais (J2000). Os

outros dados disponíveis para as estrelas da amostra podem ser encontrados no Capítulo 4.

Tabela 2.1: Objetos do PDS selecionados como candidatos a pós-AGB.

PDS IRAS identificação R.A. DEC.

18 05513-1024

...

05 53 42,5 -10 24 01

27 07173-1733

V* DW Cma

07 19 35,94 -17 39 18,7

37 10082-5647

GSC 08607-01509

10 10 00,33 -57 02 07,4

67 13491-6318

Hen 3-938

13 52 42,9 -63 32 48

141 12496-7650

V* DK Cha

12 53 17,22 -77 07 10,6

168 04278+2253

GSC 01829-00331

04 30 50,05 +23 00 06,2

174 05044-0325

NSV 1832

05 06 55,5 -03 21 13

193 05357-0650

GSC 04779-00040

05 38 09,23 -06 49 15,9

198 05365-0718

V* V599 Ori

05 38 58,64 -07 16 45,7

204 05471+2351

EM* MWC 778

05 50 13,5 +23 52 17

207 06040+2958

GSC 01876-00892

06 07 16,1 +29 58 01

216 06210+1432

CAP 0621+14

06 23 56,16 +14 30 27,6

257 07394-1953

...

07 41 41,2 -20 00 14

290 09245-5228

GSC 08584-02884

09 26 11,8 -52 42 18

353 12196-6300

ESO 95-7

12 22 23,28 -63 17 16,7

371 13445-3624

...

13 47 31,7 -36 39 52

394 15310-6149

...

15 35 17,0 -61 59 05

406 16017-3936

GSC 07855-00815

16 05 03,93 -39 45 03,2

431 16513-4316

...

16 54 57,7 -43 21 39

465 17423-1755

Hen 3-1475

17 45 14,16 -17 56 46,6

477 17575-1647

...

18 00 29,3 -16 47 23

518 18250-0351

V* NZ Ser

18 27 39,6 -03 49 52

520 18275+0040

GS 00446-00153

18 30 06,9 +00 42 34

530 18391+0805

...

18 41 34,8 +08 08 22

543 18454+0250

...

18 48 00,4 +02 54 13

551 18528+0400

...

18 55 21,5 +04 04 29

581 19343+2926

BD +29 3662

19 36 18,41 +29 32 52,4

Capítulo 3

Associação com nuvens moleculares

A associação de um dado objeto com regiões de formação estelar pode ser um indicativo

de uma natureza jovem. As nuvens moleculares são bem conhecidos “berçários estelares”,

onde acredita-se que um processo de colapso gravitacional, desencadeado por uma eventual

perturbação do sistema, seja responsável pelo surgimento de novas estrelas. Desta forma, o

estudo desta possível associação desempenha um papel importante na identificação da

natureza dos objetos de nossa amostra.

Uma análise interessante consiste na comparação da distribuição espacial das estrelas

sob investigação e a distribuição de nuvens escuras da Galáxia. Para tanto, fez-se uma busca

nos catálogos de Lynds (1962) e de Feitzinger & Stüwe (1984) das nuvens maiores e mais

próximas às estrelas da amostra. O catálogo de Lynds é uma compilação das nuvens escuras,

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

Observatório Palomar, cobrindo uma região entre 0 e 240

em longitudes galácticas. Já o

trabalho de Feitzinger & Stüwe baseia-se no estudo de campos contidos no Atlas Celeste ESO

(B) e SRC-J, abrangendo a região complementar entre 240

e 360

. Ambos fornecem a

posição central das nuvens, suas áreas em graus quadrados calculadas com o auxílio de um

planímetro e uma estimativa de suas opacidades, feita através de inspeção visual.

A Tabela 3.1 exibe os dados obtidos a partir da pesquisa nestes catálogos. A coluna 1

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

coordenadas galácticas destas candidatas; a quarta coluna exibe a identificação da nuvem

mais próxima do respectivo objeto de nossa amostra, onde a letra “L” indica quando esta

entrada foi extraída do catálogo de Lynds (1962); as colunas 5 e 6 especificam a posição

central destas nuvens; a sétima coluna informa a área da respectiva nuvem, em graus

quadrados; a oitava coluna mostra a distância entre o objeto de nossa amostra e o centro da

nuvem mais próxima e a coluna 9 representa uma estimativa da distância entre o objeto PDS e

a borda da nuvem. A distância entre o objeto e o centro da nuvem é calculada através da

expressão

D = [(l

obj –

nuv

)

+ (b

obj

- b

nuv

)

]

1/2

onde l representa a longitude galáctica e b a latitude. A estimativa da distância da estrela à

borda da nuvem é dada por d = D – (área)

1/2

. A partir desta definição podemos interpretar que

valores negativos indicam que o objeto se encontra “dentro” da nuvem. Os erros associados às

posições em coordenadas galácticas de nossos objetos possuem um limite superior de 30”.

A distribuição galáctica das estrelas da amostra e as posições centrais das nuvens

listadas na Tabela 3.1 podem ser visualizadas na Figura 3.1. Podemos perceber através de sua

inspeção que objetos com alta latitude galáctica não se encontram necessariamente distantes

de complexos de nuvens moleculares, como é o caso de PDS174, PDS193 e PDS198. Alguns

autores argumentam que uma grande distância ao plano galáctico (|b| > 10

) é um indicativo

de uma natureza mais evoluída, característica de uma população estelar mais velha (e.g.,

Parthasarathy et al. 2000, Oudmaijer 1996, Waelkens et al. 1998). Esta afirmação deve ser

cautelosa, tendo em vista que a distribuição das nuvens na Galáxia não se restringe

necessariamente a uma região muito próxima ao plano.

Tabela 3.1: Posições galácticas dos objetos de nossa amostra e das nuvens mais próximas extraídas dos catálogos

de Lynds (1962) e de Feitzinger & Stüwe (1984). As três últimas colunas referem-se respectivamente à área da

nuvem (dada em graus quadrados), à distância objeto-centro da nuvem e à distância objeto-borda da nuvem

(dadas em graus).

A distância do objeto à borda da nuvem mais próxima representa uma medida

quantitativa da possível associação da estrela com a nuvem escura. É claro que existe a

possibilidade da ocorrência de um efeito de projeção, onde a estrela e a nuvem possuem

diferentes profundidades no céu. No entanto, aqueles objetos que não se encontram sequer

angularmente contidos nas regiões ocupadas pela nuvem, ou mesmo próximos a ela, muito

PDS nuvem

área D

18 215,83 -17,55 L1648 214,43 -17,46 1,85 1,4 0,72

27 231,75 -2,03 2 236,61 -2,44 0,47 4,9 4,19

37 282,27 -0,79 134 281,55 -0,81 1,02 0,7 0,22

67 309,68 -1,48 256 309,61 -1,85 0,42 0,4 0,05

141 303,01 -14,23 223 303,47 -14,74 0,24 0,7 0,44

168 174,76 -17,2 L1536 174,96 -16,59 1,5 0,6 0,02

174 203,48 -24,78 L1616 203,42 -25,05 0,02 0,3 0,21

193 210,62 -19,51 L1641 210,64 -19,83 6,27 0,3 -0,94

198 211,18 -19,51 L1641 210,64 -19,83 6,27 0,6 -0,63

204 184,86 -1,77 L1560 183,72 4,58 2,3 6,4 5,69

207 181,47 4,58 L1557 181,23 4,21 1,04 0,4 -0,07

216 196,91 0,62 L1600 198,95 1,18 0,4 2,1 1,8

257 236,32 1,4 2 236,61 -2,44 0,47 3,8 3,51

290 274,63 -1,5 114 274,56 0,13 0,14 1,6 1,45

353 299,61 -0,6 194 299,75 -1,35 0,32 0,8 0,48

371 315,19 24,89 274 315,09 4,28 0,83 20,6 20,16

394 320,93 -4,98 298 321,61 -4,3 0,43 1 0,63

406 338,5 9,45 348 338,95 9,5 0,44 0,5 0,12

431 342,33 0,16 372 344,05 -0,42 0,15 1,8 1,62

465 9,34 5,84 475 6,44 2,12 0,22 4,7 4,48

477 12,15 3,33 L320 12,26 3,69 1,42 0,4 -0,21

518 26,81 3,54 L511 26,62 4,28 0,81 0,8 0,32

520 31,07 5,17 L578 31 4,99 0,01 0,2 0,15

530 39,06 5,91 L637 39,01 6,17 0,03 0,3 -0,09

543 35,07 2,18 L621 35,23 2,56 45 0,4 -2,94

551 36,91 1,15 L628 36,67 0,21 2 1 0,26

581 64,07 4,31 L811 63,78 3,41 0,25 0,9 0,69

obj

nuv

Figura 3.1: Distribuição galáctica das estrelas da amostra e da posição central das nuvens escuras mais próximas

a estas estrelas.

provavelmente não estão associados a esta estrutura.

Toda esta análise baseia-se em áreas e posições estimadas do catálogos de Lynds e de

Feitzinger & Stüwe, constituindo portanto apenas uma abordagem preliminar. Para um estudo

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

nuvens, a qual em geral possui uma estrutura filamentar. A determinação das distâncias às

bordas da nuvens só podem nos revelar ordens de grandeza, já que o formato detalhado da

nuvem não foi levado em consideração nesta estimativa preliminar.

Uma alternaltiva para levarmos em conta a posição específica de cada objeto neste

estudo de associação com SFRs é a utilização de um modelo de extinção galáctica, como por

exemplo o proposto por Amôres & Lépine (2005). No entanto, pelo fato de não dispormos de

medidas de distância confiáveis para nossos objetos, decidimos estudar a real extensão das

estruturas interestelares através do mapa da extinção galáctica produzido por Dobashi et al.

(2005). Estes autores são responsáveis pela construção de um atlas e um catálogo de nuvens

escuras, a partir da base de dados no óptico do Digitized Sky Survey I (DSS). Através da

análise de 1043 placas contidas no DSS, eles produziram um mapa em Av (extinção visual)

que cobre toda a região galáctica, no intervalo definido por |b| ≤ 40

. Este mapa possui

versões em resoluções de 6' e 18', que podem ser encontradas na página http://darkclouds.u-

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

trabalho registrou 2448 nuvens escuras e 2841 clumps nelas contidos.

A partir da versão de mais alta resolução deste mapa galáctico, obtivemos o valor da

extinção na posição de cada objeto da amostra. Além disso, também calculamos o desvio

padrão dos valores contidos em um quadrado de 1

x 1

, centrado na posição da estrela da

amostra, com auxílio da tarefa “imstat” do pacote IRAF (Image Reduction and Analysis

Facility – disponibilizado por National Optical Astronomy Observatories (NOAO)). Desta

forma, podemos ter uma idéia de como se comporta a variação do valor da extinção nas

vizinhanças de cada objeto. O valor da extinção na posição galáctica do objeto representa

uma medida quantitativa da sua associação com as nuvens escuras, sendo portanto bastante

útil para nossa análise. Estes valores são apresentados na Tabela 3.2. A Figura 3.2.a exibe a

distribuição galáctica de nossos objetos neste mapa em Av, sobre o qual estão sobrepostos os

contornos de mesma extinção em Av = 0,5 mag e Av = 3 mag. Na Figura 3.2.b podemos

visualizar com um maior grau de detalhamento a região central da Galáxia, onde podemos

observar uma certa concentração de nossos objetos. No Capítulo 4 faremos um estudo

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

estimadas a partir do excesso de cor no óptico observado para cada objeto.

O estudo em Av permite a análise da influência das nuvens escuras na região do óptico,

onde a extinção circunstelar pode desempenhar um papel dominante. Afim de estudarmos

uma característica mais intrínseca ao ISM, também desenvolvemos um estudo análogo ao

anterior, só que com base na região espectral do IR distante. Para tanto, analizamos imagens

obtidas pelo satélite IRAS em 100 μm. Elas possuem uma extensão angular de 12,5

x 12,5

com uma resolução espacial de 0,025 graus/pixel. Estas imagens revelam especialmente as

propriedades da emissão devida ao cirrus interestelar, sofrendo pouca influência causada pela

emissão dos envoltórios circuntelares. Para relizarmos um estudo quantitativo a partir destas

imagens, calculamos a contagem média e o desvio padrão de regiões quadradas de 1

x 1

Estas regiões foram escolhidas de forma que evitasse a contaminação causada pela presença

Figura 3.2: Mapa de extinção produzido por Dobashi et al. (2005). Em (a) é exibido o mapa completo e em (b)

temos representada em detalhe a região central da Galáxia, onde há uma maior concentração de nossos objetos.

São sobrepostos aos mapas contornos em 0,5 mag e 3 mag, bem como as posições dos objetos da amostra.

de fontes puntuais e ao mesmo tempo que não se distaciassem mais do que 1

do objeto de

interesse. Os valores obtidos podem ser encontrados na Tabela 3.2. Nesta tabela também

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

calculadas as distâncias fotométricas para as estrelas da amostra supondo que elas se

encontrem na MS, o que representa uma boa aproximação para o caso das HAB. Além disso,

eles produziram uma compilação das possíveis regiões de formação estelar (SFR) às quais os

objetos provavelmente encontram-se associados, bem como de suas distâncias, disponíveis na

literatura. As referências podem ser encontradas com detalhe em seu trabalho. As imagens

IRAS em 100 μm podem ser visualizadas no Apêndice A. Sobre elas, foram traçados

isocontornos de fluxo em 15 e 60 MJy/sr e as posições dos objetos da amostra.

Os objetos PDS465 e PDS581 não possuem estimativa de distância ou sugestão de

associação com qualquer SFR no trabalho de Vieira et al. (2003). Seus autores argumentam

Tabela 3.2: A primeira coluna refere-se ao identificador PDS de cada objeto da amostra; a segunda coluna é a

distância fotométrica calculada por Vieira et al. (2003), dada em parsecs; a terceira e a quarta coluna referem-se,

respectivamente, às distâncias (em pc) e aos nomes das SFR possivelmente associadas a cada objeto, compilados

também por Vieira et al. (2003). A quinta coluna exibe a extinção na posição de cada objeto, sendo a sexta

coluna o desvio padrão associado a este valor; a sétima coluna representa a média do fluxo por área (MJy/sr) em

um quadrado de 1

x 1

, na vizinhança mais próxima de cada objeto da amostra contido nas imagens IRAS em

100 μm, sendo os respectivos desvios padrões desta média representados na última coluna.

que estas estrelas sejam PPN confirmadas pelos trabalhos de García-Hernández et al. (2002) e

de Castro-Carrizo et al. (2002), respectivamente. Vale lembrar que PDS465 trata-se da Hen 3-

1475, discutida no Capítulo 2 e também confirmada como PPN por Rodrigues et al. (2003)

através de um estudo polarimétrico. De qualquer forma, devemos manter um olhar crítico

PDS SFR Av

18 380 300-700 Ori A 1,29 0,34 19,6 2,3

27 1100 1200-1300 CMa 1,22 0,19 20,2 2,8

37 720 800 DC 282.4+0.5 2,81 0,38 156,2 41,2

67 1700 1500-2300 Cen OB1 1,39 0,32 299,9 101,2

141 ... 140-200 DC 303-14 3,83 0,84 14,1 2,1

168 130 130-150 LDN 1536 0,88 0,59 13,8 1,2

174 1700 460 G203.4-24.7 0,50 0,21 5,9 0,5

193 600 300-700 Ori A 2,62 0,61 11,3 1,5

198 190 300-700 Ori A 2,57 0,64 11,3 1,5

204 2600 1100 WB711 0,88 0,35 12,8 0,7

207 600 3000-4400 LDN 1557 0,25 0,49 16,0 1,7

216 2700 850-1150 Mon OB1 0,80 0,15 15,2 1,3

257 3000 4300 G236.4+1.49 0,59 0,13 21,0 2,5

290 1800 1800-2190 Vela OB1 1,60 0,22 37,2 9,5

353 1200 900-1400 Coalsack 1,30 0,23 80,3 26,2

371 6000 ... ... 0,10 0,09 4,6 0,2

394 670 400-600 Circinus 0,69 0,22 49,0 5,4

406 1200 1000-1400 Norma 0,83 0,47 34,0 4,4

431 1300 1000-1400 Norma/Ara 1,60 0,41 372,7 105,4

465 ... ... ... 0,58 0,24 14,1 0,6

477 2900 900-1500 Sgr R1 2,64 0,41 120,1 13,6

518 230 220 Scutum 5,37 0,95 104,8 11,2

520 180 200-350 Serpens 5,52 0,84 78,5 26,2

530 1000 600-1000 W50 0,99 0,27 38,0 5,3

543 414 ≥1000 LDN616 4,61 0,64 163,9 46,9

551 3500 2000 CO 38+2 6,30 0,67 195,6 43,4

581 ... ... ... 0,00 0,05 20,9 3,5

fotom

SFR

100 μm

> σ

100 μm

sobre estas estimativas de distância, já que ela pressupõem uma natureza de MS. As pós-AGB

possuem classe de luminosidade característica de supergigantes, sendo portanto muito

luminosas. Para se ter uma idéia do erro que pode estar sendo cometido com a hipótese

adotada por Vieira et al., analisemos valores típicos para uma estrela do tipo A0, extraídos das

tabelas de Straizys & Kuriliene (1981). Uma estrela de MS deste tipo espectral (log g ~ 4,0)

possui M

~ 0,8 mag, enquanto que uma supergigante (classe Iab – log g ~ 2,0) de mesmo

tipo espectral apresenta M

~ -6,4. Sendo o módulo de distância dado por m - M=-5 + 5 log

d, esta diferença significa que a distância da segunda seria cerca de 30 vezes maior do que a

primeira. Esta ordem de grandeza é suficiente para não podermos estar seguros com respeito

a nenhuma das associações com nuvens sugeridas pela Tabela 3.2.

O comportamento dos valores médios de Av e do fluxo em 100 μm com a distância à

borda da nuvem estimada pode ser visualizada na Figura 3.3. No segundo gráfico desta

figura, foram utilizados os valores logarítmicos dos fluxos IRAS. Isto porque desejamos

estabelecer uma base de comparação entre estes valores e a extinção em Av, a qual é expressa

em magnitudes. As barras de erro representam o desvio padrão observado nas regiões

analisadas.

Podemos notar a partir destes gráficos uma certa tendência de anti-correlação entre os

valores de Av e as distâncias às bordas (em escala logarítmica), a qual também é observada

para o caso do fluxo em 100 μm. Podemos verificar portanto que apesar das medidas de Av e

de <F

100

> estarem associadas a faixas espectrais distintas, ambas representam bem o

comportamento apresentado pelo ISM. O valor de Av está relacionado com a região óptica do

espectro eletromagnético, dominada especialmente pela radiação fotosférica estelar. Já o

Figura 3.3: Comportamento da extinção (gráfico superior) e da média do fluxo IRAS em 100 μm (gráfico

inferior), na região próxima de cada objeto, com respeito à estimativa de distância à borda da nuvem (em escala

logarítmica – valores negativos omitidos). Este fluxo está expresso em seus valores logarítmicos, afim de

estabelecermos uma base de comparação com a medida de Av (dada em magnitudes). As barras de erro referem-

se ao desvio padrão dos valores em uma área de de um grau quadrado ao redor das posições analisadas (vide

texto).

fluxo no IR deve ser devido a uma componente mais fria do ISM, com temperaturas da ordem

de 30 K segundo a lei de deslocamento de Wien.

A anti-correlação observada entre as grandezas estudadas é bastante coerente com a

expectativa de que quanto maior a proximidade à nuvem, maiores serão os indicadores de sua

presença, sejam eles a extinção Av ou o fluxo em 100 μm. É claro que não podemos ignorar o

espalhamento considerável dos valores representados nos gráficos. No entanto, não devemos

nos esquecer que estas distâncias representam uma aproximação bastante simples, que não

leva em consideração o formato específico da nuvem. Além disso, a própria definição da área

destas nuvens envolve medidas aproximadas, feitas através de inspeção visual. Outro fator que

contribui para esta dispersão é o comportamento de Av e de F

100

, que podem apresentar

mudanças abruptas em seus valores em uma escala angular por vezes menor do que as

distâncias às bordas das nuvens calculadas, como mostram as barras de erro referentes às suas

flutuações dentro de uma região de um grau quadrado.

A partir desta análise, podemos destacar alguns objetos interessantes de nossa amostra.

As candidatas que sofrem as menores extinções são as PDS 174, 207, 371 e 581, apresentando

valores menores do que 0,5 mag. Já na região do IR distante, as menos afetadas pela emissão

do cirrus interestelar (F

100

< 12 MJy/sr) são as PDS 174, 193, 198 e 371.

As maiores extinções são encontradas nas posições dos objetos PDS 518, 520, 543 e 551,

com Av por volta de 5 mag. As estrelas que possuem as regiões próximas mais brilhantes em

100 μm (F

100

> 100 MJy/sr) são as PDS 37, 67, 431, 477, 518, 543 e 551. Embora apenas as

duas últimas coincidam com aquelas do grupo de maior extinção associada, devemos

observar que existe um grande desvio padrão associado à medida no IR distante para estes

casos de mais intensa emissão.

Por ser uma medida no óptico, o parâmetro Av revela as propriedades de um material

mais quente, possivelmente mais próximo à estrela, enquanto que a emissão em 100 μm

revela as características de um material a temperaturas típicas de SFR e do ISM em geral, da

ordem de dezenas de Kelvin. Por isso, a não coincidência entre os objetos de maior extinção

com os associados aos maiores valores de <F

100

μm

> sugere que a presença de material

interestestelar quente não é necessariamente acompanhada pela presença de uma componente

fria e vice-versa.

Em resumo, podemos dizer que as estrelas mais embebidas são PDS 477, 543 e 551,

considerando que apresentam dois ou mais indicativos de associação à uma nuvem (altos Av

e/ou <F

100

>, menor distância até a borda da nuvem). As mais isoladas são PDS 174, 204 e

371. por apresentarem baixos Av e/ou F

100

e estarem mais distantes das nuvens.

Note-se que a partir desta análise não se pretende decidir se há realmente associação

com as nuvens escuras, mas sim destacar aqueles objetos mais ou menos prováveis de estarem

associados, já que não dispomos de medidas confiáveis de distância. Esta probabilidade de

associação, quantificada neste contexto pelos valores de Av e do fluxo em 100 μm, será

combinada com os outros indícios revelados através das análises posteriores, que em conjunto

se mostrarão condizentes com uma natureza jovem ou um estágio mais avançado da evolução

estelar. A estratégia principal deste trabalho consiste na não restrição a apenas um tipo de

observação, mas sim na combinação dos vários dados observacionais disponíveis.

Capítulo 4

Análise dos dados observacionais

Trataremos agora da apresentação e análise dos dados observacionais disponíveis na

literatura acerca das candidatas de nossa amostra. Eles compreendem os dados obtidos pelo

PDS (espectros e fotometria UBV (RI)

), dados fotométricos no IR próximo obtidos pelo

2MASS e fluxos no IR médio e distante presentes nos catálogos MSX e IRAS. Também

desenvolveremos uma breve discussão sobre os espectros ISO encontrados para PDS 141, 465,

518 e 581.

A partir dos dados fotométricos apresentados, realizaremos as correções de extinção

necessárias para eliminar o efeito do avermelhamento causado pela absorção e espalhamento

da radiação estelar. Dada esta correção, apresentaremos uma proposta de separação em

grupos baseada no formato da SEDs observadas e discutiremos os diagramas de cores

interessantes para nosso estudo.

4.1 Espectroscopia e fotometria ópticas

Os dados obtidos no PDS consistem de espectros de baixa e média resolução em torno

da linha de H

e de fotometria UBV (RI)

, conforme descrito no Capítulo 2. A partir destes

espectros, Vieira et al. (2003) estimaram o tipo espectral das candidatas a HAB propostas em

seu trabalho, bem como identificaram a presença de linhas proibidas de [OI] em 6300 Å e

6364 Å e de [SII] em 6716 Å e 6731 Å. Em seu artigo também encontra-se especificada a

classificação dos perfis de emissão da linha de H

segundo os critérios definidos por

Reipurth et al. (1996). Na tese de doutoramento de Torres (1999), podemos encontrar uma

estimativa da largura equivalente desta linha, que deve ser tomada apenas como um valor

indicativo dada a diversidade de perfis nos quais ela se apresenta e a sua grande variabilidade.

No Apêndice B exibimos os espectros obtidos na missão do PDS, com suas várias

características de emissão. No presente trabalho nos restringiremos apenas a apresentação

destes espectros, já que não desenvolvemos aprofundamento algum em seu estudo. A Tabela

4.1 mostra os dados extraídos do trabalho de Vieira et al. (2003). A estimativa do tipo

espectral foi baseada na comparação das faixas espectrais observadas com uma grade de

espectros de estrelas classificadas na literatura, segundo o procedimento descrito por Torres

(1999). Ele argumenta que a incerteza nesta determinação é de um sub-tipo espectral para as

estrelas do tipo B e de dois sub-tipos espectrais para estrelas do tipo A e F. No entanto, o uso

de uma faixa espectral tão estreita como base de comparação pode introduzir erros de até

cinco sub-tipos espectrais, segundo Vieira et al. (2003).

O trabalho de Vieira et al. (2003) também analisa o posicionamento de suas candidatas a

HAB no diagrama H-R, confrontando-o com as posições das trajetórias evolutivas de PMS e

das curvas isócronas calculadas por Mazitelli (1989), Mazitelli et al. (1995) e Ventura et al.

(1998). As distâncias são estimadas a partir da hipótese de que as estrelas da amostra se

Tabela 4.1: Dados do PDS extraídos do trabalho de Vieira et al. (2003). A primeira coluna refere-se à

identificação do PDS, da segunda à sexta coluna são apresentadas as fotometrias UBV (RI)

observadas, a

sétima coluna refere-se ao tipo espectral (Sp. Type) estimado, a oitava a temperatura efetiva (T

) correspondente

e a última coluna indica a presença das linhas proibidas (F.L.) de [OI] e de [SII].

encontrem muito próximas à MS, como descrito no Capítulo 3. A partir deste estudo, eles

verificaram que as estrelas PDS 204, 67 e 193 possuem posições totalmente inesperadas no

diagrama H-R, mesmo quando consideramos as barras de erro, merecendo portanto um

estudo mais detalhado.

A discordância deste posicionamento pode indicar que as hipóteses adotadas pelo

trabalho de Vieira et al. (2003) não correpondam à verdadeira natureza destes objetos. Note-

se que os três foram selecionados a partir dos critérios de seleção adotados em nosso

trabalho, descritos no Capítulo 2.

PDS V U-B B-V V-R R-I Sp. Type F.L.

18 13,40 0,69 1,48 1,05 1,12 B7? 4,114 [OI]+[SII]

27 13,00 0,29 1,32 1,00 1,02 B2? 4,340 [OI]

37 13,54 0,50 1,52 1,16 1,17 B2? 4,340 -

67 13,50 0,30 1,53 1,15 1,04 O9? 4,500 [OI]

141 - - - - - A? - ?

168 17,30 - - 2,20 1,65 F1 3,850 -

174 12,84 -0,11 0,81 0,66 0,76 B3 4,272 -

193 13,85 - 1,50 1,02 1,07 A5 4,021 -

198 13,72 1,00 1,62 1,08 1,10 F0 3,857 -

204 12,80 -0,27 0,92 0,82 0,68 B1? 4,405 [OI]+[SII]

207 14,01 - 1,29 0,87 1,01 B2 4,000 -

216 14,67 0,00 1,00 0,94 0,74 B2 4,342 [OI]

257 15,45 - 0,90 0,66 0,73 B3 4,000 [OI]

290 14,51 -0,07 0,69 0,48 0,55 B7 4,000 -

353 13,21 0,11 0,82 0,76 0,68 B5? 4,188 [OI]+[SII]

371 15,70 - 1,50 0,95 0,99 O9? 4,500 [OI]+[SII]

394 13,54 0,37 0,81 0,52 0,55 F0V 3,857 -

406 13,93 0,62 0,61 0,39 0,41 A5V 3,914 [OI]

431 13,42 0,21 0,57 0,40 0,43 A0 3,979 -

465 12,87 -0,03 0,97 0,88 0,85 B7 4,340 [OI]

477 14,42 0,13 1,12 0,94 0,95 B1 4,477 [OI]

518 12,18 1,29 2,10 1,96 1,42 B0 4,500 [OI]

520 14,69 - 1,65 1,30 1,20 F3V 3,829 [OI]

530 14,04 0,37 0,57 0,42 0,50 F0V? 3,910 [OI]+[SII]

543 12,52 0,47 2,04 1,27 1,29 B1 4,477 -

551 16,60 - - 1,50 1,27 O9? 4,500 [OI]

581 11,65 -0,29 0,67 0,62 0,54 B0.5IV 4,410 [OI]+[SII]

log T

4.2 Espectroscopia infravermelha

Apenas os objetos PDS 141, 465, 518 e 581 possuem espectro na base de dados

produzida pelo satélite ISO. Como já mencionado no Capítulo 1, este espectro é separado em

duas regiões: os comprimentos de onda detectados pelo SWS (Short-Wave Spectrometer – 2,4

m a 45 m) e aqueles observados pelo LWS (μ μ Long-Wave Spectrometer – 43 m a 196,8μ

m). Os espectros ISO podem revelar as características espectrais da região do IR,μ

correspondentes à composição química da estrutura circunstelar de nossos objetos. A

detecção destas características permite o estudo tanto da composição da poeira contida nestes

ambientes, como também da sua evolução (e.g., Meeus et al. 2001). A Figura 4.1 exibe os

espectros encontrados para nossa amostra.

Podemos ressaltar algumas características interessantes presentes nestes espectros. O

espectro SWS de PDS141, por exemplo, apresenta uma banda de absorção na região entre

12,5 e 16 m. Este intervalo é em geral dominado pela presença de olivina (mistura deμ

silicato de ferro e silicato de magnésio – (Fe-Mg)

SiO

), segundo Malfait et al. (1998b). Se

este for o caso, o material circunstelar deste objeto é provavelmente opticamente espesso a

esta característica espectral. A presença da olivina também pode ser detectada na região entre

19 e 33 m, sob a forma de banda de absorção. O óxido de ferro (FeO) também pode afetar aμ

região localizada em 23 m, de acordo com Meeus et al. (2001). Na faixa compreendida peloμ

espectro LWS, temos a presença de algumas linhas de emissão, como por exemplo em 40 m.μ

Malfait et al. (1998b) atribuem a emissão nesta posição ao piroxeno cristalino.

Podemos observar no espectro SWS de PDS465 uma emissão fraca em torno de 6 m,μ

Figura 4.1: Espectros ISO SWS e LWS compostos, referentes às candidatas PDS 141, 465, 518 e 581.

que pode ser causada pela presença de PAH (Meeus et al. 2001). Há também uma emissão

pouco intensa em torno de 12 m, que pode ser originada pela forsterite cristalina (Malfait etμ

al. 1998b). Parece haver indícios da presença de H

O sob a forma de gelo, emitindo na região

de 43 m (Malfait et al. 1998b). As características encontradas no espectro de PDS465 sãoμ

muito semelhantes àquelas de PDS581.

PDS518 apresenta um perfil de absorção largo em 10 m, o que pode caracterizar aμ

presença de silicato amorfo em um meio opticamente espesso nesta região de comprimentos

de onda. A emissão em torno de 40 m também é observada para este objeto. Na faixa de seuμ

espectro LWS, podemos enconcontrar uma emissão em torno de 158 m, a qual pode serμ

explicada pela linha proibida de [CII] segundo Okada et al. (2003).

Finalmente, podemos observar um perfil de emissão em 6 m no espectro da PDS581,μ

similar ao encontrado no caso da PDS465. Temos novamente o indício de uma absorção larga

na região espectral de 10 m e a presença da linha em 40 m, já relatadas anteriormente.μ μ

Apesar da riqueza de informações proporcionada pela análise destes espectros, é

importante observarmos que os próprios responsáveis pela disponibilização dos dados ISO

advertem que a sua utilização para o uso científico deve ser feita com cautela. Uma análise

mais aprofundada destes espectros demandaria de um cuidado especial com relação à redução

e análise destas observações, as quais foram feitas em geral apenas de uma forma preliminar

pela equipe responsável pelos dados ISO.

4.3 Fotometria infravermelha

Obtivemos as medidas fotométricas para nossas candidatas referentes à faixa do IR a

partir dos dados disponíveis na literatura. A busca e utilização de medidas nesta região

espectral possui grande importância, pois além do fato dos objetos sob estudo possuírem

grandes excessos de emissão nestes comprimentos de onda, um estudo nas várias faixas

espectrais pode ser extremamente útil para a identificação da natureza da amostra (García-

Lario et al. 1997).

Uma de nossas fontes foi a base de dados 2MASS, responsável pela cobertura de 70%

do céu e pela detecção de 5700 fontes no IR próximo. Este catálogo disponibiliza medidas

nas bandas J (1,25 m), H (1,65 m) e K (2,17 m), nas quais os excessos causados pelaμ μ μ

emissão térmica do material circunstelar desempenham um papel importante. Suas medidas

foram encontradas para todos os objetos da amostra, havendo sempre a preferência pela

contrapartida mais próxima à posição IRAS. Todavia, este critério não garante a escolha da

fonte 2MASS correta, já que à posição IRAS estão associados erros de até 2'. Além disso,

ainda existe a possibilidade de uma natureza binária dos objetos da amostra.

Também utilizamos dados obtidos a partir do catálogo astrométrico MSX (Midcourse

Space Experiment), que contém 177,860 estrelas, entre as quais 61,242 possuem contrapartida

no PSC do IRAS e no Catálogo de Observações Infravermelhas (CIO), confirmadas por

coincidência de posição e de cor. Sua resolução espacial é 30 vezes superior à obtida pelo

satélite IRAS e seu limite de detecção é de 8 mag no comprimento de onda de 8 m. Nesteμ

trabalho, foram encontradas para nossos objetos observações nas bandas centradas em 8,28 e

12,13 m, sendo a última muito próxima da banda IRAS em 12 m. Foram encontradasμ μ

medidas deste catálogo para 14 de nossos objetos.

Por fim, dispomos também dos fluxos IRAS em 12, 25, 60 e 100 m. Como jáμ

mencionado no Capítulo 2, o diagrama de cores baseado nas três primeiras bandas constituiu

o conjunto de critérios de seleção da amostra do PDS. A missão IRAS representou uma

revolução no estudo da região IR do espectro eletromagnético, gerando uma base de dados

com cerca de 350 mil fontes.

Os dados fotométricos obtidos através de nossa busca na literatura podem ser

visualizados na Tabela 4.2.

Tabela 4.2: Dados fotométricos disponíveis na literatura. J, H e K referem-se às fotometrias 2MASS, a quinta e a

sexta coluna indicam os fluxos MSX encontrados para as estrelas de nossa amostra e as quatro últimas colunas

representam os fluxos medidos pelo satélite IRAS. Os valores de fluxo são dados em Jy.

4.4 Correção de extinção

Antes de prosseguirmos com nossas discussões acerca da identificação desta sub-

amostra do PDS, devemos nos preocupar com a correção do avermelhamento sofrido pela

radiação observada. A ação causada tanto pelo meio interestelar como também pelos

ambientes circunstelares presentes nestes objetos pode afetar severamente as medidas de que

dispomos. Por isto devemos levar em consideração os efeitos relacionados aos processos de

absorção e espalhamento devidos ao gás e a poeira presentes ao longo da trajetória radiativa.

Para estimarmos o efeito da extinção, preferimos utilizar o excesso de cor E(V – I), por

PDS J H K

18 9,80 7,64 5,96 ... ... 17,50 25,73 28,11 51,87

27 9,23 7,76 6,44 8,88 13,60 14,99 32,59 51,83 53,78

37 10,22 8,36 6,97 6,39 8,89 8,70 22,67 56,80 143,40

67 9,23 7,64 6,15 8,06 7,45 7,22 7,24 5,78 38,15

141 9,32 7,00 5,19 ... ... 39,32 85,59 104,90 87,43

168 8,78 7,04 5,86 ... ... 10,35 12,28 8,10 8,23

174 9,89 9,13 8,49 ... ... 13,10 38,57 232,40 381,80

193 9,94 8,97 7,98 ... ... 2,82 3,28 5,31 31,33

198 9,62 8,60 7,59 ... ... 0,78 3,74 10,06 17,76

204 10,18 8,95 7,73 3,86 5,36 6,40 40,36 97,49 133,80

207 10,62 9,45 8,23 ... ... 3,77 6,70 34,35 71,10

216 11,59 10,27 8,99 1,62 2,11 2,27 3,07 19,85 32,63

257 12,63 11,43 10,22 0,35 ... 0,53 0,73 3,74 13,39

290 12,96 12,60 12,32 0,56 1,20 1,43 1,82 15,55 40,93

353 9,96 8,65 7,48 5,86 7,61 9,26 14,07 88,37 200,10

371 12,57 10,83 9,52 ... ... 0,45 0,77 0,70 1,00

394 11,63 11,12 10,60 ... ... 3,67 14,79 7,75 17,92

406 12,02 10,95 9,89 ... ... 0,77 1,60 9,51 9,25

431 11,92 11,76 11,59 5,32 7,61 8,82 55,41 456,60 1394,00

465 9,64 8,29 6,81 ... ... 7,05 28,31 63,68 33,43

477 10,59 9,16 7,96 1,76 2,02 2,78 4,07 4,05 25,87

518 6,13 4,39 3,04 152,90 142,20 158,70 224,10 913,80 1803,00

520 9,83 8,61 7,52 ... ... 1,97 3,76 5,82 12,31

530 12,39 10,80 9,14 ... ... 1,37 2,21 2,07 13,22

543 8,38 7,90 7,50 2,12 2,38 4,22 24,67 36,00 31,32

551 11,46 9,93 8,67 1,17 1,37 2,50 4,21 7,09 206,10

581 9,91 7,93 6,21 18,78 17,05 17,52 59,76 118,40 67,99

8,28 μm

12,13 μm

12 μm

25 μm

60 μm

100 μm

este ser menos afetado pelo excesso UV que altera mais sensivelmente a cor B–V (Strom et

al. 1975). Este excesso de cor é calculado através da expressão:

E(V – I) = (V – I) – (V – I)

O segundo termo do lado direito desta equação representa a cor intrínseca, calculada

através de espectros sintéticos baseados em modelos de atmosferas. Para nosso trabalho,

fizemos uso dos valores calculados por Bessel et al. (1998) para o sistema de fotométrico

Johnson-Cousins-Glass. Entretanto, a escolha da cor intríseca adequada para a estimativa do

excesso de cor depende da temperatura efetiva da estrela e de sua gravidade superficial, o que

em outras palavras significa que existe uma dependência com relação ao seu tipo espectral e à

sua classe de luminosidade. A temperatura efetiva possui uma estimativa baseada nos

espectros observados no PDS e portanto não representa uma fonte de preocupação. No

entanto, a escolha de uma classe de luminosidade a priori para calcularmos esta correção é

um tanto quanto delicada, tendo em vista que esta classificação é sob certo aspecto o produto

final deste trabalho. A escolha arbitrária de uma gravidade superficial típica de uma classe de

objetos produziria um viés indesejável em nossa análise, a qual busca em última instância a

identificação da natureza dos objetos de interesse. Afim de evitarmos este tipo de problema,

decidimos calcular o avermelhamento para os dois casos. As HAB devem possuir uma

gravidade superficial muito próxima daquela encontrada para as estrelas de MS, enquanto as

pós-AGB possuem um log g característico das supergigantes. Para fazermos a escolha

adequada dos parâmetros dos quais dependem a cor intrínseca, supomos uma classe de

luminosidade V para as HAB e Iab para as pós-AGB. Desta forma, verificamos os valores de

gravidade superficial para cada caso, adotando as temperaturas efetivas estimadas pelo PDS.

Estes valores foram extraídos das tabelas de Straisys & Kuriliene (1981) e podem ser

visualizados na Tabela 4.3. Dado o conhecimento destes pares de valores T

e log g, podemos

fazer a escolha conveniente para a cor intrínseca. Dada esta escolha, devemos efetuar a

conversão do excesso em (V – I) para E(B – V), através da relação calculada por Schultz &

Wiemer (1975) para estrelas quentes:

E(B – V) = E(V – I)/(1,60 ± 0,03)

Sendo conhecido o excesso em (B – V), finalmente podemos calcular o valor da

extinção Av. Para tanto, assumimos uma constante de avermelhamento Rv de (3,14 ± 0,10), a

qual representa o valor médio da extinção interestelar para as várias direções da Galáxia

estudadas por Schultz & Wiemer (1975). A extinção na banda visual é dada por

Av = Rv E(B – V)

Os valores obtidos através desta expressão também se encontram na Tabela 4.3, para as

duas possibilidades de classe de luminosidade sugeridas. Nela podemos notar que os valores

de Av calculados são bastante próximos para os dois casos. Visualizaremos mais claramente a

importância desta distinção quando estudarmos o diagrama de cores ópticas da Seção 4.6.1.

A extinção nas outras bandas espectrais foram calculadas a partir dos valores obtidos de

Av, adotando-se a lei de extinção média <A( )/Av> do trabalho de Cardelli et al. (1989).λ

Uma comparação interessante consiste no confronto entre as extinções calculadas

através dos excessos de cor e aquelas calculadas por Dobashi et al. (2005), apresentadas no

Capítulo 3. A Figura 4.2 exibe a comparação entre os resultados obtidos pelos dois métodos.

Tabela 4.3: Dados referentes à correção de extinção, compatíveis com as classes de luminosidade V (MS) e Iab

(supergigante). O valores de log g foram extraídos das tabelas de Straisys & Kuriliene (1981) e as cores

intrínsecas (V-I)

foram obtidas das tabelas de Bessel et al. (1998). As extinções Av calculadas a partir destes

dados são expressas para ambas as classes de luminosidade.

O gráfico desta figura mostra que os valores calculados através do excesso de cor são em

geral maiores do que aqueles determinados por Dobashi et al., os quais se baseiam na técnica

tradicional de contagem de estrelas para a determinação da extinção. Isto significa que esta

determinação revela uma característica de extinção associada à região próxima da estrela, mas

não dela em si, já que este método possui essencialmente um valor estatístico. Em

contrapartida, o valor da extinção calculado a partir do excesso de cor está relacionado a uma

característica intrínseca da estrela, sendo basicamente restrito à sua posição. E como os

Classe V Classe Iab

PDS log g Av log g Av

18 4,07 -0,11 4,41 2,29 -0,079 4,36

27 4,06 -0,23 4,36 2,84 -0,218 4,34

37 4,06 -0,23 4,96 2,84 -0,218 4,94

67 4,00 -0,31 4,83 3,44 -0,282 4,79

141 ... ... ... ... ... ...

168 4,26 0,43 6,63 1,39 0,312 6,85

174 4,06 -0,20 3,13 2,68 -0,172 3,08

193 4,03 -0,05 4,15 2,04 0,000 4,05

198 4,28 0,37 3,50 1,39 0,249 3,74

204 4,00 -0,26 3,40 2,04 -0,241 3,37

207 4,03 -0,03 3,71 2,01 0,012 3,62

216 4,06 -0,23 3,70 3,01 -0,218 3,68

257 4,03 -0,03 2,76 2,01 0,012 2,67

290 4,03 -0,03 2,06 2,01 0,012 1,97

353 4,10 -0,14 3,06 2,40 -0,118 3,02

371 4,00 -0,31 4,35 3,44 -0,282 4,31

394 4,28 0,37 1,35 1,39 0,249 1,59

406 4,26 0,16 1,24 1,74 0,096 1,36

431 4,07 -0,01 1,62 1,96 0,024 1,56

465 4,06 -0,23 3,80 2,84 -0,218 3,77

477 4,00 -0,30 4,24 3,44 -0,283 4,21

518 4,00 -0,31 7,14 3,44 -0,282 7,10

520 4,26 0,48 3,91 1,22 0,367 4,13

530 4,26 0,16 1,47 1,74 0,096 1,60

543 4,00 -0,30 5,54 3,44 -0,283 5,51

551 4,00 -0,31 5,96 3,44 -0,282 5,91

581 4,00 -0,27 2,76 3,19 -0,244 2,72

(V - I)

Figura 4.2: Comparação entre as extinções obtidas do tabalho de Dobashi et al. (2005) e aquelas estimadas a

partir do excesso de cor. As barras de erro representam o desvio padrão na região de 1 grau quadrado ao redor

de cada objeto no mapa de extinção de Dobashi et al. A linha pontilhada indica o locus de coincidência entre os

dois métodos.

objetos de nossa amostra são muito provavelmente associados à presença de material

circunstelar, os valores calculados a partir deste método serão naturalmente maiores.

Por fim, os fatores necessários para a conversão de magnitudes para fluxos foram

obtidos dos trabalhos de Bessel (1979) e de Bessel et al. (1998) para as bandas UBV (RI)

. Os

fluxos de magnitude zero das fotometrias obtidas pelo 2MASS foram encontradas no trabalho

de Cohen et al (2003). Os fluxos MSX e IRAS foram convertidos de Jy para W/m

/ m.μ

4.5 Classificação segundo as distribuições espectrais de energia

Dada a correção da extinção e a conversão das magnitudes em fluxo, pudemos construir

as SEDs dos objetos de nossa amostra. Com isso, constatamos que algumas destas

distribuições guardam certas semelhanças entre si, provavelmente devida a uma possível

similaridade na estrutura circunstelar. Por esta razão, decidimos propor uma separação em

subgrupos, os quais na prática representam uma subdivisão do Grupo 1 proposto por Sartori

et al. (2003). Por isso, em princípio ela não possuirá paralelo algum com outras classificações

propostas na literatura. A Figura 4.2 exibe a distribuição de energia dos vários objetos da

amostra pertencentes a cada subgrupo. Nesta figura também podem ser visualizadas as

candidatas que não se identificam com nenhum dos subgrupos propostos ou não possuem

fotometrias no óptico. Para esta visualização, apresentamos os fluxos não corrigidos da

extinção. Este fato não compromete a nossa classificação, posto que ela é essencialmente

baseada na região IR do espectro eletromagnético. Esta região praticamente não sofre os

efeitos causados pela extinção, a qual afeta especialmente os comprimentos de onda ópticos e

ultravioletas.

Podemos ressaltar algumas peculiaridades que caracterizam cada um dos subgrupos

definidos. Os objetos que pertencem ao Subgrupo 1a possuem um grande excesso nas regiões

do IR médio e distante e uma inclinação decrescente no IR próximo. Já o comportamento do

Subgrupo 1b apresenta tipicamente uma tendência de crescimento entre 1 e 12 m, comμ

inclinação positiva no IR próximo. Por fim, no Subgrupo 1c observamos uma inclinação

crescente entre as bandas J e K, havendo havendo um aparente decréscimo na distribuição de

energia até a região de 12 m.μ

Podemos ver também que os objetos que não estão associados a nenhum dos subgrupos

possuem comportamentos bastante peculiares. Mesmo com a ausência de medidas no óptico,

a SED de PDS141 sugere que se trata de um objeto bastante embebido em sua própria

Figura 4.3: Divisão em classes dos objetos de nossa amostra segundo a distribuição de energia.

Figura 4.3: Continuação.

estrutura circunstelar, já que este objeto não se encontra muito próximo de nuvens escuras

como vimos no Capítulo 3. A mesma predominância na emissão IR observada para o caso da

PDS168, com a diferença de que seu excesso IR aparentemente é gerado por uma componente

mais quente, provavelmente mais próximo da estrela. Finalmente, a SED referente a PDS543

possui um comportamento bastante distinto dos dois últimos casos. Sua emissão no óptico é

dominante quando comparada com a componente IR de sua distribuição de energia. Além

disso, seu excesso IR parece ser produzido por uma componente de material frio,

provavelmente distante do objeto central.

O diagrama das cores (J – K) x (K – [12]) da Figura 4.4 exibe algumas características da

separação em subgrupos proposta. A cor (K – [12]) é definida por:

K – [12] = -2,5 log(F

μm

)

Figura 4.4: Distribuição dos subgrupos propostos no diagrama de cores (J-K) x (K-[12]).

Este diagrama é baseado nas principais bandas levadas em consideração para nossa

divisão em subgrupos. Ele mostra uma clara separação entre os objetos do Subgrupo 1a e os

demais, que por sua vez apresentam uma transição mais contínua entre si. PDS543 possui

uma posição bastante distinta daquela ocupada pelo restante da amostra neste diagrama,

ressaltando seu comportamento peculiar.

Não devemos nos esquecer que a construção destas SEDs é baseada em observações não

necessariamente simultâneas, o que introduz alguma incerteza em qualquer conclusão

resultante de sua análise. Nada garante que esta distribuição de energia global caracteriza um

mesmo contexto, de uma mesma época, e devemos ter consciência desta limitação.

Baseados nas características gerais de cada conjunto, podemos perceber que os membros

do Subgrupo 1a parecem possuir uma estrutura circunstelar de uma única componente fria,

enquanto os objetos pertencentes ao Subgrupo 1b apresentam indícios de uma estrutura de

dupla-componente. O excesso encontrado no IR próximo das SEDs do Subgrupo 1b é

indicativo da presença de material quente e próximo à estrela. Este material pode tanto

possuir a natureza de um um disco de acresção associado a um YSO como também pode

evidenciar um episódio recente de perda de massa. A região do óptico dos objetos do

Subgrupo 1c mostra-se bastante importante na distribuição global de suas SEDs. Seus

excessos causados provavelmente pela presença de material circunstelar possuem um máximo

na região do IR próximo e depois caem suavemente, também sugerindo uma estrutura de

componente única em alguns casos.

O fluxo em 100 m parece em alguns casos estar muito acima do esperado, i.e., eleμ

apresenta um crescimento abrupto na distribuição de energia. Isto pode ser devido ao fato de

que esta região espectral é fortemente afetada pela emissão do cirrus interestelar. Em

particular, baseado em nossos resultados do Capítulo 3, este deve ser o caso das PDS 37, 67 e

551. Estes objetos mostraram se encontrar em regiões de emissão intensa em 100 m, daμ

ordem de 10

MJy/sr. Isto seria uma possível explicação para os “saltos” observados na faixa

do IR distante de suas SEDs.

4.6 Diagramas de cores

Os diagramas cor-cor podem se apresentar como ferramentas bastante úteis para o

estudo de vários estágios da evolução estelar. Diagramas no infravermelho podem revelar

estágios mais ou menos embebidos na fase de PMS, como mostra Malfait et al. (1998), bem

como também para classificação entre os vários estágios de pós-seqüência principal (Van der

Veen & Habing 1988). Em particular, esses diagramas podem ser interessantes para a

identificação de objetos de natureza distinta, baseado em regiões típicas habitadas por cada

tipo de fonte (García-Lario 1997), conforme visto no Capítulo 1.

Em nosso estudo, analisaremos na região do óptico através do diagrama (B–V)x(U–B).

Diagramas no IR próximo, médio e distante serão analisados dentro do contexto proposto por

García-Lario et al. (1997), descrito no Capítulo 1.

4.6.1 Cores no óptico

A região do espectro representada pelo diagrama (B–V) x (U–B) é dominada

especialmente pela radiação fotosférica, o que o torna ideal para o estudo da natureza da fonte

central. Infelizmente, não dispomos de medidas na banda U para todos os objetos de nossa

amostra, sendo estas disponíveis para 19 de nossas candidatas. Este digrama pode ser

visualizado na Figura 4.5. Superposto à distribuição de nossos objetos neste diagrama, temos

representadas as curvas onde se esperam objetos com log g de 2, 3 e 4, obtidas das tabelas de

Bessel et al. (1998).

Figura 4.5: Distribuição dos objetos de nossa amostra no diagrama de cores (B-V)x(U-B). Os

pontos azuis representam as cores corrigidas como se o objeto fosse de classe V de

luminosidade e os pontos vermelhos são as cores com correção compatível com a classe Iab.

Temos também representadas as curvas referentes às distribuições típicas de estrelas com log

g de 2, 3 e 4, obtidas das tabelas de Bessel et al. (1998).

Como já discutido no Capítulo 1, as HAB possuem log g ~ 4, enquanto as pós-AGB

apresentam uma gravidade superficial da ordem de 2, típica de supergigantes. Por isso, a

maior proximidade a uma determinada curva poderia ser um indicativo da possível natureza

do objeto. No entanto, vemos que as curvas dos modelos de Bessel et al. são praticamente

coincidentes na região de (B-V) menor do que zero, onde há a maior concentração de nossos

objetos. Além disso, o espalhamento dos pontos ao redor dessas curvas calculadas é muito

grande, provavelmente devido à incerteza associada aos valores da correção de extinção.

Na região do diagrama de (B-V) positivo, as curvas de Bessel et al. já não são tão

coincidentes, devido especialmente à influência da descontinuidade de Balmer. Esta

descontinuidade é tanto maior quanto menor for a gravidade superficial do objeto, sendo

responsável pelo alto valor de (U-B) encontrado para as supergigantes. No entanto, ela só

permite a estimativa do log g de objetos não tão quentes, na região de (B-V) negativo do

diagrama em questão. Mas mesmo quando este é o caso, o espalhamento causado pela

incerteza na correção de extinção ainda torna difícil esta estimativa.

Através da análise da distribuição dos objetos neste digrama de cores ópticas, podemos

notar que o desvio entre as estimativas de extinção para as duas classes de luminosidade se

torna mais relevante para os mais altos valores de (U-B), sendo menos importante para

menores valores desta cor. Este comportamento pode estar correlacionado ao fato das curvas

de Bessel et al. (1998) para diferentes gravidades superficiais serem menos coincidentes nesta

região. Já na faixa de menores valores de (U-B) as posições dos modelos para gravidades

distintas são bastante coincidentes, o que significa que as cores intrínsecas para ambas as

classes de luminosidade admitidas para o cálculo da extinção são bastante próximas.

Mesmo com o espalhamento associado à incerteza nas estimativas de extinção e o fato

de que as curvas teóricas para gravidades distintas serem praticamente coincidentes na região

de (B-V) negativo, ainda podemos destacar alguns comportamentos interessantes. Temos por

exemplo o caso de PDS543, que aparentemente teve sua correção de cor subestimada. Este

fato deve ser provavelmente devido à presença de uma estrutura circunstelar distinta das

demais, cuja influência provavelmente causa uma extinção anômala. Devemos nos lembrar

que a SED associada a este objeto foi considerada “Peculiar” na classificação proposta na

Seção 4.5, o que reforça nosso argumento. Outro caso notório é o de PDS406, que mesmo

apesar de toda incerteza associada à sua posição do diagrama de cores ópticas, o alto valor de

sua cor (U-B) indica que ela realmente possui uma baixa gravidade superficial. Este é um

indicativo que favorece a identificação de uma natureza típica das pós-AGB.

A posição de PDS518 também se apresenta bastante distinta das demais. Ela sugere que

este objeto seja muito quente e possui uma cor (U-B) maior do que as demais. Das

estimativas presentes no trabalho de Vieira et al. (2003), baseadas nos espectros medidos pelo

PDS, temos que sua temperatura efetiva é de cerca de 31600 K, a qual é compatível com

aquela encontrada na transiç ão entre uma pós-AGB e uma jovem PN. O valor de (B-V)

também indica que a emissão seja proveniente de um objeto central sujeito a uma temperatura

bastante elevada.

4.6.2 Cores no infravermelho próximo

Como já discutido no Capítulo 1, o diagrama de cores no IR próximo pode revelar as

características de um material circuntelar quente, típico de um disco de acresção no caso de

estrelas jovens ou de um episódio recente de perda de massa, no caso de um objeto mais

evoluído. A Figura 4.6 exibe a distribuição de nossa amostra no diagrama de cores (H-K) x

(J-H), sendo nela também representadas as regiões propostas por García-Lario et al. (1997). A

exemplo do trabalho destes autores, apresentamos as cores não corrigidas da extinção.

Podemos observar neste diagrama que a maior parte de nossos objetos se concentra nas

regiões III e IV propostas por García-Lario et al., as quais apresentam uma superposição entre

as posições esperadas para as HAB e para as pós-AGB (vide Capítulo 1). Por isso, não

Figura 4.6: Diagrama das cores H-K x J-H (não corrigidas da extinção), no IR próximo. As regiões

representadas são as propostas pelo trabalho de García-Lario et al. (1997), descritas no Capítulo 1.

podemos obter nenhuma informação conclusiva a respeito destas candidatas. No entanto,

vemos também que alguns de nossos objetos ocupam a Região I, a qual é caracterizada por

emissão do tipo estelar. Esta região é típica de objetos de natureza pós-AGB em estágios

avançados de evolução. Nela estão contidas as estrelas PDS 290, 431 e 543, entre as quais

apenas a PDS 543 possui uma temperatura suficientemente elevada para supostamente estar

em um estágio de pós-AGB avançado, da ordem de 3 10

K. Notemos que este objeto

apresentou um comportamento especial não só nesta análise, mas também pelo formato

peculiar de sua SED e pela sua posição no digrama óptico. Ele é portanto um caso que

merece atenção especial em nossa análise.

4.6.3 Cores no infravermelho médio e distante

Passemos agora para o estudo da região do IR médio e distante em nosso estudo multi-

bandas, através da análise do diagrama de cores IRAS. Estas cores revelam as características

de uma componente mais fria e mais externa dos envoltórios circunstelares, geralmente

associada a um envelope estendido ao redor do objeto estelar. A Figura 4.7 exibe a

distribuição de nossas candidatas neste diagrama, bem como as regiões típicas de ocupação

de cada classe de objeto descritas no trabalho de García-Lario et al. (1997).

Figura 4.7: Distribuição dos objetos de nossa amostra no diagrama de cores IRAS. As regiões em destaque

referem-se às localizações típicas de variáveis OH/IR (OH/IR), estrelas TT e HAB (YSO), regiões de HII

compactas (HII) e núcleos ativos de galáxias (AGN). A curva em preto representa a trajetória evolutiva das

estrelas OH/IR, que é seguida de uma crescente taxa de perda de massa (vide Seção 1.3).

Como descrito no Capítulo 1, estes autores também utilizaram o diagrama de cores

IRAS para o estudo da natureza de uma amostra de objetos não identificados. Podemos

perceber na distribuição de nossa amostra que parte deles se encontra em uma região sujeita à

superposição de várias classes de objetos, em [25] – [60] < 1. No entanto, podemos perceber

que PDS 465, 198, 204 e 543 se encontram fora da região associada aos YSOs, o que favorece

portanto a natureza de pós-AGB. Já o restante de nossa amostra possui uma localização que

ultrapassa os limites propostos por García-Lario et al.. Este fato sugere que a região típica

associada às HAB extrapola a área proposta pelo trabalho de García-Lario et al.. Isto significa

que os YSOs ocupam uma região bem maior do que aquela proposta por Harris et al. (1988),

tendo em vista que o PDS adotou a região proposta por Weintraub (1990). Uma observação

importante para este tipo de análise é que a definição da distribuição esperada para as

diversas classes de objetos se baseia em um estudo estatístico realizado a partir de uma

amostra restrita, a qual eventualmente pode estar sujeita a algum viés observacional.

Capítulo 5

Modelos de envoltório

O estudo das condições físicas de envoltórios circunstelares pode revelar informações

interessantes para a determinação do status evolutivo dos objetos de interesse. A geometria e

composição destes estruturas é um tema recorrente na literatura, tanto com respeito às HAB

(Meeus e al. 2001, Vinkovic et al. 2003) como também para as pós-AGB (Meixner et al.

1997). Para o caso das HAB, alguns autores argumentam em favor da presença de um disco

fragmentado, predecessor dos sistemas protoplanetários (Malfait et al. 1998). Outros

defendem uma estrutura de um disco mais um halo (Miroshnichenko et al. 1999, Vinkovic et

al. 2003, Gregorio-Hetem & Hetem 2002) ou até mesmo a existência de um disco alargado

(tipo flared – Meeus et al. 2001, Hetem & Gregorio-Hetem 2007). Já quanto às pós-AGB, os

processos responsáveis pela transição de um objeto simetricamente esférico da fase de AGB

para um objeto preferencialmente axi-simétrico no estágio de PN são pouco conhecidos.

Meixner et al. (1997) argumentam que esta quebra de simetria é devida à ação de super ventos

de simetria axial na fase de pós-AGB. Esses autores também defendem a existência de dois

tipos de PPN, a chamada DUst-Prominent Longitudinally-EXtended (DUPLEX) com uma

estrutura de dois lobos, e a Star-Obvious Low-level Elongated (SOLE), com uma única

estrutura contínua. Su et al. (2001), em contrapartida, defendem a hipótese de que estas

diferenças morfológicas observadas no óptico são devidas a ângulos de inclinação distintos

destes objetos com relação à linha de visada. Gauba et al. (2003) por sua vez modelam os

envoltórios de pós-AGBs quentes com envoltórios esféricos, remanescentes da intensa perda

de massa sofrida no ramo assintótico. Vemos portanto que para ambas as classes de objetos

ainda há várias divergências quanto à morfologia de suas estruturas circunstelares.

No presente capítulo, apresentaremos a descrição do código DUSTY de transferência

radiativa (Ivesic & Elitzur 1998) e alguns resultados preliminares obtidos através de sua

implementação. Como veremos, este modelo propõe um envoltório de poeira simetricamente

esférico. Também descreveremos o modelo de envoltório proposto por Gregorio-Hetem &

Hetem (2002 – GH02 daqui em diante), que supõe a coexistência de um disco

geometricamente fino e opticamente espesso e de um halo esférico.

Ambos os modelos tentam reproduzir os parâmetros fundamentais destes ambientes

circunstelares, através do ajuste da SED observada. O conhecimento destes parâmetros, e

mais do que isto, a compatibilidade do modelo proposto com as observações, poderá nos

auxiliar na identificação dos objetos sob estudo.

5.1 O código de transferência radiativa

Desenvolvido por Ivesic et al. (1997), o código DUSTY resolve o problema do

transporte radiativo em um ambiente de poeira. Com ele é possível a modelagem tanto de

uma geometria esférica quanto planar e dadas as propriedades da fonte radiativa e da região

de poeira, são calculados a distribuição de temperaturas e o campo de radiação emergente.

Seu método baseia-se na solução de uma equação auto-consistente para a densidade de

energia radiativa, incluindo espalhamento, absorção e emissão causados pela poeira, sem

serem tomadas aproximações. Isto significa que a solução é exata dentro da precisão

numérica especificada.

O DUSTY dispõe de uma biblioteca que contém as propriedades ópticas dos tipos mais

comuns de poeira astronômica, além de muitas outras espécies de grãos. Estes grãos mais

comuns são os silicatos 'quentes' e 'frios' de Ossenkopff et al. (1992), grãos de silicato e

grafite de Draine & Lee (1994), carbono amorfo de Hanner (1988) e o SiC dado por Pègouriè

(1988). O código também fornece várias formas analíticas de distribuição de densidade e

pode realizar um cálculo dinâmico completo para os ventos originados pela pressão radiativa

ao redor de estrelas do tipo AGB.

Pode-se especificar a distribuição espectral de energia da fonte analiticamente tanto por

uma Planckiana como por uma lei de potências seccionalmente contínua. Além disso, ainda é

possível a especificação das propriedades ópticas da poeira, distribuições de densidades e

radiação externa através de arquivos fornecidos. Outra vantagem disponível no código é que

sua malha de comprimentos de onda pode ser modificada para acomodar características

espectrais específicas.

Para desenvolvermos os ajuste de nossas SEDs, adotamos as seguintes hipóteses:

radiação externa dada por uma planckiana; distribuição de tamanhos dada pela lei de

potências de Mathis, Rumpl e Nordsieck (1977) com limites definidos, dada por n(a)~a

-q

, para

min

≤ a ≤ a

max

, sendo q = 3.5, a

min

= 0.005 m μ e a

max

= 0.25 m; frações idênticas para todosμ

os tipos de grão disponíveis e um envelope que se estende por um raio mil vezes maior do que

o raio de sua casca mais interna. Escolheu-se utilizar uma química de grãos homogênea, já

que o número de medidas de fluxo disponíveis não é suficiente para o ajuste adequado de

suas frações dentro da composição total de grãos.

Os parâmetros livres a serem ajustados são a temperatura da camada interna do

envoltório, T

int

; o expoente de decaimento da lei de distribuição da densidade e a

profundidade óptica na banda V, 

. A temperatura do objeto central, T

fonte

,, foi fixada a partir

dos valores calculados por Vieira et al. (2003) para nossos objetos.

Inicialmente pretendíamos fazer este ajuste de uma forma sistemática, utilizando a

técnica de algoritmos genéticos. No entanto, só foi possível desenvolver esta abordagem de

maneira preliminar, de forma que o estudo completo deverá ser desenvolvido em trabalhos

futuros. O leitor interessado em uma introdução aos fundamentos do uso destes algoritmos

deve dirigir-se ao Apêndice C.

O único ajuste desenvolvido foi o de PDS518, o qual foi um dos objetos destacados da

análise da distribuição de nossa amostra no diagrama de cores ópticas. Percebemos ao longo

desta modelagem a necessidade da combinação de duas componentes circunstelares, sendo

uma única não suficente para reproduzir a distribuição de energia observada. Este fato é

compatível com o modelo proposto por GH02, que será apresentado na Seção 5.2, só que com

a diferença que aqui supõe-se a existência de uma estrutura de duas cascas esféricas,

desprendidas do objeto central. Os resultados do ajuste com o código DUSTY podem ser

visualizados na Figura 5.1, onde o modelo reproduz a SED com correção de extinção

Figura 5.1: Ajuste da SED de PDS518 gerada pelo código DUSTY de transferência radiativa. Além da emissão

estelar, propõe-se a existência de duas componentes circunstelares.

compatível com uma classe de luminosidade V.

Os parâmetros utilizados para o ajuste da SED de PDS518 são uma temperatura de 31600

K para o objeto central, 1400 K para a componente circunstelar mais quente e 85 K para a

mais fria. A lei de distribuição da densidade cai com o quadrado da distância para o

envoltório mais quente, com uma profundidade óptica de 0,04, enquanto que a densidade da

camada mais fria segue uma lei de 1/r, sendo compatível com um 

de 0,025.

A distinção entre os parâmetros das duas componentes circunstelares evidencia que

esta distribuição de energia é realmente compatível com uma estrutura de dupla componente,

com características físicas particulares. Este resultado acaba portanto justificando a hipótese

da existência de duas componenentes distintas. Como já discutimos anteriormente, modelos

de dupla componente são freqüentemente propostos na literatura, tanto para as estrelas jovens

(e.g. Meeus et al. 2001) como também para as pós-AGB (Gauba & Parthasarathy 2004).

Malfait et al. (1998) argumentam que uma distribuição de energia de pico único no IR

é indicativa de uma natureza de pós-seqüência principal, sendo esta verificação um fator

determinante para a distinção entre este grupo e aquele constituído pelas HABs, que possuem

tipicamente duplo pico na região do IR. No entanto, Gauba & Parthasarathy (2004) possuem

um relato de um modelo de dupla componente para um objeto na fase de pós-AGB, a qual é

creditada a um possível processo de perda de massa ainda em andamento. Outra possibilidade

é a ocorrência de pulsos térmicos da fase de AGB, que tornam a história da perda de massa

descontínua (Van der Veen & Habing 1988). Esses episódios são os responsáveis pelo

processo de dragagem (dredge up), que pode enriquecer com carbono um ambiente

circunstelar rico em oxigênio, em processo análogo àquele proposto por de la Reza et al.

(1996) para o enriquecimento de lítio observado em gigantes vermelhas de tipo K.

5.2 Modelo de disco mais envoltório

Com o objetivo de estimar a contribuição da emissão circunstelar no fluxo total

emitido para todas as estrelas de nossa amostra, adotamos um modelo simples que supõe a

presença de um disco ao redor da estrela central, ambos circundados por um envoltório de

poeira. Considerando que tal modelo foi originalmente proposto para estrelas do tipo TT

(GH02), no presente trabalho não pretende-se explorar a dedução dos parâmetros

circunstelares, tendo em vista que as características físicas do modelo adotado muito

provavelmente não correspondam à estrutura circunstelar de nossas candidatas. Apesar disso,

do ponto de vista geométrico, trata-se de uma boa aproximação para os objetivos do presente

trabalho, considerando a geometria esférica adotada para envoltório, e a presença de duas

componentes (fria e quente) propostas por GH02.

É interessante notar que tal modelo foi construído a partir da proposta adotada por

Gregorio-Hetem, Lépine e Ortiz (1990, 1991), cujas simulações numéricas foram baseadas no

código de transferência radiativa utilizado por Epchtein, Le Bertre e Lépine (1990) para

reproduzir os dados IR de estrelas carbonadas. Naquele modelo admite-se que a estrela

encontra-se rodeada por um envelope de poeira simétricamente esférico, cujo raio interno é

definido pelo balanço de energia nos grãos de poeira. Portanto, a menos da presença de disco

que foi considerada por GH02, o modelo aqui utilizado tem similaridades aos modelos

geralmente adotados para reproduzir a SED das estrelas evoluídas,

Para calcular a SED sintética e ajusta-la aos dados observados, GH02 usaram o

modelo de um disco geometricamente fino e opticamente espesso, que re-irradia a energia

absorvida da estrela, causando um excesso IR mesmo na ausência de acresção. A componente

fria neste modelo é atribuida ao envoltório esférico de poeira, opticamente fino, cuja

opacidade atenua a emissão do disco e da estrela. A profundidade óptica () em 1 m do

sistema é um dos parâmetros do modelo e se correlaciona com a extinção por A



= 1.086 

(m). A distribuição de temperaturas é dada por T  r

-3/4

para o disco (Adams & Shu 1986) e

T  r

-0.4

para o envoltório (Rowan-Robinson 1980).

O método de ajuste dos dados observados procura pelo conjunto de parâmetros: raios

da estrela, do disco e do envoltório, profundidade óptica e ângulo de inclinação, que

proporcionam o menor 

. Os resultados obtidos por este modelo se encontram na Tabela 5.1.

Tabela 5.1: Parâmetros estelares obtidos através do ajuste das SEDs, com o modelo de GH02. Veja o texto para

uma descrição mais detalhada dos parâmetros estimados pelo modelo. Foram inluídas algumas estrelas que não

fazem parte da amostra para fins de comparação

A segunda coluna da tabela representa as temperaturas efetivas, estimadas a partir da

calibração entre o tipo espectral e a temperatura efetiva proposta por de Jager &

Nieuwenhuijzen (1987) para estrelas na MS; a sexta coluna corresponde aos valores da

profundidade óptica em 1 μm; a oitava coluna indica a qualidade do ajuste (goodness-of-fit),

que representa o menor 

obtido entre o modelo e as observações, sendo tanto melhor quanto

mais próximo de zero for seu valor; F

e F

correspondem à fração do fluxo total emitido pelo

disco e pelo envelope, respectivamente. Os demais parâmetros possuem natureza geométrica,

PDS gof

18 12660 244 2,5E+02 4,03 3 0,48 69 21

27 21460 1800 1,8E+03 3,47 2 0,23 58 37

37 20780 891 9,2E+02 3,42 1 0,13 52 43

67 11628 0,4 1,2E+02 2,29 90 0,73 0 97

141 16250 28 2,8E+01 8,47 20 0,15 67 29

168 6685 97 9,7E+01 6,51 74 0,22 73 0

174 18780 359 1,9E+03 2,45 0 1,11 1 98

193 8916 782 7,9E+02 3,58 2 0,19 52 4

198 7372 151 2,8E+02 2,54 18 0,02 48 33

204 25440 1400 1,5E+03 2,80 50 0,16 23 73

207 11080 594 6,9E+02 3,44 0 0,17 41 48

216 20780 23 2,4E+01 3,56 82 0,51 17 72

257 10000 715 8,0E+02 3,24 2 0,44 52 31

290 10110 1 4,1E+03 1,52 58 1,97 1 91

353 16750 33 3,3E+01 3,91 0 3,57 74 0

371 8467 22 2,8E+01 2,99 2 0,04 23 46

394 9380 7 2,6E+04 1,70 90 0,32 0 93

406 9015 0 1,7E+04 0,92 0 0,59 11 65

431 12860 123 3,6E+07 2,53 0 1,9 0 99

465 16860 670 8,0E+02 2,90 2 0,24 33 62

477 25530 550 5,5E+02 3,52 69 0,26 76 12

518 20060 219 2,2E+02 5,12 66 2,74 91 0

520 10120 111 1,2E+02 3,61 4 0,5 39 33

530 9995 0 4,9E+06 1,33 89 0,52 0 92

543 30000 6000 6,0E+03 4,33 88 0,24 21 53

551 9562 51 6,7E+01 4,13 0 0,49 16 74

581 11930 50 2,9E+03 1,79 0 0,5 8 86

ppn1 19060 339 3,6E+02 2,48 17 0,05 54 35

R Cr A 10780 21440 2,3E+04 3,62 0 0,84 60 27

BetaPic 8300 1612 3,1E+03 0,05 89 0,26 0 0

HD144432 8193 26 2,1E+02 0,57 64 0,09 15 14

(K) R

(AU) R

(AU) τ

1m

Ɵ (

)

(%) F

(%)

sendo especificados na Figura 5.2.

Figura 5.2: Representação esquemática do modelo de componentes de GH02, com a especificação de seus

parâmetros geométricos.

Na Tabela 5.1 também foram incluídos alguns objetos interessantes, para fins de

comparação. Temos “ppn1” (IRAS19386+0155), como o protótipo de estrela na fase de pós-

AGB, e R Cr A, HD144432 e Beta Pictoris como representantes dos grupos propostos por

Sartori et al. (2003 – veja Capítulo 2).

Valores grandes do parâmetro gof são indicativos de que o modelo proposto falha em

ajustar a SED, provavelmente por não ser compatível com uma estrutura circunstelar

composta por um disco mais um halo, fato o qual será discutido logo a seguir. Podemos

visualizar os ajustes das SEDs produzidos pelo modelo de GH02 na Figura 5.3. Nesta figura,

as SEDs são ordenadas de acordo com a separação em subgrupos proposta no Capítulo 4.

As medidas dos fluxos IRAS podem ser contaminadas pela emissão do meio interestelar,

especialmente na região de 100 μm. A partir dos ajustes das SEDs dos objetos de nossa

Subgrupo 1a

Subgrupo 1b

Figura 5.3: Ajustes das SEDs da amostra obtidos através do modelo de GH02.

Subgrupo 1b

Subgrupo 1c

Figura 5.3: Continuação.

Subgrupo 1c

Figura 5.3: Continuação.

100

Peculiares

Figura 5.3: Continuação.

amostra, vemos que esta região é dominada especialmente pela contribuição do envelope

circunstelar proposto pelo modelo. Portanto, uma maneira de estudarmos o efeito desta

contaminação é através da verificação de uma possível correlação entre a fração do fluxo

emitido pelo envelope circunstelar e a emissão em 100 μm da região vizinha à posicão do

objeto da amostra, calculado no Capítulo 3. Para fazermos esta comparação entre estas duas

grandezas, normalizamos os valores de <F

100

> pelo seu valor máximo calculado e

observamos seu comportamento com relação à contribuição do envoltório. Esta relação pode

ser visualizada na Figura 5.4.

Neste gráfico vemos que para a maioria dos objetos de nossa amostra, não há correlação

101

Figura 5.4: Comportamento da emissão “de céu” (normalizada) obtida a partir das imagens IRAS em 100 μm e

a fração do fluxo do envelope com relação ao fluxo total F

, obtido através do ajuste do modelo de GH02. A

linha pontilhada representa o locus onde as grandezas estudadas seriam perfeitamente correlacionadas.

entre a emissão do ISM e a contribuição da componente mais fria do modelo. Isto significa

que estas bandas no IR distante são pouco afetadas pela contaminação devida ao cirrus

interestelar. No entanto, as medidas dos fluxos IRAS do objetos PDS 37, 67, 353, 431, 477,

518, 543 e 551 são passíveis de terem sofrido contaminação, pois possuem os mais altos

valores de <F

100

> e F

, estando próximos ou acima da linha que indica correlação entre estas

grandezas.

Os ajustes proporcionados pelo modelo de GH02, além de fornecer estimativas dos

parâmetros circunstelares de nossos objetos, evidenciam quais deles possuem ou não uma

distribuição de energia compatível com a estrutura circunstelar proposta. Em especial, os

102

objetos PDS 67, 174, 394 , 431, 530 e 551 parecem possuir predominantemente uma

contribuição devida ao halo esférico do modelo, apresentando frações do fluxo total devido à

componente de disco praticamente desprezíveis. Mas como alguns destes objetos possuem

grandes chances de terem seus fluxos IRAS contaminados na região do IR distante, só

podemos afirmar este comportamento para os casos de PDS 174, 394 e 530. Estruturas de

disco são típicas de objetos jovens, ainda em fase de acresção de matéria, e portanto

caracterizam uma natureza jovem. Já a presença de apenas uma componente mais fria é

compatível com a existência de um envelope simetricamente esférico remanescente da fase de

AGB, devida à intensa perda de massa sofrida neste estágio evolutivo. Portanto, a observação

de uma distribuição de energia de duplo pico, compatível com a presença de um halo de gás e

poeira desprendido do objeto central, favorece a interpretação de uma natureza de pós-AGB.

Porém, é interessante notar que, como já mencionado anteriormente, a recíproca não é

necessariamente verdadeira. Episódios de perda de massa recente são sugeridos por Gauba &

Parthasarathy (2004) para explicar uma possível contribuição mais quente presente na SED

de um objeto em fase posterior ao ramo assintótico.

103

Capítulo 6

Conclusões

O estudo de nossa amostra exigiu a análise dos mais diversos tipos de observações

disponíveis na literatura, tendo em vista que a consideração de apenas um ou outro critério de

classificação pode nos levar à confusão entre objetos que possuem algumas características

observacionais coincidentes. Como vimos, este é o caso das HABs e das pós-AGB, que

podem apresentar excesso de emissão no IR bastante similares. As buscas descritas na

literatura destas classes de objeto possuem sistematicamente este excesso como critério de

classificação, especialmente a partir da disponibilização da base de dados gerada pela missão

do satélite IRAS.

Ao longo deste trabalho, estudamos vários possíveis indicativos da natureza dos objetos

selecionados em nossa amostra. Analisamos a possível associação com SFRs, a distribuição

dos objetos da amostra em diagramas de cores nas faixas do óptico, IR próximo, médio e

distante, e a compatibilidade da distribuição espectral com uma estrutura circunstelar de uma

ou duas componentes. Os objetos que apresentaram algum destaque em cada uma destas

análises são exibidos na Tabela 6.1.

105

Tabela 6.1: Objetos da amostra cujos resultados das análises favorecem uma natureza de pós-AGB. A coluna de

“maior d” aponta os objetos que se encontram mais distantes das nuvens escuras; (F

)

indica as estrelas que

aparentemente não sofrem contaminação devida ao cirrus interestelar (“fluxo intrínseco devido ao envoltório”).

As cores IRAS referem-se ao diagrama [12]-[25] x [25]-[60]. Os objetos cuja linha possui uma cor mais forte

são os que se destacaram em três ou mais das análises.

(1)

Nesta coluna estão contidos os objetos apontados pela análise do diagrama das cores J-K x K-[12] que não

possuem Tef menor que 10000 K.

(2)

Esta temperatura foi estimada pelo modelo de GH02, ao contrário das outras, que forma obtidas do trabalho

de Vieira et al. (2003).

(3)

Apesar de serem exibidos apenas dois indícios em favor de uma natureza evoluída para esta candidata, ela

também deve ser destacada devido ao comportamento observado em seu espectro ISO, o qual é extremamente

similar ao encontrado para a PDS465 (Hen 3-1475).

Nesta tabela, reproduzimos os valores de temperatura efetiva calculados por Vieira et al.

(2003), exceto para o caso de PDS141, para o qual utilizamos o valor de T

obtido através do

modelo de GH02. Uma maior distância a borda da nuvem (d) e uma menor extinção Av

106

PDS

B-V x U-B H-K x J-H cores IRAS

18 13002 

27 21878  

37 21878

67 31623

141 

168 7079 

174 18707   

193 10495 

198 7194  

204 25410   

207 10000  

216 21979 

257 10000  

290 10000   

353 15417 

371 31623   

394 7194 

406 8204  

431 9528 

465 21878   

477 29992

518 31623 

520 6745 

530 8128 

543 29992    

551 31623

25704  

Tef (K)

maior d menor Av

)

J-K x K-[12]

(1)

16250

(2)

581

(3)

(obtido a partir do mapa galáctico de Dobashi et al. (2005)) são indicativas de uma não

associação a SFRs, o que é esperado para as pós-AGB. A coluna (F

)

exibe os objetos com as

menores suspeitas de contaminação devida ao cirrus interestelar, facilmente identificados na

Figura 5.4 (Capítulo 5). Esta figura evidencia as contribuições de emissão do envoltório

circunstelar (F

) que estejam possivelmente contaminadas pela emissão do ISM em 100 μm.

O restante das colunas indica os objetos que foram ressaltados a partir do estudo dos

digramas de cores no óptico, IR próximo, médio e distante.

Em especial, para o caso do diagrama J-K x K-[12], só foram considerados os objetos

que se destacaram nesta análise que apresentam temperaturas maiores do que 10000 K. Isto

porque, com exceção de PDS543, todos os objetos que exibiram um comportamento distinto

do demais neste estudo apresentam uma distribuição de energia de duplo-pico, com uma

inclinação decrescente na faixa do IR próximo. Esta característica é típica do Subgrupo 1a

definido no Capítulo 3. No caso das pós-AGB, este tipo de distribuição indica um estágio

evolutivo mais avançado, onde o envoltório já teve tempo suficiente para se afastar do objeto

central. Porém, também se espera que estes objetos que apresentem uma temperatura mais

elevada, o que significa que a estrela central está mais próxima de ser capaz de ionizar o

material de seu ambiente circunstelar para se tornar uma PN. Por isso, esperamos que estas

estrelas sejam quentes.

O objeto PDS543 é um objeto bastante interessante, pois apesar de apresentar evidências

de associação às nuvens moleculares, ele exibe características típicas do estágio de pós-AGB,

de acordo com o estudo nos diagramas de cores. Sua distância fotométrica é de 414 pc

segundo o trabalho de Vieira et al. (2003), que assume que sua posição no diagrama H-R

107

esteja próxima da MS. A distância da nuvem possivelmente associada a este objeto é maior

do que 1 kpc (Tabela 3.2), o que significa que ele se encontre fora desta estrutura no caso de

ser uma HAB. Quando consideramos a possibilidade de uma natureza de pós-AGB, esta

distância deve ser cerca de 30 vezes maior do que a estimada por Vieira et al. (Capítulo 3), o

que também implica que ela não se encontre fisicamente associada à nuvem. Desta forma,

PDS543 deve se tratar ou de uma HAB isolada extremamente embebida em seu próprio

material circunstelar, ou de uma pós-AGB a uma distância muito grande (~1,2 kpc).

Destacamos também PDS581 na Tabela 6.1 pelo fato de seu espectro ISO ser

extremamente semelhante ao observado para PDS465. Este último objeto se trata de uma

PPN confirmada (Hen 3-1475 – vide o Capítulo 2), constituindo portanto um protótipo de

estrela na fase de pós-AGB.

Desta forma, os objetos mais prováveis de se encontrarem na fase de pós-AGB de acordo

com a metodologia adotada são PDS 174, 204, 290, 371, 465, 543 e 581. Eles constituem o

grupo de estrelas mais interessantes desta amostra, sendo portanto merecedoras de estudos

posteriores mais detalhados. O presente trabalho apenas destaca os objetos de comportamento

mais incompatível com uma natureza jovem, não pretendendo afirmar que elas se encontrem

no estágio de pós-AGB, mas sim apontando para os objetos mais prováveis de estarem neste

estágio, dentro das limitações dos métodos empregados. Certamente, uma ou outra possível

pós-AGB pode ter sido deixada de lado, tendo em vista que nenhum de nossos resultados é

decisivo quanto a natureza do objeto, mas sim apenas indicativo de uma certa natureza.

108

Capítulo 7

Perspectivas

Dado que as evidências apresentadas por este trabalho são apenas indicativas da

natureza dos objetos da amostra, não permitindo uma classificação decisiva, a perspectiva

natural deste projeto é o estudo mais detalhado ds objetos que se destacaram em nossas

análises. Uma forma de confirmarmos esta natureza seria através de um estudo

espectroscópico, a exemplo do trabalho desenvolvido por Pereira & Miranda (2007). Neste

tipo de análise, é interessante a observação de linhas sensíveis à gravidade superficial, as

quais podem determinar a classe de luminosidade de nossos objetos. Enquanto as HAB

apresentam um log g típico de aproximadamente 4, as pós-AGB possuem uma gravidade

baixa, típica de supergigantes (classe I). Espectroscopia também poderia ser utilizada para a

inspeção de um possível super-enriquecimento de elementos produzidos pelo processo-s, o

qual ocorre na fase de AGB. Seria interessante portanto a determinação das abundâncias dos

elementos Ba e Sr, típicamente produzidos neste processo (Parthasarathy 2000).

Outra perspectiva deste trabalho é a obtenç ão dos ajustes dos modelos gerados pelo

código DUSTY, primeiramente para as candidatas a pós-AGBs destacadas por nosso trabalho

e em seguida para todas as estrelas da amostra. Pretende-se realizar esta tarefa através da

109

implementação dos algoritmos genéticos, afim de dispormos de uma técnica otimizada e

sistemática de ajuste dos parâmetros propostos pelo modelo. Os resultados obtidos através do

DUSTY podem ser confrontados com aqueles obtidos através do modelo de GH02, afim de

verificarmos não só a coerência entre os parâmetros ajustados como também estudarmos a

compatibilidade de cada objeto com uma ou outra proposta de estrutura circunstelar.

110

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AJ, 109, 2146

Van der Veen, W. E. C. J., & Habing, H. J., 1988, A&A, 194, 125

van der Veen, W. E. C. J., Habing, H. J., Geballe, T. R. 1989, A&A 226, 108

van de Steene, G. C., van Hoof, P. A. M., Wood, P. R. 2000, A&A 362, 984

Ventura, P., Zeppieri, A., Maaitelli, I., D'Antona, F. 1998, A&A, 334, 953

117

Vieira, S. L. A., Corradi, W. J. B., Alencar, S. H. P, Mendes, L. T. S., Torres, C. A. O.,

Quast, G., Guimarães, M. M., da Silva, L. 2003, AJ 126, 297

Vinkovic, D., Ivezic, Zeljko, Miroshnichenko, A. S., Elitzur, M. 2003, MNRAS, 346,

1151

Volk, K., Cohen, M. 1990, AJ, 100, 485

Volk, K., Leahy, D. A. 1992, in IAU Symp. 151: Planetary Nebulae, ed. R. Wienberger,

A. Acker, Dordrecht: Kluwer

Volk, K., Kwok, S. 1988, ApJ, 331, 435

Volk, K., Kwok, S. 1989, ApJ 342, 345

Volk, K., Kwok, S., Langill, P. L. 1992, ApJ, 391, 285

Waelkens, C., Engelesman, E. 1992, A&AS 96, 625-43

Waelkens, C., Bogaert, E., Waters, L. B. F. M. 1994, ASP Conf. Series, Vol. 62, p. 405

Waelkens, C., Winckel, H., V., Waters, L. B. F. M 1998, UABI conf., 99

Waters, L. B. F. M, Coté, J., Geballe, T. R. 1988, A&A 203, 348

Waters, L. B. F. M., Waelkens, C 1998, ARA&A 36, 233

Walker, H., Wolstencroft, R. D. 1988, PASP 100, 1509-21

Weintraub, D. A. 1990, ApJS, 74, 575

Winckel, H. V. 2003, ARA&A, 41, 391

Whitelock, P., A. 1985, MNRAS, 237, 479

Zhang, C. Y., Kwok, S. 1990, A&A, 250, 179

Zhang, C. Y., Kwok, S. 1991, A&A, 250, 179

118

Apêndice A

Imagens IRAS em 100 mμ

Nesta seção, são exibidas as imagens IRAS em 100 μm, obtidas com auxílio do

aplicativo de busca Aladin, disponibilizado pelo CDS (Centre de Donnés Astronomique de

Strasbourg). Elas possuem um campo de 12,5

x 12,5

, com uma resolução espacial de 0,025

graus/pixel. Seus valores são expressos em MJy/sr e suas coordenadas são dadas em

Ascensão Reta e Declinação de 1950.

Sobrepostos às imagens, encontram-se isocontornos de fuxo em 15 e 60 MJy/sr, além

da posição dos objetos da amostra. A análise e discussão das informações extraídas destas

imagens podem ser encontradas no Capítulo 3.

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130

Apêndice B

Espectros obtidos pelo PDS

Neste apêndice apresentamos os espectros de baixa e média resolução obtidos no

PDS. Os de baixa resolução possuem uma cobertura espectral de tanto a tanto, enquanto os de

média resolução cobrem a região entre tanto e tanto. Estas observações visam a detecção da

linha de Balmer do hidrogênio (H

), cuja presença pode ser indício de uma natureza jovem, e

da linha de LiI em 6707 Å, tipicamente encontrada em estrelas do tipo TT. As linha de [OI] e

[SII] também podem ser encontradas nestes espectros, como mostra o trabalho de Vieira et al.

(2003).

Tanto estes espectros, como também aqueles referentes às outras candidatas a HAB

propostas por Vieira et al. (2003), podem ser encontrados em formato “.fits” na página

http://www.fisica.ufmg.br/~svieira, mantida por Sérgio Vieira.

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Apêndice C

Algoritmos genéticos

A teoria moderna da evolução das espécies é baseada nas idéias de seleção natural, o

que cria o princípio básico de genética de população: a variedade de indivíduos em um dado

grupo de oganismos ocorre devido à mutação e a recombinação genética. Este princípio foi

desenvolvido na primeira metade no século XX por biólogos e matemáticos. Ultimamente,

muitas simulações computacionais têm sido utilizadas para testar e desenvolver a teoria. O

trabalho Adaptation in Natural and Artificial Systems (Holland 1992) introduz os métodos de

Algoritmos Genéticos (GA), que logo se tornam alvo de interesse pela comunidade científica

e tecnológica. Desde então ela os têm aplicado satisfatoriamente em um grande número de

problemas, tais como otimização, busca de soluções e aprendizado de máquina.

O GA é essencialmente uma família de modelos computacionais inspirados em evolução

natural. Ele se baseia em admitir uma solução potencial para um dado problema, a qual é

tratada como uma estrutura cromossômica que sofre a aplicação de operadores genéticos

(mutação, crossover, adaptação e evolução). Demonstra-se formalmente sua robustez e

convergência, mesmo em problema onde as outras técnicas falham (Holland 1992).

A implementação do GA começa com uma geração aleatória de cromossomos (ou

149

indivíduos) [X

, X

, ..., X

] – conjuntos de possíveis soluções – que são avaliados por uma

probabilidade de adaptação p

e a ela associados. Os valores de p

classificam as soluções

(cromossomos) em ordem de “aptidão” para resolver o problema, sendo dados pela função de

avaliação. Desta forma, a probabilidade de adaptação exprime o quão perto está um

determinado indivíduo da solução ideal e é usada para decidir a chance dele ser selecionado

para se reproduzir e construir a próxima geração (Bentley & Corne 2002). Os operadores que

podem atuar sobre os indíviduos de uma dada população são cópia (mantém cromossomo),

crossover (troca de características entre indivíduos), mutação (uma característica é alterada

randomicamente) e extermínio (nenhum de seus “genes” se perpetuará na próxima geração).

A ação escolhida é expressa pelo parâmetro T

, associado a cada indivíduo. Baseado neste

conjunto de operações, podemos mapear a k-ésima população para a próxima (k+1) através

de uma certa transformação G. Formalmente:

, X

, ..., X

]

k+1

= G{[(X

), (X

), ..., (X

, T

]}

A partir do momento em que a nova geração está pronta, a função de avaliação é

novamente aplicada e o algoritmo repete as ações descritas, até que uma certa condição pré-

estabelecida seja satisfeita. Esta pode se basear tanto no número de iterações como também

na qualidade destas.

O algoritmo pode ser resumido pelos seguintes passos:

Entrada dos parâmetros

Criação da primeira geração

Enquanto tal condição não for satisfeita

150

Repita

Avaliação (cálculo de p

)

Julgamento (ranking dos indivíduos)

Execução (criação da nova geração)

Fim do Repita

Fim do Enquanto

151

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