Seleç˜Ao De Candidatos a Sistemas Planetários Jovens

Universidade de SãoPaulo Instituto de Astronomia, Geof´ısicae CiênciasAtmosféricas Departamento de Astronomia

Thiago Matheus

Sele¸c˜aode Candidatos a Sistemas Planet´arios Jovens

S˜aoPaulo 2010

Thiago Matheus

Sele¸c˜aode Candidatos a Sistemas Planet´arios Jovens

Disserta¸cão apresentada ao Departamento de Astronomia do Instituto de Astronomia, Geof´ısicae CiênciasAtmosféricas da Universidade de São Paulo como parte dos requisitos para a obten¸cãodo t´ıtulode Mestre em Ciências.

Area´ de Concentra¸c˜ao: Astronomia Orientador: Prof. Dr. Eduardo Janot Pacheco

S˜aoPaulo 2010

A` minha fam´ılia

Agradecimentos

A` minha fam´ıliapor todo suporte e ajuda nas horas dif´ıceis em toda minha carreira acadêmica; A` minha futura mulher Cláudiapelo apoio e compreensãonas horas dif´ıceis; Ao meu orientador Eduardo Janot Pacheco pela assistênciaacadêmicadesde os tempos de inicia¸cãocient´ıficaatéhoje; Ao pesquisador Carlos Alberto Torres pela paciência ao transmitir o conhecimento prévionecessário no in´ıcio do projeto, e pela colabora¸cão com a base de dados deste trabalho; Ao Professor Roberto Costa pela ajuda em momentos importantes na análise dos dados, conselhos nas horas dif´ıcies, boas prozas que tivemos ao longo do curso, pelo excelente curso de observacional, e principalmente pela amizade; A` Professora Silvia Rossi pelo ótimo curso de estelar e, principalmente, por ter sido minha primeira orientadora e que me inseriu na pesquisa acadêmica no come¸coda inicia¸cão cient´ıfica; Aos Professores Marcos Diaz, Antonio Mário Magalhães, Laerte SodréJr, GastãoB. Lima Neto, e Ronaldo E. de Souza pelos excelentes cursos que tive no primeiro ano do mestrado. As` professoras Thais E.P. Idiart, CláudiaMendes de Oliveira, e Sandra dos Anjos pela oportunidade ao me escolherem como monitor PAE de suas disciplinas, fornecendo um aprendizado ´ımparna metodologia de ensino e na intera¸cãoda rela¸cãoprofessor-aluno. Aos colegas: Oscar Cavichia e Vinicius Placco pela elabora¸cãoe implementa¸cãoda classe iagtese que facilitou, e muito, a reda¸cão deste trabalho. Aos colegas de sala Douglas Barros e Felipe Oliveira pela divertida convivência. Ao colega Mairan Teodoro pela oportunidade que me foi dada quando me inseriu no grupo de atendimento ao público,e aos demais colegas desse grupo pelos divertid´ıssimos e proveitosos atendimentos que fizemos. Ao amigo Tiago Ricci pelas divertidas tira¸cões de sarros mútuasque fizemos ao longo dos campeonatos futebol´ısticos. Posso dizer que nesse quesito eu me sai um pouco melhor..... Aos técnicose colegas: Ulisses Castelo, Marco dos Santos, Luiz Ricardo, e Jorge Raf- faelli pelas assitências e manunten¸cão dos computadores, equipamentos do atendimento e cúpula,sem os quais o atendimento ao públiconão teria funcionado direito. A` FAPESP, pelo apoio financeiro, sob o projeto no: 07/56851-8; Ao IAG e toda sua comunidade pelo excelente suporte, estrutura e aux´ıliosem os quais esse projeto de mestrado nunca sairia.

Esta disserta¸cãofoi escrita em LATEX com a classe IAGTESE, para teses e disserta¸cõesdo IAG. “Amai para entendê-las! Pois sóquem ama pode ter ouvido Capaz de ouvir e de entender as estrelas”

Olavo Bilac

“A Astronomia éútilporque nos eleva acima de nósmesmos; éútilporque égrande, é útil porque ébela; isso éo que se precisa dizer. E´ ela que nos mostra o quanto o homem épequeno no corpo e o quanto égrande no esp´ırito,jáque nesta imensidão resplandecente, onde seu corpo nãopassa de um ponto obscuro, sua inteligênciapode abarcar inteira, e dela fluir a silenciosa harmonia. Atingimos assim a consciênciade nossa for¸ca,e isso éuma coisa pela qual jamais pagar´ıamoscaro demais, porque essa consciêncianos torna mais fortes.”

Henri Poincar´e

Resumo

Os modelos atuais sobre forma¸cão planetária indicam que os planetas gasosos gigantes formam-se em escalas de tempo de ∼ 10 Manos, inferiores àdos pequenos, rochosos, de ∼ 30 Manos (Zuckerman e Song, 2004b). Um teste simples desses modelos de forma¸cão seria procurar planetas em torno de estrelas jovens de várias idades: nos sistemas mais jovens não dever-se-ia detectar objetos telúricos, que sóapareceriam em torno de estrelas relativamente mais velhas. Os satélitesCoRoT e Kepler, que se encontram em pleno regime de observa¸cões,vêmdescobrindo exoplanetas pelo método dos trânsitos, sendo capaz de detectar corpos de dimensões terrestres. O objetivo deste trabalho, éselecionar sistemas planetários jovens de várias idades para serem observados pelo dois satélites,a fim de testar as escalas de tempo de forma¸cãode planetas rochosos e gasosos. Para atingir esse objetivo foi necessário entender como a idade pode ser estimada para um grupo de estrelas (aglomerado aberto ou associa¸cão), utilizando-se, por exemplo, dados sobre abundâncias qu´ımicas do l´ıtiodos objetos. Isso époss´ıvel devido àfacilidade do l´ıtioem ser destru´ıdona fase pré-sequencia principal, a temperaturas superiores 2,5 106 K. Um levantamento amostral da abundânciado l´ıtioem fun¸cãoda temperatura, para estrelas pertecentes a um grupo, gera um padrão de deple¸cãodo l´ıtio, que permite gerar um modelo (da Silva et al., 2009) qualitativo para se obter idades de associa¸cões estelares. Para que o propósitodeste trabalho fosse alcan¸cado, foram utilizados os bancos de dados de objetos jovens existentes em associa¸cões com idades bem determinadas de Torres et al. (2008), e o catálogo DAML de Dias et al. 2002 de aglomerados abertos. A sele¸cão dos dados para cada satéliteproduziu resultados bem diferentes. Para o CoRoT, a análisedo banco de dados de associa¸cõesretornou resultados com uma associa¸cão no centro galáctico e outra de ∼ 70 Manos no anti-centro; por outro lado, no campo do Kepler, não se encontrou objetos jovens que possibilitassem atender os objetivos deste trabalho. Na análisedo catálogo DAML de aglomerados abertos, surgiram muitos candidatos- alvo para observa¸cões. Para o CoRoT, foi poss´ıvel concluir que os aglomerados NGC 2244 de 7,87 Manos, NGC 2264 de 8,99 Manos, Collinder 107 de 10 Manos, Collinder 96 de 10,74 Manos, e NGC 2302 de 12,02 Manos contêmalvos onde deve-se encontrar somente planetas gigantes gasosos em estágio inicial e/ou final de forma¸cão,de acordo com o cap´ıtulo1. Os aglomerados relativamente mais velhos, onde devem-se encontrar planetas rochosos e gasosos são: NGC 6755 de 52,36 Manos, Basel 1 de 78,16 Manos, NGC 6694 de 85,31 Manos, NGC 2186 de 54,70 Manos, NGC 2422 de 72,61 Manos e Bochum 3 de 77,62 Manos. Portanto a etapa de sele¸cão de alvos a serem observados pelo CoRoT foi feita, e com isso, os eventuais resultados observacionais servirão de teste para as escalas de tempo de forma¸cão planetária propostos nos modelos correntes (Zuckerman e Song, 2004b). Para o Kepler, não foi encontrado nenhum membro de aglomerado jovem observável em seu campo de visibilidade e seu intervalo de magnitudes. Abstract

Current models of planetary formation suggest that the giant gaseous planets are formed in time scales of ∼ 10 Myr, less than the rocky ones, in time scales of ∼ 30 Myr (Zuckerman e Song, 2004b). A simple test of these models of formation it would look for planets around young stars of various ages: in younger systems it should not detect terrestrial objects, which only appear around stars relatively older. CoRoT and Kepler satellites, which are at full system of observations, have been discovering exoplanets by the method of transits, being able to detect Earth-size bodies. The goal of this work is to select young planetary systems of various ages to be observed by the two satellites, in order to test the time scales of formation of rocky and gaseous planets. To achieve this goal it was necessary to understand how age can be estimated for a group of stars (open cluster or association), using, for example, data on chemical abundances of lithium objects. This is possible because of the ease of lithium to be destroyed in the pre-main sequence, at temperatures above 2,5 106 K. A sample survey of the abundance of lithium as a function of temperature for stars belonging to a group, generates a lithium depletion pattern, which creates a qualitatively model (da Silva et al., 2009) to obtain ages of star associations. For the purpose of this study was reached, the databases of objects in youth associations with well-determined ages from Torres et al. (2008) was used, as well, the catalog DAML from Dias et al. 2002 of open clusters. The selection of data for each satellite has produced quite different results. For CoRoT, the analysis of the database of associations returned results with a association in the galactic center and another with ∼ 70 Myr in the anti- Galactic center, on the other hand, in the field of Kepler did not find young objects that would enable meet the goals of this work.. In the analysis of DAML catalog of open clusters have emerged many candidates tar- geted for observations. For the CoRoT was concluded that the clusters NGC 2244 of 7,87 Myr, NGC 2264 of 8,99 Myr, Collinder 107 of 10 Myr, Collinder 96 of 10,74 Myr, and NGC 2302 of 12,02 Myr contain targets where should be found only gas giant planets in the early stage and/or end of formation, in accordance with Chapter 1. The relatively older clusters, where they must be found rocky and gaseous planets are: NGC 6755 of 52,36 Myr, Basel 1 of 78,16 Myr, NGC 6694 of 85,31 Myr, NGC 2186 of 54,70 Myr, NGC 2422 of 72,61 Myr e Bochum 3 de 77,62 Myr. Therefore the step of selecting targets to be observed by the CoRoT was made, and thus, any observational results serve as a test for the timescales of planet formation proposed in the current models (Zuckerman e Song, 2004b). For Kepler, it did not find any member of young cluster observed in its field of vision and its range of magnitudes. Lista de Figuras

1.1 Trajet´orias evolutivas te´oricas de colapsos gravitacionais para nuvens de

0,05; 0,1; 0,5; 1; 2; e 10 M que passam pela fase protoestelar (linhas sólidas). As linhas tracejadas mostram os tempos desde o instante do in´ıcio do colapso. As linhas fracas e pontilhadas são trajetórias evolutivas de

pré-sequênciaprincipal para estrelas de 0,1; 0,5; 1; e 2 M . Adaptado de Wuchterl e Tscharnuter (2003)...... 32 1.2 Trajetórias evolutivas clássicaspré-sequênciaprincipal computadas para estrelas de várias massas com composi¸cões qu´ımicas X = 0, 68, y = 0, 30, Z = 0, 02. A dire¸cão de evolu¸cãode cada trajetóriaégeralmente de baixas para altas temperaturas efetivas (direita para esquerda). A massa de cada modelo éindicada junto àtrajetóriaevolutiva. Os quadrados cheios em cada trajetória indicam o come¸coda queima de deutérionesses cálculos.A linha tracejada representa o ponto em cada em trajetóriaonde a conveçcão do envelope éinterrompida e ele se torna puramente radiativo. Por outro lado, a linha pontilhada marca o in´ıcioda conveçcão no núcleoda estrela. Figura adaptada de Bernasconi e Maeder (1996)...... 34 1.3 A fun¸cão de massa inicial, ξ, mostra o númerode estrelas por unidade de área do disco da Via Láctea por unidade de intervalo de logaritmo de massa, que éproduzido por diferentes intervalos de massa. Os pontos individuais representam dados observacionais e a linha sólida éuma estimativa teórica.

As massas estãoem unidades de M . Adaptado de Rana (1987)...... 39 1.4 Posi¸cõesde estrelas T Tauri no diagrama HR. O tamanho dos c´ırculosépro- porcional a v sin i. As estrelas com forte emissãosão indicadas por c´ırculos cheios (estrelas T Tauri clássicas (CTTS)). Enquanto que os c´ırculosvazios representam estrelas com fraca emissão(estrelas T Tauri fracas (WTTS)). As trajetórias evolutivas pré-sequênciaprincipal tambémsãomostradas. Adaptado de Bertout (1989)...... 40 1.5 (a) Uma linha espectral que exibe um perfil P Cygni écaracterizada por um grande pico de emissão com uma sobreposi¸cãode uma absor¸cãoem blueshift. (b) O perfil P Cygni éproduzido por uma camada de massa em expansão ao redor da estrela. O pico de emissão édevido ao movimento do material para fora da estrela, perpendicular àlinha de visada, enquanto que a absor¸cãoem “blueshift” écausado por material que se aproxima do observador, interceptando os fótons oriundos da estrela central. Adaptado de Carrol e Ostlie (2007)...... 41 1.6 Larguras equivalentes da linha do Li I λ6707,76 como fun¸cãode B − V . Idades dos aglomerados: NGC 2264 (< 5 Manos); IC 2602 (∼ 30 Manos); Pleiades (∼ 100 Manos). Para as estrelas de tipo espectral ∼ M3 do grupo em movimento de β Pic, a escala de tempo de queima do l´ıtioémenor que 12 Manos. Adaptado de Zuckerman e Song (2004b) ...... 46 1.7 Associa¸cõesestelares jovens do HemisférioSul indicadas com seus respectivos movimentos próprios...... 47

2.1 Um evento raro, o trânsito de Vênus foi observado novamente após 122 anos,

em 8 de Junho de 2004. Esta imagem foi obtida atravésde um filtro Hα. Alémdo disco de Vênus, tambémpode-se observar várias proeminências e a granula¸cãosolar. (NASA)...... 53 2.2 Resultado de um trânsito identificado pelo satéliteCoRoT que mostra a curva de luz observada da estrela CoRoT-1 com o decréscimocausado pelo planeta CoRoT-1b que tem aproximadamente 50% do tamanho de Júpiter. Essa foi a primeira confirma¸cão de um exoplaneta descoberto pelo satélite. 54 2.3 Esquema da órbita polar do telescópio espacial CoRoT. A cada 6 meses é necessário realizar uma manobra de atitude para que o Sol nãoencubra a câmerado telescópio. (CNES)...... 62 2.4 Esquema caracterizado da órbita polar do telescópio espacial CoRoT mostrando os dois modos de observa¸cão: verão(summer) e inverno (winter). Aqui tambémestámostrado os pontos onde a manobra de atitude ocorre. (CNES). 63 2.5 Cone de observa¸cão de 10o de raio do CoRoT onde o campo de visãode 2,8o x 2,8o pode percorrer em cada per´ıodo de observa¸cão(CNES)...... 63 2.6 Campos de observa¸cõesdo CoRoT: regiões compreendidas pelos c´ırculosazul e vermelho correspondem àsobserva¸cões do verão e inverno, respectivamente (CNES)...... 64 2.7 Detalhes do campo de observa¸cãode inverno do CoRoT, próximo a região de Monoceros. (CNES)...... 64 2.8 Detalhes do campo de observa¸cão do verão do CoRoT, próximo àregiãode Serpens. (CNES)...... 65 2.9 Imagem do céumostrando o campo de visãoobservado pelo fotômetrodo Kepler. Note que a regiãoobservada estáentre as contela¸cõesde Cygnus (Cisne) e Lyra (Lira). (NASA)...... 70 2.10 Esquema da órbita heliocêntrica do satélite Kepler. Os intervalos em azul indicam os movimetos trimestrais que o satéliteéobrigado érealizar para que os painéissolares sempre fiquem voltados para o Sol, e tambémpara que o fotômetroseja sempre protegido, pelo protetor do telescópio, da radia¸cão solar . (NASA)...... 71 2.11 Campo de visãodo Kepler mostrado em detalhes. O centro estáem α = 19h22m40s e δ = +44o30’00”. Os quadrados mostram o campo de visãopara cada um dos 21 módulos de CCD’s. Cada módulo de 5 graus quadrados é composto por dois CCD’s. Note que os espa¸cosentre os módulos estão alinhados de modo que metade das 15 estrelas mais brilhantes que V = 6 do campo de visãocaiam neles...... 72 3.1 Compara¸cãoentre as LDPs de associa¸cões jovens e abundânciasde l´ıtio para aglomerados jovens de Sestito e Randich (2005). Acima: Aglomerado IC 2602 e IC 2391. No meio: α Per e NGC 2451. Abaixo: As Pleiades. Para cada painel as LDP obtidas por da Silva et al. (2009) têmidades próximas ao aglomerado e émostrado como a linha mais espessa...... 75 3.2 Compara¸cãodos ajustes polinomais das LDPs obtidas por da Silva et al. (2009). Esquerda: Ajustes polinomiais para cada associa¸cão estudada conforme os s´ımbolos: Cha (linha sólidae triângulos cheios); TW Hydrae (linha tracejada e c´ırculos cheios); β Pictoris (linha pontilhada e diamantes); Tucana-Horologium (linha tracejada e triângulos virados para baixo); Ca- rina (linha sólidae triângulos virados para direita); Argus (linha tracejada e pontilhada com pentágonos); e , AB Doradus (linha tracejada e hexágonos).

Direita: Zoom na regiãomais fria que Teff = 4800 K onde uma separa¸cão entre as LDP émais evidente...... 77 3.3 Magnitude absoluta na banda K versus o ´ındicede cor V − K de estrelas de sequênciaprincipal e pré-sequênciaprincipal. Todas as estrelas tem suas distâncias medidas pelo satéliteHipparcos. As isócronas foram obtidas através de modelos de evolu¸cãode metalicidade solar (Song et al., 2003) e estãograficadas no intervalo de 10 a 100 milhõesde anos...... 79 3.4 Razãoda luminosidade em raios-X em funcão da bolométricacomo fun¸cão do ´ındicede cor B − V . Estrelas jovens do tipo espectral K e M frequente-

−3 mente aparecem saturadas com atividade de raios-X (Lx/Lbol ∼ 10 ). (Zuckerman e Song, 2004b) ...... 81

3.5 Distribui¸cão de larguras equivalentes de Hα de estrelas jovens (Song et al., 2004) e de estrelas de sequencia principal (Panagi e Mathioudakis, 1993). . 81 3.6 Diagrama HR para estrelas do tipo A presentes no Yale Bright Star Cat- alog reproduzido de Jura et al. (1998) com os aglomerados estelares mais próximos plotados. As linhas indicam idades em comum para os aglomerados das Hyades/Preasepe (600 Manos) e para αPer/IC 2391 (50-90 Manos). Os asteriscos indicam estrelas com idades entre 4 e 20 Manos...... 83 3.7 Energia total emitida por part´ıculas de poeira em torno de estrelas em fun¸cãode suas idades. O Sol e estrelas do tipo Vega estão graficadas como c´ırculosque representam aglomerados próximos, incluindo α Per, as Plêiades,Ursa Maior, Coma Berenices, e Hyades (Spangler et al., 2001). O valor de τ do Sol ébaseado na poeira zodiacal atéuma distância de 5 UA, e nãoinclui a contribui¸cãodo cinturão de Kuiper. A regressão linear representada pela linha tem um inclina¸cão de −1, 75. Adaptado de Zuckerman (2001) ...... 84

5.1 Proje¸cões polares celestes para os hemisférios norte (esquerda) e sul (direita). A região delimitada em linhas vermelhas correspondem às janelas de observa¸cãonorte e sul do CoRoT, direita e esqueda respectivamente. . . . 92 5.2 Proje¸cão polar celeste para o hemisférionorte com a regiãodelimitada em linhas verdes correspondentes àjanela de observa¸cãodo Kepler...... 93 5.3 Proje¸cões polares celeste para os hemisférios norte (direita) e sul (esquerda) das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸cão AB Doradus de ∼ 70 milhões de anos. A região delimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT...... 93 5.4 Proje¸cão polar celeste para o hemisfério sul das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸cão Argus de ∼ 40 milhõesde anos. A regiãodelimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT...... 94 5.5 Proje¸cões polares celestes para os hemisfériosnorte (direita) e sul (esquerda) das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸cão β Pictoris de ∼ 10 milhões de anos. A região delimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT...... 95 5.6 Proje¸cão polar celeste para o hemisfério sul das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸cão Columba de ∼ 30 milhõesde anos. A regiãodelimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT...... 95 5.7 Proje¸cão polar celeste para o hemisfério sul das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸cãoTW Hya de ∼ 30 milhões de anos. A região delimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT...... 96 5.8 Proje¸cão polar celeste para o hemisfério sul das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸cão Carina de ∼ 30 milhõesde anos. A regiãodelimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT...... 96 5.9 Proje¸cão polar celeste para o hemisfériosul da associa¸cão OctA de ∼ 20 milhõesde anos. A região delimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT...... 97 5.10 Proje¸cões polares celestes para os hemisférionorte (direita) e sul (esquerda) de uma associa¸cãodo catálogo SACY localizada na regiãodo centro da Galáxia. A regiãodelimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT...... 97 5.11 Proje¸cão polar celeste para o hemisfériosul de uma associa¸cão de ∼ 70 Manos do catálogo SACY localizada na regiãodo anti-centro da Galáxia. A região delimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT. 98 5.12 Proje¸cões polares celestes para os hemisfériosnorte (direita) e sul (esquerda) dos aglomerados abertos do catálogo DAML (Dias et al., 2002), cf. cap´ıtulo 4, contidos no campo de observa¸cão satéliteCoRoT, e que possuem dados de seus elementos dispon´ıveis para análise.A região delimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT...... 104 5.13 Proje¸cão polar celeste para o hemisfério norte das estrelas com 9 ≤ V ≤ 14 da associa¸cão AB Doradus de ∼ 70 milhõesde anos. A regiãodelimitada pelas linhas verdes correspondem ao “olhos” do Kepler...... 105 5.14 Proje¸cão polar celeste para o hemisfério norte das estrelas com 9 ≤ V ≤ 14 da associa¸cão β Pictoris de ∼ 10 milhõesde anos. A região delimitada pelas linhas verdes correspondem ao “olhos” do Kepler...... 106 5.15 Proje¸cão polar celeste dos aglomerados abertos Stephenson 1 e Basel 6. A região delimitada pelas linhas verdes correspondem ao “olhos” do Kepler. Nenhum dos objetos estãocontidos nessa região...... 107 Lista de Tabelas

1.1 Tempos de contra¸cãopré-sequência principal para os modelos clássicos apresentados na figura 1.2. Adaptado de Bernasconi e Maeder (1996). . . . . 35

5.1 Objetos estelares aproveitáveis da associa¸cão localizada no centro galáctico (SACY), pass´ıveis de observa¸cão pelo satélite CoRoT...... 98 5.2 Objetos estelares aproveitáveis da associa¸cãode ∼ 70 Manos localizada no anti-centro galáctico(SACY), pass´ıveis de observa¸cãopelo satélite CoRoT. 99 5.3 Aglomerados abertos do catálogo Dias et al. 2002 (cf. cap´ıtulo4), contidos no campo de observa¸cão satélite CoRoT. O objetos com a etiqueta N na últimacoluna, são aqueles que nãopossuem dados de seus elementos dispon´ıveis para análise...... 100 5.4 Sistema de calibra¸cão MK para classifica¸cãoespectral de estrelas (Cox, 1999).102 5.5 Aglomerados abertos do catálogo Dias et al. 2002 (cf. cap´ıtulo4), contidos no campo de observa¸cãosatélite Kepler. Os objetos com a etiqueta N na últimacoluna, são aqueles que nãopossuem dados de seus membros dispon´ıveis para análise...... 107 5.6 Dire¸cõesde outros campos de observa¸cão sugeridas, baseado no catálogo de aglomerados abertos (DAML) com idades entre 10 e 90 Manos aproximadamente...... 108

C.1 Membros da Associa¸cãoAB Doradus ...... 129 C.2 Membros da Associa¸cãoArgus ...... 129 C.3 Membros da Associa¸cão β Pictoris ...... 130 C.4 Membros da Associa¸cãoTW Hya ...... 130 C.5 Membros da Associa¸cãoOctans ...... 130 C.6 Membros da Associa¸cãoColumba ...... 130 C.7 Membros da Associa¸cãoCarina ...... 131 C.8 Membros de uma associa¸cão do catálogo SACY encontrada no centro galáctico.131 C.9 Membros de uma associa¸cão de ∼ 70 Manos do catálogo SACY encontrada no anti-centro galáctico...... 131

D.1 Aglomerados abertos do cat´alogo DAML analisados neste trabalho, local-

izados no anti-centro gal´actico.Valores de V , B −V e MV foram calculados cf. cap´ıtulo5...... 133 D.2 Aglomerados abertos do cat´alogo DAML analisados neste trabalho, local-

izados no centro gal´actico. Valores de V , B − V e MV foram calculados cf. cap´ıtulo5...... 133

E.1 Parâmetros dos objetos estelares aproveitáveis dos aglomerados jovens estudados, pass´ıveis de observa¸cãopelo satéliteCoRoT na dire¸cãodo anti-centro galáctico.A incerteza na magnitude é σ = 0, 5 magnitude...... 135 E.2 Parâmetros dos objetos estelares aproveitáveis dos aglomerados jovens estudados, pass´ıveis de observa¸cãopelo satélite CoRoT na dire¸cão do centro galáctico.A incerteza na magnitude é σ = 0, 5 magnitude...... 135 E.3 Tabela de sugestõesde dire¸cão de outros campos de observa¸cão, baseado no catálogo DAML...... 136 Sumário

1. Introdu¸cão ...... 25 1.1 Planetas e Exoplanetas ...... 26 1.1.1 Origem de sistemas planetários e o impacto das descobertas . . . . 26 1.1.2 A nova defini¸cão de planeta ...... 28 1.1.3 A defini¸cãode Exoplanetas e o in´ıciodas descobertas ...... 29 1.2 Estrela Jovens - Evolu¸cãopré-sequência principal ...... 31 1.2.1 Evolu¸cãopré-sequênciaprincipal e as linhas de Hayashi ...... 31 1.2.2 Alguns cálculos clássicos de evolu¸cãopré-sequência principal . . . . 33 1.2.3 A forma¸cãode AnãsMarrons ...... 36 1.2.4 A sequênciaprincipal de idade Zero (ZAMS) ...... 37 1.2.5 Fun¸cãode massa inicial (IMF) ...... 38 1.2.6 Estrelas T Tauri, Pós T Tauri, e a emissãode Raios-X ...... 38 1.2.6.1 Emissãode raios-X nas estrelas T Tauri ...... 43 1.2.7 Estrelas Jovens com discos circunstelares e sua forma¸cão ...... 44 1.3 As origens das estrelas jovens próximas ...... 44 1.4 Associa¸cõesEstelares - Grupos de estrelas ...... 48

2. Campos de Visibiladade Estudados ...... 51 2.1 Métodos de DeteçcãoAbordados ...... 53 2.1.1 Trânsito Planetário ...... 53 2.1.2 Espectroscopia Doppler - follow-up ...... 56 2.2 O satéliteCoRoT ...... 59 2.2.1 Aspectos Gerais ...... 59 2.2.2 Estrutura da Missão ...... 61 2.2.3 Modo de observa¸cão e campos de visão ...... 61 2.2.4 Participa¸cãobrasileira ...... 65 2.3 O satéliteKepler ...... 67 2.3.1 Aspectos Gerais ...... 67 2.3.2 Estrutura da Missão ...... 67 2.3.3 Modo de observa¸cão e campo de observa¸cão ...... 69

3. Diagnósticos de Idade ...... 73 3.1 Determina¸cão de idade atravésdo estudo da abundânciaqu´ımicado Li . . 74 3.2 Determina¸cão de idade atravésde curvas de evolu¸cão juntamente com a cinemáticaestelar ...... 78 3.3 Determina¸cão de idade atravésda taxa de rota¸cão e atividade estelar . . . 80 3.4 Determina¸cão de idade através da localiza¸cão de uma estrela de tipo espectral A sobre o diagrama cor-magnitude ...... 82 3.5 Determina¸cão de idade atravésda análiseda fra¸cãode luminosidade de poeira 83

4. Base de dados ...... 87 4.1 Associa¸c˜oesestelares ...... 87 4.2 Aglomerados abertos ...... 89

5. Análise dos Dados - Resultados e Discussões ...... 91 5.1 Os campos de visibilidade do CoRoT e do Kepler ...... 91 5.2 Análisee sele¸cão dos dados para os campos de observa¸cãodo CoRoT . . . 92 5.3 Análisee sele¸cão dos dados para os campos de observa¸cãodo Kepler . . . . 105 5.4 Outros campos de observa¸cão ...... 108

6. Conclus˜oes e Perspectivas ...... 109

Referˆencias ...... 113 Apˆendice 121

A. Discos Protoplanet´arios circunstelares ...... 123

B. Deple¸c˜aodo L´ıtio ...... 127

C. Tabelas dos dados das associa¸c˜oesestelares ...... 129

D. Tabelas dos aglomerados abertos analisados ...... 133

E. Tabelas dos alvos selecionados dos aglomerados abertos ...... 135

Cap´ıtulo 1

Introdu¸c˜ao

Desde que o Homem ganhou consciência de sua própriaexistência, ele vem esquadrin- hando o céu,perguntando a si mesmo se estamos sósnesse imenso Universo. Em um Universo de possibilidades, a vida, seja ela inteligente ou não, estaria restrita a apenas e exclusivamente um únicoplaneta? Para responder essa questão, faz-se necessário investigar, a priori, a ocorrênciade planetas ao redor de outras estrelas. Missõespioneiras como os satélitesCoRoT e Kepler, instrumentos de estudo desse trabalho, surgem nesse cenário com essa premissa. No que precede àpesquisa por ind´ıciosde vida em outros planetas, estão as discussõessobre as várias hipótesesrelativas às teorias de forma¸cãode sistemas planetários, e tambémde como diversos processos f´ısicosenvolvidos na forma¸cãode gigantes gasosos e planetas rochosos podem influenciar. Essas discussões se baseiam em como os diferentes processos relacionados, como propriedades estelares e configura¸cõesorbitais por exemplo, podem acarretar em resultados finais diferentes em rela¸cãoao surgimento de um determinado tipo de vida. O objetivo desse trabalho não se encaixa no âmbito dessa discussão , ou seja, sobre a hipótese de diferentes tipos biológicos que possam existir em uma dada sele¸cão de exoplanetas. Mesmo porque ainda nãohátecnologia instrumental para isso. O foco, pois, éanalisar e selecionar estrelas jovens contidas ou não em grupos, com idades conhecidas de até100 Manos, que possam ser alvos de estudo com instrumentos atuais e/ou futuros para que, uma vez identificados planetas gasosos ou rochosos que estarãono in´ıcio do processo de forma¸cãoao redor delas, seráposs´ıvel realizar o teste de forma¸cãoplanetária que seráproposto. O sucesso ou nãodesse teste terásólidaimportância nas discussões acima citadas, uma vez que poderáser testada a validade das teorias atuais de forma¸cão 26 Cap´ıtulo 1. Introdu¸cão planetária.

1.1 Planetas e Exoplanetas

1.1.1 Origem de sistemas planet´arios e o impacto das descobertas

Para iniciar essa se¸cão, cabe citar o primeiro parágrafo do artigo de Calvet et al. (2002): “The discovery of extrasolar planets has opened up a new era in the study of planetary systems. While many important clues to the processes of planet formation can be obtained from studies of older systems, the best tests of formation scenarios will require the direct detection of actively planet-forming systems.” (A descoberta de planetas extrassolares abriu uma nova era no estudo de sistemas planetários. Enquanto muitas dicas importantes do processo de forma¸cãoplanetáriapode ser obtido a partir de estudos de sistemas mais velhos, os melhores cenários de testes de forma¸cãoirãoprecisar de deteçcãodireta de sistemas ativos de forma¸cão planetária.) A origem de sistemas planetários tem sido um campo de pesquisa ao longo dos anos e se trata de um ramo de pesquisa recente. Háaproximadamente meio século,observa¸cões realizadas por Walker (1956) do aglomerado parcialmente embebido NGC 2264 mostraram que suas estrelas de tipo tardio (F e posteriores) estavam caracterizadas por luminosidades subgigantes que as situaram bem acima da sequênciaprincipal no diagrama HR. Sendo assim, essas observa¸cões estabeleceram de maneira emp´ıricaa pré-sequênciaprin- cipal, uma fase de préqueima de hidrogênio,natural de estrelas jovens de baixa massa e forneceram dados cr´ıticos necessários para testar e impor v´ınculos na teoria de evolu¸cão pré-sequênciaprincipal. Trinta anos depois, observa¸cõesno infravermelho do aglomerado embebido em nuvens interestelares em Ophiuchus permitiram a primeira classifica¸cão sis- temática de protoestrelas e objetos estelares jovens, baseados nas distribui¸cões de energia estelar emergentes (Lada e Lada, 2003). Tais observa¸cões foram muito importantes na constru¸cão do quadro de entendimento teóricomoderno de forma¸cãode estrelas de baixa massa. Atualmente, aglomerados embebidos continuam a desempenhar um importante papel para o desenvolvimento e teste de teorias relativos a forma¸cão e evolu¸cãoprimitiva de estrelas e sistemas planetários. Porém, a busca secular por outros mundos como a Terra, foi rejuvenescida pelo entu- Se¸cão1.1. Planetas e Exoplanetas 27 siasmo e intenso interesse popular que vem cercando as recentes descobertas de centenas de planetas que orbitam outras estrelas. Atualmente, com os númerosexistentes de exoplanetas detectados, pode-se deduzir que existe uma clara evidênciasubstancial de três tipos de exoplanetas: gigantes gasosos, super-Terras quentes em órbitas de curto per´ıodo e gigantes gelados. O desafio agora consiste em encontrar planetas terrestres, que possuam desde aproximadamente a metade atéo dobro do tamanho da Terra, com especial aten¸cão àqueles que se situam na zona habitável de suas estrelas, onde água l´ıquidae possivelmente vida orgânica possam existir. Os dados contidos e utilizados apresentados no cap´ıtulo4 representam grupos, associa¸cõese/ou aglomerados estelares jovens. Esses tipos de objetos são alvos em potencial para a procura de planetas em fase de resfriamento, e discos circunstelares devido às suas baixas idades, da ordem de dezenas de milhões de anos, e tambémàproximidade a seu Sol. Mais ainda, os membros desses objetos possuem companheiras subestelares ou discos protoplanetários proeminentes como por exemplo: β Pic e TW Hya, que são os mais conhecidos. Os intervalos de idade supracitados abrangem importantes épocas de forma¸cão planetária. Os modelos correntes indicam que os gigantes gasosos formam-se em tempos

. 10 Manos, enquanto a forma¸cão de planetas terrestres levaria tipicamente . 30 Manos (Zuckerman e Song, 2004b), onde a últimaescala de tempo foi determinada para a Terra atravésde cronometria de abundâncias do sistema hafnio-tungstênio, via medidas precisas de abundâncias de isótopos de tungstênioem meteoritos (Kasting e Catling, 2003). Ou seja, pode-se procurar testar essas escalas de tempo para a forma¸cão de planetas procurando-os em torno de uma amostra de estrelas com idades entre alguns Manos e várias dezenas de Manos, e as informa¸cõesobtidas devem fornecer detalhes cruciais no que diz respeito a um entendimento mais profundo da préevolu¸cãode sistemas planetários, o que tambémdeve ajudar para um entendimento mais completo do surgimento do Sistema Solar, e indo mais a fundo, para o entendimento de influêcias no surgimento da vida. Para esse propósito, existem duas missões espaciais em andamento: uma éo satéliteCoRoT da agênciaespacial europe´ıa (ESA), no qual a Fran¸caéo principal pa´ıs que dirige a missão;a outra éo satélite Kepler, da agência espacial norte-americana (NASA). Embora a o processo de deteçcãodos dois satélitesseja o mesmo, existem muitas diferen¸casno processo da aquisi¸cãode dados observacionas. Os detalhes de cada um serãoabordado 28 Cap´ıtulo 1. Introdu¸cão posteriormente.

1.1.2 A nova deﬁni¸c˜aode planeta

Jáficou evidente que o principal objetivo deste trabalho éo estudo de estrelas jovens e a forma¸cãode poss´ıveis sistemas exoplanetários láexistentes, como jáfoi mencionado. Primeiramente, antes de apresentar o estudo detalhado sobre estrelas jovens, se faz necessário apresentar a (re)defini¸cãomais recente de um planeta, uma vez que as últimasdescobertas sobre corpos celestes em órbita do Sol provocaram alguns debates sobre atéque ponto pode-se aceitar que tal objeto seja um planeta ou não, e, posteriormente introduzir a defini¸cãode exoplaneta. Em 24 de agosto de 2006 a UniãoAstronômica Internacional (IAU), em sua XXVI Assembléia Geral, aprovou uma nova resolu¸cão segundo a qual um planeta éum corpo celeste que:

1. est´aem ´orbita ao redor do Sol

2. tem forma determinada pelo equil´ıbriohidrost´atico (arredondada) resultante do fato de que sua for¸cade gravidade supera as for¸casde coes˜aodos materiais que o con- stituem;

3. éum objeto de dimensãopredominante entre os objetos que se encontram em órbitas vizinhas.

Resultam dessas defini¸cões que o Sistema Solar possui apenas 8 planetas conhecidos, a saber: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter,Saturno, Urano e Netuno. Plutãoperde o status de planeta que lhe havia sido atribuido por ocasiãode sua descoberta como resultado de uma errônea avalia¸cãode suas reais dimensões. Com isso, a UniãoAstronômica Internacional reclassificou Plutão como “planeta anão”, constituindo uma nova categoria de corpos do sistema solar, na qual tambémforam encaixados Ceres, o maior objeto do ´ cinturãode asteróides entre as órbitas de Marte e Júpiter, e Eris (2003UB313), o maior asteróide do cinturãode Kuiper. O item (3), responsável pela redu¸cão do Sistema Solar a 8 planetas, tem uma base dinâmica muito clara. Se dois corpos se formam em órbitas muito próximas uma da outra, Se¸cão1.1. Planetas e Exoplanetas 29 a probabilidade de que ambos existam ém´ınima, embora a existência de planetas co- orbitais seja matematicamente poss´ıvel com probabilidade de que venham a colidir. Por exemplo, um planeta que teria se formado entre a Terra e Marte poderia ter colidido com a Terra nos primórdios do Sistema Solar gerando os detritos que formaram a Lua. Plutão existe em uma órbita, que cruza a órbita de Netuno, cuja estabilidade se deve ao fato de ele ser um corpo pequeno. Se fosse maior, o seu destino mais provável teria sido uma colisãocom Netuno e sua conseqüente destrui¸cão. E´ bom lembrar que um dos enigmas do Sistema Solar, o satélite Tritão(satélitede Netuno), provavelmente resultou de um evento singular em que, um objeto semelhante a Plutão, movendo-se em uma órbita ao redor do Sol se aproximou de Netuno e foi capturado, tornando-se um satélitedesse planeta. A realidade f´ısica que essa nova defini¸cãoexprime émuito simples. São planetas aqueles corpos do Sistema Solar que se formaram acretando, dentro da nebulosa solar primitiva, a grande parte de toda a matéria existente na vizinhan¸cade suas órbitas, e que são corpos que se formaram num per´ıodo de relativa abundâncialocal de matéria. Nãosãoplanetas aqueles objetos que, embora tambémacretados dentro da nebulosa solar primitiva, não encontraram a abundância de matériae as condi¸cões dinâmicas que seriam necessárias para que atingissem as dimensões de outros objetos de sua imediata vizinhan¸ca, permanecendo em uma órbitaestável.

1.1.3 A deﬁni¸c˜ao de Exoplanetas e o in´ıciodas descobertas

Uma das questõesmais antigas da humanidade tem sido: existe vida fora da Terra? Desde a antiguidade, a possibilidade da existênciade outros mundos e de seres vivos habitando-os vem sendo cogitada por um grande númerode pensadores e cientistas. Esse éo tipo de pergunta que os astrônomos estãotentando responder háséculos e agora a ciência parece estar no rumo certo para encontrar essa resposta, embora ainda esteja dando os primeiros passos nessa dire¸cão. Mas onde se deve procurar por vida? A vida como a conhecemos, sóéposs´ıvel em planetas semelhantes ao nosso, rochosos e com águano estado l´ıquido. E´ sabido que no Sistema Solar, a Terra parece ser o lugar mais adequado para abrigar esse tipo de vida, embora exista a possibilidade de vida bacteriana ou multicelular primitiva em Enceladus, Titãe nos oceanos sub-superficiais de Europa. Sóresta então uma alternativa: procurar por outras “Terras” que orbitem outras estrelas. 30 Cap´ıtulo 1. Introdu¸cão

Os chamados exoplanetas ou planetas extra-solares são objetos de massa planetária, que nãobrilham com luz própria e que orbitam outras estrelas que nãoo Sol. Esta defini¸cãoparece ser simples e auto-explicativa, mas poderá,com os avan¸costecnológicos observacionais, passar por uma evolu¸cãonatural, àmedida em que novos planetas forem descobertos. Note que a resolu¸cãoaprovada, citada na subse¸cão anterior, refere-se apenas aos planetas do Sistema Solar. Para se aplicar aos planetas que tem sido descobertos ao redor de outras estrelas, os chamados exoplanetas, um item adicional énecessário: que nãoexista um processo nuclear de gera¸cãode energia no seu interior. Com efeito, se no seu processo de crescimento, um planeta atingir uma massa de aproximadamente 13 MJ (onde MJ é a massa de Júpiter), a densidade, temperatura, e pressão no seu centro seriam suficientemente grandes para que ocorresse a fusão nuclear do deutérioláexistente. Embora essa rea¸cão se mantenha apenas enquanto houver deutério(que existe em muito pequena quantidade) para queimar no interior do planeta, e nãoseja suficiente para criar as condi¸cões necessárias para a ocorrênciade uma rea¸cão em cadeia envolvendo outros elementos, e o corpo não seria mais considerado como um planeta. Logo, de acordo com a nomenclatura aprovada em 2003 pelo grupo de trabalho da IAU sobre planetas extra-solares, a partir desse limite, atéo limite superior de 84 MJ , o corpo éconsiderado uma anãmarrom, e a partir desse últimolimite, o corpo passa a ser considerado uma estrela, com poder de realizar fusão dos átomos de hidrogênio. A descoberta dos primeiros planetas fora do Sistema Solar em torno de um pulsar (Stevens et al., 1992) e em torno de uma estrela da Seqüência Principal (SP) (Mayor e Queloz, 1995) abriu uma nova vertente de conseqüênciasmúltiplas na astronomia e ciências afins. Na verdade, o in´ıcioda busca por exoplanetas se dera com a introdu¸cão da fotografia na astronomia no final do SéculoXIX. Através de medidas da varia¸cão da posi¸cãode estrelas, foi poss´ıvel descobrir estrelas de baixa luminosidade que orbitam estrelas mais brilhantes, pois, a atra¸cão gravitacional mútuaentre pares de estrelas faz com que elas girem ao redor do centro de massa do sistema e apresentem, assim, um deslocamento periódico. A companheira invis´ıvel de Sirius, Sirius B (uma anãbranca), foi descoberta desta maneira em 1862. Ora, esse tipo de fenômenopode obviamente tambémser provocado pela presen¸cade planetas orbitando a estrela, embora o deslocamento periódico da Se¸cão1.2. Estrela Jovens - Evolu¸cãopré-sequênciaprincipal 31 estrela nesse caso serámenor do que no caso de um par de estrelas. Acreditando nessa possibilidade, o astrônomo Piet van de Kamp (1901-1995) iniciou em 1937, no Observatório Sproul (EUA), um programa para identificar estrelas com planetas atravésdesse método. Apesar de suas observa¸cõesterem sido colocadas em dúvida, o seu programa observacional foi um dos primeiros dedicado a essas descobertas. Vale citar que a idéiade que talvez os seres humanos nãoestejam a sósno Universo originou programas de busca por civiliza¸cões alien´ıgenas utilizando ondas de rádio. O primeiro programa de observa¸cão,Projeto Ozma, proposto por Frank Drake e iniciado em 1960, estimulou a retomada da procura por planetas extra-solares. Este projeto resultou posteriormente no bastante conhecido experimento SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelligence). A partir desse ponto, a ciência abrira mais uma vertente de pesquisa.

1.2 Estrela Jovens - Evolu¸cão pré-sequênciaprincipal

O objetivo desse trabalho éselecionar poss´ıveis sistemas planetários jovens, conforme já foi mencionado. Então, o que se deve estudar, sãoos objetos progenitores de tais sistemas, ou seja, as estrelas jovens. Essa se¸cãoserádedicada a uma descri¸cãodessa classe de astros, desde suas peculiaridades às suas caracter´ısiticas f´ısicaspertinentes ao estudo realizado aqui.

1.2.1 Evolu¸cãopré-sequênciaprincipal e as linhas de Hayashi

Uma vez que o colapso da nuvem molecular de gástenha come¸cado,este passa a ser caracterizado pela escala de tempo de queda livre. Com a forma¸cão de uma protoestrela quasi-estática, a taxa de evolu¸cão come¸caa ser controlada pela taxa na qual a estrela pode termicamente se ajustar ao colapso. Essa taxa échamada rela¸cãode escala de tempo de Kelvin-Helmholtz. A energia potencial gravitacional liberada pelo colapso éa fonte de luminosidade do objeto. Uma vez que a escala de tempo de Kelvin-Helmholtz seja muito maior que a escala de tempo de queda livre, a evolu¸cãoda protoestrela se procede a uma taxa muito mais lenta que a taxa de colapso de queda livre. Por exemplo, uma estrela de 1 M precisa de aproximadamente 40 Manos para se contrair quasi-estaticamente até atingir sua estrutura de sequênciaprincipal. Com o aumento continuado da temperatura efetiva da protoestrela, a opacidade das 32 Cap´ıtulo 1. Introdu¸cão camadas externas come¸caa ser dominada pelo ´ıon H−. Assim como o envelope do Sol na sequência principal, essa contribui¸cãopara alta opacidade tem efeito direto no envelope de uma protoestrela em contra¸cão o tornando convectivo. De fato, em alguns casos a zona de conveçcão se extende por toda a estrela a partir do centro. Em 1961, C. Hayashi demonstrou que devido aos v´ınculos de conveçcão inseridos na estrutra da estrela, um envelope convectivo profundo limita sua trajetória evolucionária quasi-estática a uma linha praticamente vertical no diagrama H-R. Consequentemente, àmedida que o colapso da proto-estrela diminui de intensidade, sua luminosidade diminui, enquanto sua temperatura efetiva aumenta ligeiramente. Esse efeito evolutivo aparece como um la¸co descendente no fim das trajetórias evolutivas mostradas na parte direita da figura 1.1.

Figura 1.1: Trajet´orias evolutivas te´oricasde colapsos gravitacionais para nuvens de 0,05; 0,1;

0,5; 1; 2; e 10 M que passam pela fase protoestelar (linhas s´olidas). As linhas tracejadas mostram os tempos desde o instante do in´ıcio do colapso. As linhas fracas e pontilhadas

sãotrajetórias evolutivas de pré-sequênciaprincipal para estrelas de 0,1; 0,5; 1; e 2 M . Adaptado de Wuchterl e Tscharnuter (2003).

As linhas de Hayashi representam, na verdade, um limite entre os modelos estelares hidroestáticos “permitidos” e aqueles que são “proibidos”. A` direita da linhas de Hayashi, nãoexiste mecanismo que possa adequadamente transportar a luminosidade para fora da estrela para aquelas temperaturas efetivas. Consequentemente, nãopodem existir estrelas Se¸cão1.2. Estrela Jovens - Evolu¸cãopré-sequênciaprincipal 33 estáveis naquela região. A` esquerda das linhas de Hayashi, a conveçcão e/ou radia¸cãoé responsável pelo transporte de energia necessário. Note que essa distin¸cão entre os modelos permitidos e proibidos nãoestáem conflito com a evolu¸cão em queda livre de nuvens de gás em colapso àdireita das linhas de Hayashi uma vez que aqueles objetos estãolonge de estar em equil´ıbriohidroestático.

1.2.2 Alguns cálculosclássicos de evolu¸cão pré-sequênciaprincipal

Antes que qualquer cálculomais detalhado sobre colapso protoestelar fosse feito em 1965, Icko Iben Jr, computou os estágios finais de colapso sobre a sequênciaprincipal para estrelas de várias massas. Em cada caso, ele iniciou os modelos baseado nas linhas de Hayashi (figura 1.2), desprezando efeitos de rota¸cão, campos magnéticos,e perda de massa. Desde então, aperfei¸coamentos importantes tem sido feitos para melhorar nossa compreensãodos processos f´ısicos envolvidos na estrutura e evolu¸cão estelar, incluindo taxas de rea¸cõesnucleares mais precisas, novas opacidades, e a inclusãode perda ou acre¸cão de massa. Alguns cálculosevolutivos modernos tambémincluiram os efeitos de rota¸cão. As trajetórias evolutivas pré-sequência principal para uma série de massas computadas são mostradas na figura 1.2, e o tempo total de cada trajetória evolutiva émostrada na tabela 1.1, adaptada de Bernasconi e Maeder (1996). Lembrando que o escopo desse trabalho ébasicamente centrado em estrelas de baixa massa (de tipos espectrais F-tardio, G, K, e M), cabe nesta se¸cão discutir com um pouco mais de detalhes o que acontece no interior de tais estrelas ao percorrer o trajeto evolutivo pré-sequênciaprincipal. Com efeito, considere tal evolu¸cãopara uma estrela de 1

M , iniciando sua vida na linha de Hayashi. Com a alta opacidade próxima àsuperf´ıcie proveniente dos ´ıons H−, a estrela écompletamente convectiva durante aproximadamente o primeiro milhão de anos do colapso. Nos modelos citados anteriormente, a queima de deutériotambémocorre durante esse primeiro estágio de colapso, iniciando no local in-

2 dicado pelos quadrados cheios na figura 1.2. Entretanto, uma vez que o 1H nãoémuito abundante, as rea¸cõesnucleares tem pouco efeito no colapso global, ou seja, elas simplesmente diminuem ligeiramente a taxa de colapso. A` medida que a temperatura central continua em ascen¸cão, ocorre o aumento dos n´ıveis de ioniza¸cão,diminuindo dessa forma a opacidade nessa região e, com isso, um núcleo ra- 34 Cap´ıtulo 1. Introdu¸cão

Figura 1.2: Trajetórias evolutivas clássicas pré-sequênciaprincipal computadas para estrelas de váriasmassas com composi¸cõesqu´ımicas X = 0, 68, y = 0, 30, Z = 0, 02. A dire¸cãode evolu¸cãode cada trajetória égeralmente de baixas para altas temperaturas efetivas (direita para esquerda). A massa de cada modelo éindicada junto àtrajetóriaevolutiva. Os quadrados cheios em cada trajetória indicam o come¸co da queima de deutérionesses cálculos. A linha tracejada representa o ponto em cada em trajetória onde a conveçcãodo envelope é interrompida e ele se torna puramente radiativo. Por outro lado, a linha pontilhada marca o in´ıcio da conveçcãono núcleo da estrela. Figura adaptada de Bernasconi e Maeder (1996).

diativo se desenvolve englobando progressivamente mais e mais massa da estrela. No ponto de luminosidade m´ınimada trajetória na descida ao longo da linha de Hayashi, a existência de um núcleo radiativo permite que energia escape para dentro do envelope convectivo mais facilmente, causando novamente um aumento da luminosidade da estrela. Vale lembrar que a temperatura efetiva continua aumentando, uma vez que a estrela continua encol- hendo. Nesse ponto em que a luminosidade come¸caa aumentar novamente, a temperatura perto do centro se torna alta o suficiente para que rea¸cões nucleares comecem a ocorrer com maior intensidade, embora a estrela ainda não esteja em equil´ıbrio. Inicialmente, os dois primeiros passos da primeira cadeia próton-próton (PP I - de um total de três), ou Se¸cão1.2. Estrela Jovens - Evolu¸cãopré-sequênciaprincipal 35

1 3 12 14 seja, a etapa de conversão de 1H em 2He, e a rea¸cões CNO que convertem 6 C em 7 N dominam a produ¸cão de energia nuclear. Com o passar do tempo, essas rea¸cõesfornecem uma fra¸cão cada vez maior da luminosidade, enquanto a produ¸cãode energia devido ao colapso gravitacional diminui progressivamente.

Tabela 1.1 - Tempos de contra¸cãopré-sequênciaprincipal para os modelos clássicos apresentados na figura 1.2. Adaptado de Bernasconi e Maeder (1996).

Massa Inicial (M ) Tempo de contra¸c˜ao(Manos)

60 0,0282 25 0,0708 25 0,117 9 0,288 5 1,15 3 7,24 2 23,4 1,5 35,4 1 38,9 0,8 68,4

Devido ao in´ıcio das rea¸cões do ciclo CNO que são altamente dependentes da temperatura, um gradiente de temperatura muito forte éestabelecido no núcleo, e com isso algumas regiões convectivas voltam a se desenvolver. No ponto onde a luminosidade atinge seu máximo no diagrama HR próximo àlinha pontilhada da figura 1.2, a taxa de produ¸cão de energia nuclear se torna tão grande que o núcleocentral éfor¸cado a se expandir de tal maneira que a energia gravitacional passa a ser negativa. Esse efeito éaparente na superf´ıciede modo que a luminosidade total diminui em dire¸cão ao seu valor do in´ıcio da sequência principal, acompanhada por uma diminui¸cão no valor da temperatura efetiva.

12 Quando o 6 C éfinalmente exaurido, o núcleocompleta o seu reajuste para queima nuclear, alcan¸cando assim uma temperatura alta o suficiente para que o restante da cadeia PP I se torne efetiva. A partir da´ı,com o estabelecimento de uma fonte de energia estável, o termo da energia gravitacional torna-se insignificante e a estrela finalmente se fixa na sequência principal. Vale a pena lembrar que o tempo necessário para que uma estrela de

1 M chegue àsequênciaprincipal, de acordo com os modelos numéricocitados no in´ıcio 36 Cap´ıtulo 1. Introdu¸cão dessa se¸cão, nãoémuito diferente da estimativa rudimentar obtida pela escala de tempo de Kelvin-Helmholtz. Para estrelas com massas inferiores àmassa do Sol, a evolu¸cãoéum pouco diferente.

Por exemplo, para estrelas com massas M . 0, 5 M (não mostradas na figura 1.2), o ramo ascendente imediatamente antes da sequência principal não existe. Isso acontece porque a temperatura central nunca atinge o valor suficiente para a queima eficiente do

12 6 C. Lembre-se que o parâmetro principal para que tal fato não ocorra ésimplesmente a massa da estrela. De fato, se a massa da protoestrela em colapso émenor que 0,072 M

(ou 0,08 M , dependendo da referência adotada), o núcleonunca atingiráa temperatura suficiente para iniciar as rea¸cões nucleares que gerariam a energia necessária para estabilizar a estrela e interromper o colapso gravitacional. Como resultado, nem mesmo a fase estável de queima de hidrogênioda sequência principal éalcan¸cada. Tal fato explica a existência de um limite inferior de massas para o objeto se tornar uma estrela e entrar na sequência principal. Outra diferen¸caimportante que existe entre estrelas de massa próximaàdo Sol e estrelas de baixa massa, que conseguem alcan¸car a sequência principal, éque nessas últimas a temperatura ébaixa o suficiente para manter a opacidade suficientemente alta de tal maneira que um núcleo radiativo nunca se desenvolva. Consequentemente, essas estrelas permanecem totalmente convectivas durante toda sua vida na sequênciaprincipal.

1.2.3 A forma¸c˜ao de An˜as Marrons

Na subse¸c˜ao anterior foi citado que protoestrelas em colapso com massas abaixo de 0,072

M nunca chegarão àfase da sequênciaprincipal. Entretanto, algumas rea¸cões nucleares ainda ocorrem, mas nãoa uma taxa necessária para formar uma estrela que fa¸cafusãodo hidrogênio. Acima de 0,06 M a temperatura do núcleo da estrela égrande o suficiente para que queima do l´ıtiopossa ocorrer, e acima de uma massa de aproximadamente 0,013

M a queima de deutério também ocorre (lembrando que 0,013 M équase 13 vezes a massa de Júpiter - veja se¸cão1.1). Esses objetos que se encontram no intervalo de massa citado de 0,013 M até0,072 M sãoconhecido como anãsmarrons e têmtipo espectral L e T (dois tipos imediatamente seguintes ao tipo M da classifica¸cão de Harvard). A primeira descoberta confirmada de uma anãmarrom foi Gliese 229B, anunciada em 1995. Se¸cão1.2. Estrela Jovens - Evolu¸cãopré-sequênciaprincipal 37

Desde aquela época centenas de outros objetos semelhantes têmsido detectados gra¸cas às observa¸cões no infra vermelho, como por exemplo o Two Micron All Sky Survey (2MASS) e o Sloan Digital All Sky Survey (SDSS). Devido àbaixa luminosidade e dificuldade de deteçcão,o número de anãs marrons conhecidas atéagora sugere que tais objetos permeiem toda a Via Láctea.

1.2.4 A sequˆencia principal de idade Zero (ZAMS)

Outro conceito que vale a pena discutir brevemente éo que diz respeito àlinha diagonal no diagrama HR, onde as estrelas de diversas massas atingem inicialmente a sequência principal e come¸cam a queima equilibrida e estável de hidrogênio. Esse locus éconhecido como sequênciapricipal de idade zero ou ZAMS (do inglês zero age main sequence). Uma breve inspe¸cãodos resultados clássicosda tabela 1.1 mostra que o tempo necessário para as estrelas colapsarem atéa ZAMS éinversamente proporcional àsua massa. Por exemplo, uma estrela de 0,8 M demora 68 Manos para alcan¸cara ZAMS, enquanto que uma de 60

M demora apenas 28000 anos. Essa rela¸cãoinversa entre o tempo de forma¸cãode estrelas e a massa estelar pode tambémsinalizar para um problema com os modelos evolutivos de pré-sequênciaprincipal. A razão éque se as estrelas mais massivas se formam em primeiro lugar em aglomerados de estrelas, a intensa radia¸cão produzida por elas iria provavelmente dispersar a nuvem- mãeantes que as estrelas irmãs de baixa massa tivessem chance de se desenvolver. Na realidade observa-se muito mais estrelas de baixa massa do que de alta massa, mas o efeito de dispersãocitado também éobservado. Note que, àmedida que uma estrela massiva se forma, a protoestrela iráinicialmente aparecer como uma fonte infra vermelha embebida em uma nuvem molecular (a nuvem mãe). Com o aumento da temperatura, primeiramente a poeira irávaporizar, as moléculasirão se dissociar, e finalmente quando a estrela atingir a sequênciaprincipal, o gásque a cerca seráionizado, resultando na cria¸cão de uma região H II dentro de uma região H I residual existente. Então, devido àalta luminosidade da estrela, a pressãode radia¸cãocome¸caráa impulsionar quantidades significativas de gás, o que tende a dispersar o resto da nuvem. Ainda mais, se muitas estrelas do tipo O e B se formam ao mesmo tempo (formando regiõesOB) pode ocorrer que grande parte da massa da nuvem, que não se ligou gravitacionalmente ainda para formar estrelas de baixa massa 38 Cap´ıtulo 1. Introdu¸cão em um processo mais lento, seja expelida interrompendo dessa maneira a forma¸cãoestelar. Obviamente o caminho ainda élongo para que a evolu¸cãoestelar pré-sequênciaprincipal seja totalmente compreendida. Nãoobstante, a próxima subse¸cãofornece uma explica¸cão teórica e observacional para o problema mencionado.

1.2.5 Fun¸c˜aode massa inicial (IMF)

A partir de estudos observacionais, ficou aparente que mais estrelas de baixa massa se formam em rela¸cão àsestrelas de alta massa, quando uma nuvem interestelar se fragmenta. Isso implica em que o número de estrelas que se formam por intervalo de massa por unidade de volume (ou por unidade área no disco da Via Láctea) éfortemente dependente da massa. Essa dependência funcional éconhecida como fun¸cão de massa inicial (inicial mass function, IMF). Uma estimativa teórica de uma IMF émostrada na figura 1.3. Entretanto, uma IMF depende, em particular, de uma variedade de fatores, incluindo o ambiente local onde o aglomerado estelar se forma, oriundo de uma nuvem complexa do meio interestelar. Como consequência do processo de fragmenta¸cão,a maioria das estrelas se formam com massas relativamete baixas. Devido àdisparidade no númerode estrelas formadas em diferentes intervalos, combinada com taxas de evolu¸cão bem diferentes, nãoésurpresa que estrelas massivas sejam extremamente raras, enquanto estrelas de baixa massa são encontradas com bastante frequência. Observa¸cõestambémsugerem que, embora a IMF seja bastante incerta abaixo de 0,1 M , em lugar de diminuir de maneira abrupta como indicado na figura 1.3, a curva pode ser razoavelmente achatada, resultando em um alto númerode estrelas de baixa massa e anãs marrons.

1.2.6 Estrelas T Tauri, P´osT Tauri, e a emiss˜ao de Raios-X

As estrelas T Tauri são uma importante classe de objetos pré-sequênciaprincipal de baixa massa, que representam uma transi¸cãoentre estrelas que ainda estãocercadas por poeira (fontes infra vermelhas), e estrelas de sequênciaprincipal. Estrelas T Tauri, chamadads assim após a primeira estrela dessa classe ser identificada e localizada na constela¸cãode Taurus, sãocaracterizadas por caracter´ısticas espectrais nãousuais e pelas importantes e rápidasvaria¸cõesirregulares de luminosidade, com escalas de tempo da ordem de dias. Trata-se da classe de objetos mais jovens vis´ıveis, de tipo espectral F, G, Se¸cão1.2. Estrela Jovens - Evolu¸cãopré-sequênciaprincipal 39

Figura 1.3: A fun¸cãode massa inicial, ξ, mostra o número de estrelas por unidade de área do disco da Via Lácteapor unidade de intervalo de logaritmo de massa, que éproduzido por diferentes intervalos de massa. Os pontos individuais representam dados observacionais e a

linha sólida éuma estimativa teórica. As massas estãoem unidades de M . Adaptado de Rana (1987).

K e M e com uma massa inferior a 2 M . As suas temperaturas superficiais sãosemel- hantes àdas estrelas da sequênciaprincipal de massa parecida, mas sua luminosidade é significativamente mais alta, dado o seu maior raio. As suas temperaturas centrais são provavelmente muito baixas para iniciar reaçcõestermonucleares, e em seu lugar, a fonte de energia ébaseada na libera¸cãode energia gravitacional àmedida em que a estrela se contrai para formar uma estrela da sequência principal em uma escala de tempo de 10 a 100 Manos. As estrelas T Tauri têm curtos per´ıodos de rota¸cão (por volta de doze dias comparado com um mêspara o Sol) e são muito ativas e variáveis. As posi¸cõesdas estrelas T Tauri no diagrama HR sãomostradas na figura 1.4, adaptado de Bertout (1989). As trajetórias evolutivas teóricas pré-sequênciaprincipal tambémestãoinclu´ıdas. O intervalo de massas das estrela T Tauri édesde 0,5 M até2,0 M . Muitas estrelas T Tauri exibem fortes linhas de emissãode hidrogênio(provenientes da 40 Cap´ıtulo 1. Introdu¸cão

Figura 1.4: Posi¸cões de estrelas T Tauri no diagrama HR. O tamanho dos c´ırculos épro- porcional a v sin i. As estrelas com forte emissão sãoindicadas por c´ırculos cheios (estrelas T Tauri clássicas (CTTS)). Enquanto que os c´ırculos vazios representam estrelas com fraca emissão(estrelas T Tauri fracas (WTTS)). As trajetóriasevolutivas pré-sequência principal tambémsãomostradas. Adaptado de Bertout (1989).

sériede Balmer), do Ca II (linhas H e K), e tambémdo átomo de ferro. Pelo fato dessas estrelas possuirem maior abundância de l´ıtio, elas tambémexibem em seus espectros linhas de absor¸cãodesse átomo, mas esse elemento qu´ımicoédestru´ıdoàmedida em que a estrela evolui (vide apêndiceB) . Linhas proibidas do [O I] e [S II] tambémestão presentes no espectro de muitas estrelas T Tauri, sinalizando para densidades de gásextremamente baixas. Mas nãosóatravésda identifica¸cãodas linhas, pode-se obter informa¸cões contidas no espectro. Informa¸cõesespectrais podem ser obtidas tambématravésda análiseda forma da linha em fun¸cão do comprimento de onda. Isso se chama análisedo perfil de linha. Um importante exemplo éencontrado nas formas de algumas linhas de estrelas T Tauri. Se¸cão1.2. Estrela Jovens - Evolu¸cãopré-sequênciaprincipal 41

Por exemplo, a linha Hα exibe frequentemente a forma caracter´ısticamostrada na figura 1.5(a). Sobreposto a um pico de emissãobastante largo, ocorre uma absor¸cão, que chega atéo limite azul da linha. Esse perfil de linha únicoéconhecido como perfil P Cygni, após esta ser a primeira estrela observada a ter linhas de emissãocom componentes de absor¸cão em “blueshift”.

Figura 1.5: (a) Uma linha espectral que exibe um perfil P Cygni écaracterizada por um grande pico de emissãocom uma sobreposi¸cãode uma absor¸cãoem blueshift. (b) O perfil P Cygni éproduzido por uma camada de massa em expansãoao redor da estrela. O pico de emissãoédevido ao movimento do material para fora da estrela, perpendicular àlinha de visada, enquanto que a absor¸cãoem “blueshift” écausado por material que se aproxima do observador, interceptando os fótons oriundos da estrela central. Adaptado de Carrol e Ostlie (2007).

A interpreta¸cãodada para a existênciados perfis P Cygni no espectro de uma estrela é que a mesma sofre de uma perda de massa significativa. De acordo com as Leis de Kirchoff, as linhas de emissãosão produzidas por um gás quente e difuso, quando hápouco material intervindo entre a fonte e o observador. Nesse caso a fonte de emissãoéa por¸cão da camada de expansãoda estrela T Tauri que estáse movendo quase perpendicularmente à linha de visada, como ilustrada geometricamente na figura 1.5(b). As linhas de absor¸cão sãoo resultado da luz atravessando um gásmais frio e difuso, que éa por¸cão sombreada da camada de expansão que absorve os fótons emitidos pela estrela central. Uma vez que a parte escura da camada (região A da figura 1.5(b)) se move na dire¸cãodo observador, tem- se que a absor¸cãoédesviada para o azul (blueshift) em rela¸cãoàcomponente de emissão. ˙ −8 −1 As taxas de perdas de massa de estrelas T Tauri sãoem média M = 10 M ano . 42 Cap´ıtulo 1. Introdu¸cão

Em alguns casos extremos, os perfis de linhas de estrelas T Tauri mudam do perfil P Cygni para perfil P Cygni inverso (absor¸cãoem redshift) em escalas de dias, indicando dessa maneira uma acres¸cãoao invésde perda de massa. As taxas de acres¸cãoparecem ser da mesma ordem das taxas de perda de massa. Fica evidente que o ambiente ao redor de uma estrela T Tauri ébastante instável. Um exemplo, éa possibilidade de ocorrerem eventos do tipo FU Orionis. O evento tem esse nome pois foi observado primeiramente na estrela FU Orionis, e o que ocorre éque algumas estrelas T Tauri aparentam sofrer um aumento significativo na taxa de acres¸cão de massa, atingindo valores da ordem de ˙ −4 −1 M = 10 M ano . Ao mesmo tempo, a luminosidade dessas estrelas aumenta por um fator quatro ou mais, e isso pode durar décadas. A literatura sugere que estrelas T Tauri podem passar por vários eventos FU Orionis durante suas vidas. Outros objetos também estãorelacionados àsestrelas T Tauri: estrelas Herbig Ae/Be que tem massa de 2 a 8 M , e objetos Herbig-Haro, mas sua descri¸cãoestáfora do escopo desse trabalho. Geralmente as estrelas T Tauri (TTS) sãodivididas em dois subtipos: as TTS clássicas (cTTS) que têma praticamente todas as caracter´ısticasdas TTS abordadas anteriormente; e as wTTS que representam as TTS fracas (weak) que carecem da maioria das propriedades das cTTS, como linhas de emissão e absor¸cãofracas e ausênciade disco de gás e poeira ao seu redor. Entretanto, a distin¸cãoentre cTTS e wTTS éàsvezes complicada devido ao fato de que as linhas de emissãosãomuito variáveis. Mais ainda, existe uma regiãono diagrama HR onde cTTS e wTTS estãomisturadas, que corresponde às trajetórias de Hayashi pré- sequência principal totalmente convectivas. Uma maneira convencional de distiguir wTTS e cTTS éanalisando a largura equivalente da linha Hα. Se o valor estiver abaixo de 10 A˚ , a estrela TTS éwTTS; caso contrário, seráuma cTTS. Contudo, esse critérioéalgo arbitrário, pois a largura equivalente pode depender do tipo espectral da estrela. Esse critérioémelhor aplicado na distin¸cãode TTS com ou sem discos de acre¸cão(Neuhäuser, 1997). Conforme essa classe de objetos evolui, àmedida em que se aproximam da fase de sequência principal, o l´ıtioacaba se exaurindo e essas estrelas passam a ser classificadas como pós T Tauri (pTTS). Essa classe de estrelas T Tauri émais dif´ıcilde se identificar devida àatividade reduzida que esses objetos mostram, mas analisando a abundânciado l´ıtiona atmosfera dessa estrelas, em geral, époss´ıvel classificar como pTTS as que possuem menores abundâncias. A evolu¸cão do l´ıtio em estrelas jovens estádescrito com detalhes no Se¸cão1.2. Estrela Jovens - Evolu¸cãopré-sequênciaprincipal 43 apêndiceB.

1.2.6.1 Emiss˜aode raios-X nas estrelas T Tauri

O material interestelar étransparente para raios-X com energia de 1 keV, bem como para os fótons do infravermelho próximo em ∼ 2µm, mas éopaco para fótons da região do óptico. Portanto, os raios-X podem ser usados para observar o que ocorre no interior de regiões de forma¸cãoestelar. O satéliteROSAT, (Röentgen Satellite lan¸cado em 1990 pela antiga DASA - AgênciaEspacial Alemã,atualmente chamada de EADS), pode detectar raios-X oriundos de regiõesprofundas de objetos embebidos e pode oferecer uma abordagem alternativa na investiga¸cão de fases iniciais de forma¸cão estelar de baixa massa, como T Tauris por exemplo, que possuem forte emissãode raios-X, caracter´ısticosde estrelas jovens. A primeira procura sistemática por emissãode raios-X em TTS foi realizada pelo satélite de raios-X Observatório Einstein (EO). Estrelas T Tauri emitem raios-X de aproximada-

3 mente 1 keV com luminosidades da ordem de 10 L (Gagne e Caillault, 1994), e apresentam grande varia¸cão e àsvezes fortes flares. Atualmente, com os levantamentos realizados por outros observatórios, existe um extenso banco de dados de TTS com emissão de raios-X, onde a maioria éidentificada como wTTS e poucas como cTTS, jáque estas são bloqueadas por efeito de marépelo disco que existe ao redor das estrelas, fazendo com que sua rota¸cão diminua e consequentemente emita menos raios-X. A medida em que o disco se dispersa, a estrela na fase TTS volta a aumentar sua taxa de rota¸cão, como resultado da conserva¸cão do momento angular, resultando em que as wTTS sejam mais luminosas em raios-X. E´ sabido que estrelas na sequência principal giram mais devagar que as TTS. Ou seja, à medida em que as estrelas T Tauri evoluem, certos processos f´ısicosdessa fase vão cessando, elas se aproximam da ZAMS e a sua rota¸cãovai diminuindo. Muitas estrelas pertencentes aos aglomerados de Hyades e Pleiades giram devagar, mas devido às idades distintas desses dois grupos, aproximadamente 600 e 100 Manos respectivamente, tem-se que as estrelas das Pleiades emitem menos raios-X que wTTS, mas emitem mais que as estrelas das Hyades. Sendo assim, fica fácil concluir que muitas estrelas jovens poderiam ser identificadas como objetos brilhantes em catálogos de observa¸cõesem raios-X. E de fato, foi isso que impulsionou a identifica¸cão de associa¸cõesestelares jovens na última década (vide subse¸cão 44 Cap´ıtulo 1. Introdu¸cão

1.4). Muitas estrelas TTS vem sendo encontradas principalmente nos catálogos do ROSAT, e muitas centenas de outras ainda aguardam confirma¸cãode contrapartidas ópticas, o que fornece um status promissor para essa área de estudo, principalmente no entendimento da origem de sistemas planetários a partir de observa¸cão desses objetos jovens.

1.2.7 Estrelas Jovens com discos circunstelares e sua forma¸c˜ao

Observa¸cões revelaram que algumas estrelas jovens e muitas estrelas T Tauri, podem possuir discos circunstelares. Dois exemplos muito bem conhecidos e estudados sãoVega e β Pictoris. Objetos maiores, como protoplanetas, podem se formar no disco também. Alguns autores sugerem que esses discos são de fato discos de detritos (“debris disks”) em vez de discos de acres¸cão, o que significa que o material observado éproduzido por colisões entre objetos jáformados no disco. Uma descri¸cão sobre discos circunstelares encontra-se no apêndice A. Aparentemente, a forma¸cão de discos ébastante comum durante o colapso das nuvens protoestelares. Indubitavelmente, tal fato se deve ao aumento da rota¸cãoda nuvem, necessário àconserva¸cãodo momento angular. A` medida em que o raio da protoestrela diminui, o mesmo acontece com o momento de inércia. Isso implica que, na ausênciade torques externos, a velocidade augular deva aumentar. Mas, um problema surge de imedi- ato, quando o efeito do momento angular éinclu´ıdono colapso. Tem-se que os argumentos da conserva¸cãodo momento angular levam a esperar que todas as estrelas de sequência principal deveriam girar muito mais rápido, a taxas próximas ao limite de ruptura. As observa¸cõesmostram, entretanto, que em geral isso nãoocorre. Aparentemente, o momento angular étransferido para fora da estrela em colapso. Carrol e Ostlie (2007) sugerem que campos magnéticos ancorados a zonas de conveçcãodentro das estrelas, e acoplados aos ventos estelares ionizados, possam diminuir a velocidade de rota¸cão pela aplica¸cão de torques. Atividades coronais do tipo solar nas atmosferas mais externas de algumas estrelas T Tauri parecem confirmar essa idéia.

1.3 As origens das estrelas jovens pr´oximas

Apósa discussãorealizada sobre estrelas jovens na se¸cão anterior éinteressante elucidar como as estrelas jovens próximas surgem, pois sãoos alvos de estudo. E´ sabido que o s´ıtio Se¸cão1.3. As origens das estrelas jovens próximas 45 mais próximode forma¸cão estelar massiva éregião de Sco-Cen, que estáa mais de 100 pc de distânciado Sol. Considerando que muitas estrelas jovens estãosituadas a uma distância de 60 pc, a origem de tais estrelas se torna um tema muito interessante. Nãoexistem evidênciasde uma nuvem molecular próxima (d . 100 pc) que poderia, real´ısticamente, explicar a origem dessas estrelas jovens como uma forma¸cão estelar in-situ semelhante a s´ıtiost´ıpicoscomo Taurus/Auriga e Sco-Cen. Uma idéiaimportante relativa a origem de estrelas jovens seria o fato de que elas existem, em maior número, no HemisférioSul. Muito provavelmente essa prevalênciasulista estárelacionada àrecente forma¸cãoestelar massiva na regiãode Sco-Cen que consiste de trêssub-regiões,cada uma distingu´ıvel por diferentes posi¸cõesdo céu,idade, e propriedades cinemáticas. A mais próxima, éa Lower Centaurus Crux - LCC com uma distância estimada de ∼ 120 pc (de Zeeuw et al., 1999). A associa¸cão de TW Hydra (TWA) e a parte noroeste de LCC se sobrepõem no plano do céue as estrelas que formam essa região sobreposta têmmovimentos espaciais similares (Song et al., 2003). A idade de LCC está entre 10-15 Manos (de Geus et al., 1989), porém esse valor pode ser um tanto diferente ao se utilizar diferentes métodos, resultando por exemplo em uma idade entre 15-25 Manos como encontrado por Mamajek et al. (2002). Outro exemplo éfornecido nos trabalhos de Ortega et al. (2002) e Song et al. (2003) que realizaram a trajetória retroativa sobre os membros do grupo β Pic resultando em uma idade de ∼ 12 Manos. Não obstante, é poss´ıvel notar que as estrelas de TWA são claramente mais jovens porque elas se situam acima das estrelas de β Pic no diagrama cor-magnitude (CMD) (figura 3.3), e também devido ao fato da abundânciaqu´ımicado l´ıtioser maior para os membros de TWA, como pode ser visto na figura 1.6. Assim, as estrelas de TWA sãotãoou mais jovens do que as estrelas mais jovens de LCC. Ainda em rela¸cãoao grupo β Pic, Jayawardhana e Greene (2001), Ortega et al. (2002), Song et al. (2003) concluiram em seus trabalhos, atravésdo método de tra¸caras posi¸cões das estrelas do grupo de volta no tempo, que no instante de seu nascimento, β Pic estava muito próxima àregiãode Sco-Cen. Outro grupo que pode estar relacionado àregião de Sco-Cen éo aglomerado estelar compacto η Cha, que estáa uma distancia de 97 pc do Sol localizado ligeiramente a oeste de LCC (Mamajek et al., 2002). Mais ainda, existe uma gama de grupos estelares jovens na região frontal de Sco-Cen como por exemplo: 46 Cap´ıtulo 1. Introdu¸cão

Figura 1.6: Larguras equivalentes da linha do Li I λ6707,76 como fun¸c˜aode B − V . Idades dos aglomerados: NGC 2264 (< 5 Manos); IC 2602 (∼ 30 Manos); Pleiades (∼ 100 Manos). Para as estrelas de tipo espectral ∼ M3 do grupo em movimento de β Pic, a escala de tempo de queima do l´ıtio ´emenor que 12 Manos. Adaptado de Zuckerman e Song (2004b)

aglomerado Cha (Feigelson et al., 2003); a região“Cha-Near” (Zuckerman e Song, 2004b); e o aglomerado β Crux (Alcaláet al., 2002). As posi¸cões e os tamanhos relativos desses aglomerados do HemisférioSul podem ser observados na figura 1.7. A partir de uma extrapola¸cão acerca do que foi dito, poder-se-ia deduzir que a maioria das estrelas próximas jovens com idades . 15 Manos estãorelacionadas àregiãoSco-Cen. Então, o que deve ter causado essa forma¸cãoestelar em larga escala (∼ 200 pc) numa escala de tempo de ∼ 30 Manos encontrado na grande região de Sco-Cen? Para responder a essa questãoénecessário analisar a regiãoSco-Cen com mais detalhe. Embora ela seja o s´ıtio massivo de forma¸cão estelar mais próximo da Terra, sóse consegue obter informa¸cõeslimitadas sobre ela devido àsua vasta áreaprojetada no céu(a sua

3−4 escala espacial é & 200 pc com uma massa total de ∼ 10 M ). A passagem de um bra¸co espiral Galácticopode naturalmente explicar esta forma¸cão estelar em larga escala. Nesse cenário, háaproximadamente 60 Manos atrás,a região que agora éconhecida como a vizinhan¸casolar passou pelo bra¸code Carina e com isso ativou-se uma forma¸cãoestelar massiva. Um trabalho que refor¸caessa idéiaéo de Sartori et al. (2003) onde os autores argumentam que alinhamentos de nuvens moleculares e grupos de estrelas jovens, incluindo Se¸cão1.3. As origens das estrelas jovens próximas 47

Figura 1.7: Associa¸cões estelares jovens do HemisférioSul indicadas com seus respectivos movimentos próprios.

as regiões de Sco-Cen, Ophiucus, Lupus e Chamaeleon (todas na dire¸cãode rota¸cãoanti galáctica), podem ser facilmente explicados pela passagem do gáspelo bra¸coespiral da Galáxia. Por outro lado, a turbulêncianatural do meio interestelar continuamente cria e destróiregiões de alta densidade em várias escalas de tempo. As simula¸cões numéricas do trabalho de Hartmann et al. (2001) demonstram que em poucas dezenas de milhões de anos uma nuvem interestelar com um tamanho de algumas centenas de parsecs, pode ser criada. Neste cenário, fluxos turbulentos de larga escala no meio interestelar difuso podem rapidamente formar nuvens moleculares filamentares que podem ultrapassar a escala de centenas de parsecs, e atépequenos ramos (∼ 50 pc) podem fornecer condi¸cões suficientes para o nascimento de grupos estelares jovens como os que estãosendo abordados neste trabalho. A extrapola¸cãoda fun¸cãode massa dos atuais membros conhecidos da regiãode Sco- Cen realizada por de Zeeuw et al. (1999) levou àconclusão que se poderia esperar que houvesse um certo númerode estrelas O por toda a região de Sco-Cen. Entretanto, essas estrelas nãosãoencontradas nessa região, embora exista uma dúziaou mais de estrelas do tipo B0-2. Tal fato implica que existiam ao menos algumas estrelas do tipo O que explodiram como supernovas, e que poderiam assim ter contribu´ıdocom uma dispersão de pequenas nuvens moleculares de forma¸cãoestelar e/ou dispararam uma nova forma¸cãoem sua vizinhan¸ca.Embora ninguémtenha observado evidênciasdiretas de tais explosões, po- 48 Cap´ıtulo 1. Introdu¸cão dem existir evidências indiretas locais, tais como baixa densidade, e bolhas de explosõesna vizinhan¸ca solar (Ma´ız-Apellániz (2001)). De fato, regiões de forma¸cãoestelar disparadas por explosõesde supernovas na região de Sco-Cen são, atualmente, um dos cenários mais populares, adotados nos trabalhos de Jayawardhana e Greene (2001), Sartori et al. (2003), e Ortega et al. (2004). Embora não seja poss´ıvel datar com precisãoquando ocorreu exatamente a forma¸cão estelar em Sco-Cen, existem evidênciasde uma rela¸cãof´ısica entre os grupos estelares jovens próximos, e a região de Sco-Cen. A menos que a fun¸cão de massa da regiãode Sco-Cen seja muito diferente comparada a de outras regiões de forma¸cão estelar (suposi¸cão que parece gratuita), deve existir uma sériede explosõesde supernovas que dispersaram o material gasoso dos grupos estelares jovens. Pequenos grupos de estrelas se formaram nas camadas de expansão das ondas de choque das supernovas ou em ramos de turbulência induzida de nuvens moleculares filamentares. Isso pode explicar as pequenas diferen¸casde movimentos espaciais entre os grupos estelares jovens e a regiãode Sco-Cen.

1.4 Associa¸c˜oes Estelares - Grupos de estrelas

Conforme o descrito no projeto, a principal sugestão de trabalho éfazer um levantamento de estrelas nos campos do satéliteCoRoT com movimentos próprios análogos, caracterizando-os como membros de uma associa¸cãopara que a idade seja estimada. Para isso utilizar-se-áos resultados de Torres et al. (2006) e os catálogos UCAC2 e USNOB1 para sugerir novos alvos a serem observados com espectroscopia Coudéno LaboratórioNa- cional de Astrof´ısica, a fim de determinar suas velocidades radiais, tipo espectral e idade estimada para que o propósito do trabalho seja alcan¸cado. Mais detalhes podem ser vistos na se¸cão 4. Um conceito importante muito utilizado nesse texto, e principalmente na base de dados, éo de associa¸cãoestelar. Esse tipo de objeto édefinido como um grupo de estrelas que aparentam estar concentradas em um pequeno espa¸covolumétrico e que compartilham as mesmas propriedades tais como idade, composi¸cãoqu´ımica, distânciae cinemática. Basicamente se conhecem trêstipos de associa¸cõesestelares: (i) o tipo mais conhecido éa associa¸cão OB, caracterizada pela presen¸ca de estrelas de tipo espectral O e B. Acredita- se que se formam a partir de um pequeno volume no interior de uma nuvem molecular Se¸cão1.4. Associa¸cões Estelares - Grupos de estrelas 49 gigante, e algumas delas podem come¸carcomo estrelas Herbig Ae/Be. Uma vez que o gás e o pódesaparecem, as estrelas remanescentes se separam e come¸cam a vagar livremente, e como a vida das estrelas de tipo O émuito curta, estas associa¸cõespodem ter uma idade de uns poucos milhões de anos no máximo; (ii) associa¸cõesT, formadas por estrelas jovens do tipo T Tauri. Estas associa¸cõesnormalmente encontram-se fora da nuvem molecular a partir da qual se formaram; (iii) associa¸cõesR, formadas por estrelas que iluminam uma nebulosa de reflexão. A` primeira vista esse conceito parece convergir para o de um aglomerado; por outro lado, se tal grupo estáperto o suficiente do Sol, seus membros parecerãoabranger uma grande parte do céu (como por ex., Orion que estáa 50 pc e cobriria uma grande extensão do céu)caracterizando-se assim uma associa¸cão. E outras palavras, um aglomerado tem uma densidade de estrelas de pelo menos uma ordem de grandeza maior que a densidade encontrada no campo e é,portanto, mantido em conjunto pela atra¸cãomútuade seus membros estelares. Uma associa¸cão, por outro lado, tem uma densidade estelar consideravelmente menor que a encontrada no campo e tende rapidamente a sofrer ruptura por efeitos de maré, talvez em uma escala de tempo da ordem de 10 Manos. Desse modo, para localizar esse tipo de grupo, concentra¸cões espaciais projetadas e movimentos próprios semelhantes nãosãosuficientes (Torres et al., 2006) & (Torres et al., 2008). Um critério mais preciso é procurar-se por objetos que compartilham movimentos heliocêntricos próximos. O conceito acima referente àassocia¸cãoobviamente estádiretamente relacionado a grupos de estrelas coevos em movimento, e de como se originam, conforme descrito na se¸cão 1.3. Desde o come¸codos estudos nessa área, a astronomia vem tentando resolver um problema cr´ıticorelativo a identifica¸cãonãoamb´ıguade tais grupos coevos como parte da Associa¸cãoLocal jovem e próxima, que tambémcompreende a identifica¸cão de estrelas T Tauri próximas ao Sol. Em geral, o estudo de grupos de estrelas em movimento tem uma história nãomuito recente na astronomia, como pode ser verificado, por exemplo, na série de nove volumes de Eggen (1965) sobre estrelas e sistemas estelares, que resume a história dos estudos de grupos a uma distância de até100 pc do Sol. Nos últimos dez anos, a astronomia vem presenciando um forte crescimento nessa área. Os resultados do esfor¸coem encontrar novas associa¸cões come¸caram a aparecer apóso in´ıcioda identifica¸cãode estrelas jovens contidas no catálogo ROSAT de objetos emissores 50 Cap´ıtulo 1. Introdu¸cão de raios-X. Lembre-se que estrelas jovens sofrem de um aumento da atividade em raios- X conforme descrito na se¸cão1.2.6, e que observa¸cõesde aglomerados jovens (como as Pleiades, por exemplo) mostraram que a intensa emissãode raios-X persiste por pelo menos 100 Manos. Em virtude disso, Torres et al. (2006) iniciaram a cria¸cãode um banco de dados chamado SACY (do inglês Search for Associatons Containing Young Stars). Basicamente o SACY contémestrelas de tipo espectral G0 em diante contidas no catálogo TYCHO-2 ou Hipparcos, e que possuam contrapartidas no catálogo ROSAT. As associa¸cões contidas no SACY serão, portanto, o ponto de partida no banco de dados do presente trabalho para análise e sele¸cão. Cap´ıtulo 2

Campos de Visibiladade Estudados

Conforme mencionado no cap´ıtulo1, o objetivo deste trabalho consiste em localizar planetas em estágio inicial de forma¸cãoprocurando-os em uma amostra de estrelas jovens com idades entre alguns Manos e várias dezenas de Manos. Contudo, essa amostra não pode ser selecionada ao acaso. Os alvos a serem analisados devem ser, alémde jovens, observáveis por algum instrumento para que a deteçcão do protoplaneta seja feita. O objetivo desse trabalho éestudar alvos que estejam contidos nos campos de visibilidade dos satélitesCoRoT (ESA) e Kepler (NASA), que alémde serem instrumentos voltados ao propósitode deteçcão exoplanetária, utilizam a técnicade deteçcãopor trânsitoque é a que mais se desenvolveu nos últimos anos. Vale ressaltar tambémque existem diferentes metodologias de deteçcãode exoplanetas. Atualmente, por critério de simplicidade, tais métodos podem ser agrupados em quatro categorias principais: (i) métodos dinâmicos:dependem diretamente da intera¸cãogravita- cional entre a estrela e seu(s) planeta(s); (ii) métodos fotométricos:dependem diretamente de medidas da luz emitida pelo exoplaneta e por sua estrela; (iii) microfocaliza¸cãograv- itacional: depende da propriedade que objetos massivos tem de pertubar a trajetória de raios de luz (microlentes gravitacionais); e (iv) uma quarta categoria da qual fazem partes técnicasexperimentais ainda não desenvolvidas. Dentre as trêsprimeiras categorias existem sete métodos que estão sendo atualmente utilizados ou que serão desenvolvidos em um curto per´ıodo de tempo: velocidade radial ou método Doppler; trânsito planetário; microfocaliza¸cãogravitacional (efeito de microlente); imageamento direto; cronometragem de pulsares; astrometria; discos circunstelares. A descri¸cãode cada método estáfora do escopo desse trabalho, com exce¸cão de dois em particular: o de trânsitoplanetárioe o da 52 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados espectroscopia doppler, jáque o primeiro éa metodologia utilizada pelos satélites men- cionados acima, e o segundo éa metodologia de follow-up ou de confirma¸cão de suas descobertas, como a determina¸cão da massa dos planetas. Antes da breve discussão desses dois métodos, uma observa¸cão importante deve ser feita. A curta história recente de deteçcãoplanetáriamostra que todos os métodos supracitados contêmum viés observacional óbvio: émuito mais fácil descobrir planetas massivos (gigantes gasosos) girando ao redor de suas estrelas a distâncias muito pequenas, de tal maneira que suas órbitas tenham escalas de dias. Tal fato écorroborado pelo método responsável pela grande maioria das descobertas, o da velocimetria radial. A ambi¸cãode pesquisadores da área sempre foi a deteçcão de planetas rochosos similares àTerra, que sãoos potencialmente mais promissores de um ponto vista astrobiológico. Devido a isso, nos últimosanos foi realizado um intenso esfor¸cono desenvolvimento e aplica¸cãodesse método, de trânsitos planetários, permitindo identificar tanto planetas rochosos quanto gasosos com a confirma¸cãode observa¸cões de solo, embora seja mais dif´ıcildescobrir-se os primeiros devido ao seu pequeno tamanho. Foi por essa razãoque se escolheu estudar, neste trabalho, alvos contidos nos campos de visibilidade dos satélitesCoRoT e Kepler, pois àmedida que suas descobertas se confirmem existiráuma popula¸cão de exoplanetas em uma região atéentão inacess´ıvel devido a falta de observa¸cõesde um satélite. A possibilidade de decoberta de outras Terras pelo método de trânsito darávalidade a este trabalho, desde que as estrelas observadas sejam jovens. Lembre-se que a finalidade básica deste trabalho éidentificar estrelas jovens, nos campos do CoRoT e Kepler, sucept´ıveis de játerem formados planetas, e distinguir dentre elas, os mais favoráveis de jápoderem ter formado planetas rochosos (relativamente mais velhas). Apesar de que, tanto o satéliteCoRoT quanto o Kepler utilizam a mesma metodologia observacional, o processo de como se dáa observa¸cãodifere em alguns aspectos, e tal fato reflete os resultados obtidos por cada um. Porém,antes de discuti-los detalhadamente, uma breve apresenta¸cãoaos principais métodos de deteçcãoseráfeito a seguir, para posteriormente apresentar as caracter´ısticas particulares e pertinentes a esse trabalho de cada um dos satélites,tais como modo de observa¸cão, campo de visão, e limite de magnitude observada. Se¸cão2.1. Métodos de Deteçcão Abordados 53

2.1 Métodos de DeteçcãoAbordados

2.1.1 TrˆansitoPlanet´ario

A defini¸cãode trânsito ésimples: consiste na passagem de um objeto astronômico em frente de outro maior. Trânsitos ocorrem com certa periodicidade no sistema solar, eclipses solares e lunares são casos especiais de trânsitos. Sendo são os trânsitos de Mercúrioe Vênus sobre o disco solar.

Figura 2.1: Um evento raro, o trânsitode Vênus foi observado novamente após122 anos, em 8 de Junho de 2004. Esta imagem foi obtida atravésde um filtro Hα. Alémdo disco de Vênus, também pode-se observar várias proeminênciase a granula¸cãosolar. (NASA).

Para entender como exoplanetas podem ser descobertos atravésde trânsitos, éconve- niente usar como exemplo o trânsitode Vênus que ocorreu em 8 de Junho de 2004. Na figura 2.1, tem-se uma imagem que mostra Vênus, um pequeno disco negro sobre a bril- hante superf´ıciedo Sol. Durante o seu trânsito ocorreu uma diminuta redu¸cão da radia¸cão solar incidente na Terra. Supondo que o Sol possui um brilho uniforme por toda a sua superf´ıcie(por simplicidade ignora-se o efeito de escurecimento do limbo) ésimples calcular a fra¸cãoda radia¸cãosolar bloqueada pelo disco de Vênus. A fra¸cãoobscurecida da área solar, fV , ésimplesmente o quadrado da razão entre o raios angulares de Vênus, aV , e do

Sol, aS:

aV 2 RV /dTV 2 fV = ( ) = ( ) (2.1) aS RS/dT onde RV éo raio de Vênus, RS o raio do Sol, dTV a distância entre a Terra e Vênus, e dT a distânciaentre a Terra e o Sol. Com a substitui¸cão destas variáveis por valores numéricos, 54 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados obtém-se que durante o trânsitode Vênus ocorreu uma diminui¸cão de cerca de 0,1% do brilho aparente do Sol. Apesar de ser impercept´ıvel a olho nú,esta varia¸cãoéfacilmente observável com o equipamento apropriado. Este tipo de cálculo pode ser aplicado também a trânsitos de exoplanetas, e como as distâncias nesses casos sãomuito maiores, a fórmula acima pode ser escrita como,

RP 2 fP = ( ) (2.2) R∗ onde RP e R∗ sãoos raios de um planeta e sua estrela, respectivamente. Esta fórmula não éexata porque o disco de uma estrela não possui brilho uniforme. No entanto, ela permite estimar com razoável precisãoa fra¸cão pela qual o brilho de uma estrela decresce quando o planeta transita entre o centro e o limbo do disco estelar. Para um exoplaneta com o tamanho de Júpiterem órbita de uma estrela similar ao Sol, um trânsito bloquearácerca de 1% da luz da estrela. Um resultado de como um trânsitoéidentificado éapresentado na figura 2.2 que mostra a curva de luz observada da estrela CoRoT-1 com o decréscimo causado pelo planeta CoRoT-1b que tem aproximadamente 50% do tamanho de Júpiter. Note que este resultado não depende da distância do sistema planetário com rela¸cãoà Terra.

Figura 2.2: Resultado de um trânsitoidentificado pelo satélite CoRoT que mostra a curva de luz observada da estrela CoRoT-1 com o decréscimo causado pelo planeta CoRoT-1b que tem aproximadamente 50% do tamanho de Júpiter. Essa foi a primeira confirma¸cãode um exoplaneta descoberto pelo satélite. Se¸cão2.1. Métodos de Deteçcão Abordados 55

E´ sabido tambémque, conhecendo-se o tipo espectral da estrela, époss´ıvel estimar com precisãoo seu raio e sua massa. Com isso, a equa¸cão 2.2 pode ser usada também para estimar o raio de um planeta a partir da observa¸cãodo trânsito. A partir do per´ıodo entre trânsitos, P , obtido diretamente da curva de brilho da estrela observada, da massa da estrela, e com o uso da terceira lei de Kepler (desprezando a massa do planeta em rela¸cão àestrela), o semi-eixo maior do sistema pode ser calculado:

P 2GM a3 = ∗ (2.3) 4π2 O anúncioda descoberta do primeiro planeta através de um trânsito ocorreu em meados de 2000 (Castellano et al., 2000). Uma grande vantagem deste método éa facilidade com que ele pode ser executado (medidas fotométricas da varia¸cão do brilho de estrelas éalgo que se realiza em praticamente todos observatórios profissionais no mundo). Outra grande vantagem dos trânsitos éque eles permitem determinar o tamanho do exoplaneta, e se este dado for combinado com medidas obtidas por outros métodos, a densidade do planeta pode ser encontrada. A partir da densidade e do tamanho do planeta, podem ser estabelecidas hipóteses a respeito de sua constitui¸cãointerna e sua composi¸cãoqu´ımica. Além disso, um grande númerode estrelas pode ser observado simultaneamente, e exoplanetas com massas similares àda Terra podem ser encontrados. No entanto, este método possui uma grande limita¸cão: trânsitos somente ocorrem quando a inclina¸cãoda órbita do planeta com rela¸cãoa linha de visada for próxima de 90o. A probabilidade para uma órbita estar apropriadamente alinhada éigual ao diâmetro da estrela dividido pelo diâmetroda órbita (veja: http://kepler.nasa.gov). Estima-se que esse valor seja de 0,5 % para um planeta com uma órbita do tipo terrestre ao redor de uma estrela como o Sol. Por outro lado, para os planeta gigantes descobertos com órbitas de alguns dias, a probabilidade de alinhamento éde 10%. Devido a esse fator, para se detectar muitos planetas, mesmo se os tipos terrestres forem comuns, háque se observar milhares de estrelas. Também nota-se que quanto menor o planeta, menor seráa varia¸cão do brilho da estrela provocado por ele. E´ levando em conta esses fatores que as missões, que tenham como objetivo identificar exoplanetas, possuem um campo de visão rico em estrelas permitindo dessa forma observar cerca de centenas de milhares de alvos. Duas delas são os satélitesCoRoT e Kepler, instrumentos de estudo deste trabalho. 56 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados

2.1.2 Espectroscopia Doppler - follow-up

Anteriormente foi mencionado que a densidade do planeta pode ser encontrada se os resultados das observa¸cõesdos trânsitosforem combinados com resultados de outros métodos. Isso éo que se chama de pesquisa de follow-up necessária para a confirma¸cãode um exoplaneta. Geralmente, apósa confirma¸cão do trânsito,telescópios de solo realizam observa¸cões desses alvos e aplicam a metodologia de espectroscopia Doppler, ou velocimetria radial. Esse método se baseia na propriedade que a luz emitida por um objeto em movimento tem o seu comprimento de onda alterado. Objetos que se aproximam de um observador apresentam um encurtamento do comprimento de onda da luz, ou um desvio para o azul, enquanto que objetos que se afastam apresentam um alongamento do comprimento de onda da luz, ou um desvio para o vermelho. A mudan¸cano comprimento de onda ∆λ de um objeto se afastando ou se aproximando diretamente de um observador com uma velocidade vr nãorelativ´ısticaédado por:

λ0 − λ ∆λ v = = r (2.4) λ λ c onde c éa velocidade da luz. Note que vr éa velocidade radial do objeto, a componente da velocidade na linha de visada, e por conven¸cão épositiva para objetos que se afastam do observador. O parâmetro λ0 éo comprimento de onda medido, enquanto que λ é comprimento de onda se o objeto estivesse em repouso. Então, para objetos se aproximando do observador, vr e ∆λ sãonegativos. No caso de um objeto se afastando do observador, vr e ∆λ serãopositivos. A velocidade radial de uma estrela pode variar com o tempo, de maneira periódica, devido àintera¸cãogravitacional mútuaentre a estrela e seu(s) planeta(s) em uma órbita fechada. Outros processos f´ısicos, como pulsa¸cõesda estrela, tambémpodem causar varia¸cõesperiódicas da velocidade radial e devem ser levados em conta na análise,porém estes efeitos nãoserão discutidos aqui pois estãofora do escopo deste trabalho. E´ importante observar que a orienta¸cãoda órbita da estrela ao redor do centro de massa do sistema influencia o valor medido da varia¸cãoda velocidade radial. Em uma situa¸cão onde a orienta¸cãodo sistema planetário éfrontal (isto é,o sistema évisto de cima), a componente observada da velocidade radial serám´ınima. Por outro lado, quando se observa a órbita de perfil(ou seja, no plano orbital), a componente observada da velocidade radial Se¸cão2.1. Métodos de Deteçcão Abordados 57 serámáxima. Devido àinclina¸cãoqualquer da órbita da estrela com rela¸cão ao observador, o que se mede na realidade é vr = v sin (i), onde (i) éo valor da inclina¸cãoda órbita. Em observa¸cõesdestinadas a descobrir planetas atravésda espectroscopia Doppler, mede-se a varia¸cão temporal da velocidade radial da estrela a partir de medidas do deslocamento de linhas espectrais. Portanto, medindo-se o valor de vr, e do per´ıodo orbital P atravésdas varia¸cões c´ıclicas de velocidade, ou atravésdos resultados do trânsito, pode- se então calcular os parâmetros orbitais. A demonstra¸cãoque se faráagora ésimples e sucinta. Primeiramente, seráabordado o caso de órbitas circulares, e posteriormente se extenderápara excentricidades nãonulas ( 6= 0) (Martioli, 2006). Para o movimento de uma estrela com velocidade v em torno do centro de massa (CM) do sistema, tem-se que:

vP = 2πa∗ (2.5) onde a∗ éa distância da estrela ao CM. Multiplicando os dois lados dessa equa¸cãopor sin (i), tem-se,

P v a sin (i) = r (2.6) ∗ 2π que fornece um limite inferior para o raio da ´orbita da estrela em torno do CM. Pode-se obter um valor para a massa da estrela a partir da rela¸c˜aomassa/luminosidade, dada por,

L M ∗ = ( ∗ )3 (2.7) L M onde L e M sãoos valores da luminosidade e da massa solar, respectivamente. Na prática, valores da luminosiade de uma estrela são medidos com relativa confiabilidade. Conhecendo-se a luminosidade de uma estrela pode-se estimar com boa precisãoa sua massa. Contudo, a maneira mais precisa de se determinar a massa de uma estrela baseia- se em observa¸cõesespectroscópicas,e na classifica¸cão espectral precisa do objeto A partir da terceira lei de Kepler, obtém-se o valor do raio da órbita do planeta,

GM P 2 a = ( ∗ )(1/3) (2.8) p 4π2 onde G éa constante gravitacional e ap éa distância do planeta ao CM. Nessa expressão, despreza-se a massa do planeta em rela¸cãoàda estrela. 58 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados

Segundo a deﬁni¸c˜aode centro de massa tem-se ainda que:

Mpap = M∗a∗ (2.9)

Utilizando as expressões anteriores, chega-se finalmente a uma expressão para a velocidade radial, e assim pode-se obter um limite inferior para a massa do planeta:

2πG (1/3) vr = Mp sin (i)( 2 ) (2.10) M∗ P A expressãomais completa, que inclui a excentricidade da órbita édada por Martioli (2006),

2πG (1/3) 1 vr = Mp sin (i)( 2 ) 2 (1/2) (2.11) M∗ P (1 − ) onde éo valor da excentricidade orbital. Para se obter experimentalmente o valor da excentricidade, utiliza-se o fato de que a forma da curva de varia¸cão da velocidade radial depende da excentricidade, e sua varia¸cão temporal não ésenoidal. Pode-se assim, fazer modelos que utilizem um ajuste para encontrar a excentricidade. Uma descri¸cão mais detalhada deste procedimento estáfora do escopo deste trabalho, e mais informa¸cões podem ser obtidas em Martioli (2006).

Note que o que se mede é Mp sin (i) e não Mp, ou seja todas as medidas de massa dos exoplanetas conhecidos o sãoem fun¸cão de sin (i) e dependem pois da inclina¸cão da órbita. Claro que no caso de exoplanetas, as decobertas pelo método de trânsitoa inclina¸cão éde 90o. Note também que a espectroscopia Doppler favorece, atravésde efeito de sele¸cão,a descoberta de Hot Jupiters (Júpitersquentes). Estes planetas, alémde possu´ırem M sin (i) da ordem de MJ , possuem per´ıodos orbitais curtos e causam uma grande varia¸cão da velocidade radial, o que facilita o estabelecimento de suas descobertas. Porém,a deteçcão de planetas menores, e consequentemente velocidades radiais menores, sãomais dif´ıceis,e portanto, a combina¸cãodeste método com os resultados do trânsitosãomuito importantes na descoberta e confirma¸cãode exoplanetas rochosos, jáque o per´ıodo e as coordenadas do alvo para observa¸cãode follow-up sãoobtidos pelo trânsito. Ou seja, para as missões CoRoT e Kepler, esses dois métodos irão atuar de formas complementares àmedida que novos exoplanetas serão descobertos e confirmados. Se¸cão2.2. O satéliteCoRoT 59

Atualmente, os candidatos a exoplanetas sãoobservados por uma rede de instrumentos: o espectrógrafo HARPS (o mais preciso atualmente), instalado no telescópio de 3,6 m do ESO, e os telescópios Keck I no Hawaii e Hobby-Ebberly no Texas, para obter velocidades radiais com elevada precisão que permitam estimar a massa do planeta. Mas existe um problema. As missões CoRoT e Kepler propõem-se a descobrir planetas com massas próximas àda Terra e a uma distância aproximadamente de 1 UA de uma estrela hospedeira semelhante ao Sol. Ora, por exemplo, o efeito da Terra na velocidade radial do Sol éde apenas 0,1 m/s e, portanto, alémdos satélitesserem capazes detectar o trânsito de um tal planeta, deverá-se-áconfirmar depois a sua existênciamedindo a varia¸cão na velocidade radial da estrela hospedeira com uma precisãode pelo menos 0,1 m/s. Nen- hum espectrógrafo tem atualmente essa precisão.O HARPS, em La Silla, e o HIRES, no Keck, atingem uma precisão de 1 m/s. E´ por essa razãoque se encontra em constru¸cão uma réplica do HARPS, designado HARPS-NEF (New Earths Facility), que teráuma precisãosuperior àdo seu irmão mais velho e seráinstalado no WHT (William Herschel Telescope) de 4,2 metros na ilha de La Palma, Canárias. O HARPS-NEF deveráiniciar as observa¸cões no final de 2010, e com isso muitos dados dos dois satélites pedentes de confirma¸cãopoderão ser melhor analisados para, dessa forma, aumentar a popula¸cãode exoplanetas rochosos descobertos alcan¸cando assim, os objetivos das duas missões.

2.2 O sat´eliteCoRoT

2.2.1 Aspectos Gerais

Uma vez compreendida a descri¸cãobásicade como os exoplanetas são detectados pelos satélitesCoRoT e Kepler, cabe agora apresentar suas caracter´ısticas peculiares utilizadas nesse trabalho, a come¸car pelo CoRoT, jáque este foi o primeiro de sua classe de satélites a utilizar o método de trânsitos. Todas as informa¸cõesde sua descri¸cão, apresentadas a seguir, foram obtidas do site do satélite: http://corot.oamp.fr/. O telescópioespacial CoRoT faz parte de uma missão astronômica e astrof´ısica, fi- nanciada em 70% pelo CNES (Centro Nacional de Estudos Espaciais da Fran¸ca), em conjunto com a ESA (AgênciaEspacial Européia)e com participa¸cõesde outros pa´ıses como Alemanha, Austria,´ Bélgica, Espanha, e Brasil. O satélite estáem plena atividade 60 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados

(recentemente o seu tempo de missãofoi estendido atémar¸code 2013), e observarácerca de 120 mil estrelas no disco da Via Láctea atéo fim de sua missão. O satéliterealiza dois objetivos principais: (i) descobrir novos planetas extrasolares a partir da deteçcão de trânsitos planetários; e (ii) estudar a estrutura interna dessas (rota¸cão e conveçcão) através da sismologia estelar. O acrônimo CoRoT vem justamente da fusão das trêspalavras: COnveccão+ ROta¸cão + Trânsitos,que são justamente os fenômenosque o satéliteiráobservar. Mas, curiosa- mente, étambémhomônimode Jean-Baptiste Camille Corot (1796-1875), pintor parisiense que foi um dos grandes nomes da transi¸cão entre o classicismo e o impressionismo nas artes plásticas. O satélitepesa 630 kg, mede 4,1 metros de comprimento e 2,0 metros de diâmetroe foi lan¸cado do cosmódromo de Baikonur, no Casaquistão, pelo foguete russo Soyuz 2.1.B em 27 de dezembro de 2006, entrando em órbita circular polar (norte-sul) de 1 hora e 49 minutos a 896 km de altitude. O satélitetem um telescópio de 27 cm que realiza observa¸cões em dire¸cõesperpendiculares ao seu plano orbital, evitando a interferência da luz refletida pela Terra. Durante o verãono hemisférionorte observaráuma região do céuperto da constela¸cão de Serpens (Serpente), próximo ao centro da Galáxia. Durante o inverno no hemisfério norte, observaránuma regiãodo céuna dire¸cão oposta, nas proximidades da constela¸cão de Monoceros (Unicórnio), próximo ao anti-centro da Galáxia. Um fato curioso desse satélite éque ele foi amea¸cadode ser cancelado em algumas opor- tunidades por questões financeiras, devido àsdúvidas de qual seria sua principal missão. Engenheiros do CNES propuseram o projeto do CoRoT em 1994, com o objetivo principal de analisar pulsa¸cõesde estrelas, e a pesquisa por planetas extra-solares era então um objetivo secundárioda missão. Como missõesespaciais possuem um custo relativamente alto e a sismologia estelar nãoera uma áreade maior prioridade em astronomia, a missão CoRoT adotou a pesquisa por exoplanetas como seu objetivo principal, jáque esta éuma área de forte apelo na astronomia moderna e goza de grande interesse por parte do público. O estudo das pulsa¸cõesestelares passou a ser o objetivo número dois da missão. Se¸cão2.2. O satéliteCoRoT 61

2.2.2 Estrutura da Miss˜ao

Como o CoRoT foi projetado para dois propósitos, pesquisa de exoplanetas e sismologia estelar, tem-se que o sistema de observa¸cãoédividido em dois. A câmera de observa¸cão do satéliteécomposta por quatro CCD’s: dois voltados exclusivamente para observa¸cão exoplanetária e outros dois voltados àobserva¸cãode sismologia estelar. Dessa forma, as duas vertentes dessa missão podem ser cumpridas de maneira simultânea.Para a pesquisa sismológica são observados por campo de visãocerca de 5 alvos por CCD com magnitudes, V , entre 5,7 e 9,5. Os campos de visãoserão abordados na se¸cãoseguinte. Por outro lado, para a pesquisa exoplanetária sãoobservados aproximadamente 8000 alvos por CCD com magnitudes entre 11,5 e 16 para cada campo de visão apontado. Na área exoplanetária, como se pode imaginar, apenas uma pequena fra¸cão das estrelas observadas terãoas condi¸cõespara trânsitos satisfeitas. Por este motivo, um grande númerode estrelas deve ser observada. Cerca de 15 mil estrelas são monitoradas durante cada per´ıodo de observa¸cãoda missão, totalizando cerca de 30 mil estrelas por ano, e mais de 150 mil estrelas no final da vida útilprevista para o CoRoT, satisfazendo assim as condi¸cõesde trânsitoscf. subse¸cão2.1.1. De acordo com as hipótesesde existência de exoplanetas, a missãoCoRoT deverádescobrir centenas de planetas gigantes internos (hot Jupiters), e dezenas de planetas rochosos (super-Terras). Anéisou satélitesao redor de planetas gigantes poderiam tambémser detectados. Atéo momento o satélitejádescobriu 9 exoplanetas, e existem centenas de candidatos a serem confirmados. Na áreade sismologia estelar, um dos processos f´ısicosque mais interessa aos astrônomos éa conveçcão. E´ atravésda conveçcãoque parte da energia térmica produzida em camadas mais profundas da estrela étrazida àsuperf´ıcie, e também ela ajuda a misturar diferentes componentes qu´ımicosda matériaestelar. Outro mecanismo que tambémparticipa do processo de mistura de matériano interior das estrelas éa rota¸cão que tambéméalvo de estudo com os resultados do CoRoT, justificando a razãodo seu nome.

2.2.3 Modo de observa¸c˜aoe campos de vis˜ao

O satéliteCoRoT foi projetado para observar alvos a partir de uma órbita circular inercial polar (inclina¸cãode 90o) a uma altitude de 896 km. Tal órbita foi escolhida para que o satélitenãoseja afetado pela ilumina¸cãoresidual proveniente da Terra (espalhada 62 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados pelo limbo), e com isso a zona de observa¸cãoestána dire¸cãoequatorial. Veja a figura 2.3.

Figura 2.3: Esquema da órbita polar do telescópio espacial CoRoT. A cada 6 meses é necessário realizar uma manobra de atitude para que o Sol nãoencubra a câmera do telescópio. (CNES).

Devido a essa disposi¸cão orbital, o satélitepermanece por 6 meses com as costas voltadas para o Sol, como mostra a figura 2.4, e devido a isso uma manobra de reversão de posi¸cão(manobra de atitude) deve ser executada duas vezes por ano, quando o Sol se aproxima do plano orbital e estáprestes de encobrir o telescópio, dividindo deste modo o ano nos dois per´ıodos de 6 meses de observa¸cão (por conven¸cão,verãoe inverno), de acordo com a figura 2.4. Existem dois modos poss´ıveis de observa¸cão:cerca de 20 e 150 dias (short run e long run, respectivamente), convencionados pela equipe do centro de missão. A ascensão reta do plano da órbita (12.5◦) foi escolhida apósuma campanha de observa¸cõespreparatóriafeita em solo (do qual o Brasil participou): O CoRoT olharáo céu nas dire¸cões 6h50m e 18h50m, com campos de observa¸cão centrados no equador (δ = 0o), respectivamente no inverno e no verãopara o hemisférionorte. O campo de observa¸cão composto pelos 4 CCD’s éum quadrado de aproximadamente 2,8o x 2,8o dividido em duas metades, uma para a missãode sismologia estelar, e a outra para o estudo de exoplanetas, como jáfoi dito. Acoplado ao telescópio, existe uma câmera de grande abertura (10◦ de raio) contendo os quatro CCDs de 2048 x 2048 pixels cada, operando na faixa de luz vis´ıvel e cuja fun¸cão émedir varia¸cões sutis que ocorrem na intensidade da luz das estrelas. Gra¸cas àeficiênciadefletora fornecida por um buffer, époss´ıvel chegar mais próximo do Se¸cão2.2. O satéliteCoRoT 63

Figura 2.4: Esquema caracterizado da órbita polar do telescópio espacial CoRoT mostrando os dois modos de observa¸cão:verão(summer) e inverno (winter). Aqui também estámostrado os pontos onde a manobra de atitude ocorre. (CNES).

limbo da Terra e assim orientar o modo de observa¸cãodo satélitedentro do cone com um raio de 10o (figure 2.5) centrado nas dire¸cõessupracitadas. Quando projetado sobre o céu,este cone desenha os 2 olhos do CoRoT, com centros em 6h50m e 18h50m, onde são selecionados os campos estelares a serem observados (veja figura 2.5).

Figura 2.5: Cone de observa¸cãode 10o de raio do CoRoT onde o campo de visãode 2,8o x 2,8o pode percorrer em cada per´ıodo de observa¸cão(CNES).

Assim, a figura 2.6 define os dois olhos de observa¸cãodo CoRoT no plano galáctico, e 64 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados as figuras 2.7 e 2.8 mostram em detalhes essas regiões.

Figura 2.6: Campos de observa¸cões do CoRoT: regiõescompreendidas pelos c´ırculos azul e vermelho correspondem àsobserva¸cõesdo verãoe inverno, respectivamente (CNES).

Figura 2.7: Detalhes do campo de observa¸cãode inverno do CoRoT, próximoa regiãode Monoceros. (CNES).

Uma leve altera¸cãona órbita(por uma manobra de rotina para a mudan¸cade inclina¸cão) torna poss´ıvel mover os campos estelares observados dentro dos “olhos” de 10o do CoRoT. Assim, a cada per´ıodo de observa¸cão, seja o curto de 20 dias ou o longo de 150 dias, o campo de observa¸cãovai observar fra¸cõesdiferentes do céu contidos na área projetada pelo cone de 10o. Se¸cão2.2. O satéliteCoRoT 65

Figura 2.8: Detalhes do campo de observa¸cãodo verãodo CoRoT, próximo àregiãode Serpens. (CNES).

Note, pelo que jáfoi dito, que durante um long run ter-se-áum per´ıodo ininterrupto de 150 dias de medidas de estrelas. E´ sabido que as chances de descobertas de planetas variam de acordo com os seus per´ıodos orbitais, ou seja, o tempo que eles levam para dar uma volta completa em torno de sua estrela. Imagine-se que se esteja olhando para o Sol no plano da órbita dos planetas durante aproximadamente seis meses. Teria-se assim 50% de chance de ver um trânsito da Terra, jáque seu per´ıodo orbital éde um ano. Um planeta que esteja mais perto de sua estrela, com per´ıodo menor, deveráter uma chance maior de ser detectado e assim por diante. Para um planeta com seis meses de órbita, a chance de deteçcãoéde 100%. Portanto, a possibilidade de deteçcãode um planeta com a distância de Júpiterou Saturno émenor do que de planetas mais próximos de suas estrelas como Vênus ou a Terra. A primeira estimativa de descoberta pelo CoRoT éde cerca de mil planetas do tipo gigante (como Júpiter), dezenas do tipo telúrico(como a Terra), sendo que algumas dezenas, sejam gasosos ou rochosos, na zonas habitáveis (que éuma região a certa distância de uma estrela onde époss´ıvel haver água na forma l´ıquida, o que é atualmente aceito como pré-condi¸cão para existência de vida) de estrelas mais frias que o Sol.

2.2.4 Participa¸c˜aobrasileira

Antes de iniciar a descri¸cãodo satéliteKepler éimportante citar brevemente como a participa¸cãobrasileira ocorre no projeto do CoRoT. 66 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados

E´ a primeira vez que os astrônomos brasileiros participam da constru¸cãode um satélite cient´ıfico,com os mesmos direitos de seus parceiros europeus de explorar os dados a serem obtidos. Cientistas brasileiros foram convidados pelos responsáveis cient´ıficos franceses a se engajarem nessa missão espacial, no final de 1999. Um ComitêCoRoT-Brasil (CCB) foi então criado, reunindo astrônomos de diversos centros de pesquisa do pa´ısinteressados no projeto. O Departamento de Astronomia do Instituto de Astronomia, Geof´ısicae Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo coordena a participa¸cão brasileira na missão espacial CoRoT. A participa¸cão brasileira estádefinida com a utiliza¸cãoda esta¸cãoterrestre do INPE (Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais) em Alcântara, que permitiu aumentar de 70 mil para mais de 120 mil o númerode estrelas observadas, alémda participa¸cão de 5 engenheiros/cientistas brasileiros na elabora¸cão de software de calibra¸cão, corre¸cão instrumental e redu¸cão de dados. Tambémhouve a participa¸cãode cientistas brasileiros nos grupos de trabalho para defini¸cão, observa¸cão e análise preparatóriadas estrelas observadas ao longo da missão. Dos 170 milhões de euros do or¸camento da missão, o Brasil entrou com apenas 2 milhõesde euros, poréma maior contribui¸cão brasileira foi a antena de recep¸cão de dados na Esta¸cão de SatélitesCient´ıficos (ESC), do Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE), em Alcântara no estado do Maranhão. Os dados armazenados precisam ser periodicamente transmitidos àTerra, liberando espa¸co para novos dados no computador de bordo. A missãoCoRoT ainda conta com masi duas esta¸cõesde recep¸cãode dados no hem- isfério norte, uma em Toulouse (sede do CNES) e a de Miruna (esta¸cão russa do c´ırculo polar ártico), próxima a Madri, para as quais transmite uma parte dos dados armazenados. Sem uma esta¸cão no hemisfério sul, o satélitenão poderia descarregar o restante dos dados, implicando em uma perda significativa de cerca de 50% das observa¸cões.Cientis- tas brasileiros estiveram então diretamente envolvidos na sele¸cãodos alvos da missão, no desenvolvimento de software para controle do satélitee para tratamento e análisede dados. Se¸cão2.3. O satéliteKepler 67

2.3 O sat´eliteKepler

2.3.1 Aspectos Gerais

De maneira análoga àdescri¸cão do CoRoT, todas as informa¸cões do satéliteKepler que serãoapresentadas abaixo foram obtidas do site: http://kepler.nasa.gov/. O satéliteKepler consiste de um telescópio espacial projetado pela NASA exclusivamente para a busca de planetas extrassolares. Para tanto, projeta-se que o telescópio observarácerca de 100 mil estrelas de uma dada regiãodo céupelo per´ıodo de 3,5 anos (fim de sua primeira estimativa de vida útil),a fim de detectar alguma oculta¸cãoperiódica da estrela por um de seus eventuais planetas. Ao contráriodo CoRoT, o Kepler não deverápermanecer em órbitada Terra, mas sim em uma órbita heliocêntrica de persegui¸cãoàela, a fim de que a Terra não oculte estrelas que estejam sendo observadas pelo telescópio, e tambémpara que fique distante de suas luzes. Os detalhes de sua órbita serão abordados posteriormente. O satélite foi lan¸cado em 6 de mar¸co de 2009 do Cabo Canaveral, Flórida, a bordo do ve´ıculo de lan¸camento Boeing 7925-10L (Delta-II), e foi colocado em órbita heliocêntrica de 372,5 dias de per´ıodo para, dessa forma, monitorar constantemente a mesma região do céusituada próxima a constela¸cão de Cygnus (Cisne). O satélite,que custou em torno de 470 milhõesde dólares, tem uma massa estimada de 995 kg, e seu principal instrumento éum telescópio de 0,95 metros de diâmetro. Atualmente em opera¸cão, o satéliteKepler teve os seus primeiros resultados anunciados em 4 de janeiro de 2010, apósestudos realizados na Terra sobre os dados das primeiras seis semanas, e revelaram cinco planetas antes desconhecidos, todos bem próximos de suas estrelas, um do tamanho semelhante ao de Netuno e quatro do tamanho de Júpiter.Por curiosidade, um deles, o Kepler-7b, tem uma das densidades mais baixas jáencontrada em um planeta extrasolar, 0,17 gramas/cm3 que corresponde a densidade do isopor (poliestireno).

2.3.2 Estrutura da Miss˜ao

O Kepler foi projetado exclusivamente para detectar e explorar a diversidade dos sistemas planetários. Para atingir este objetivo, um grande númerode estrelas deverão ser observadas. Eis os propósitosdessa missão: (i) determinar quantos planetas semelhantes 68 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados

àTerra e gigantes gasosos existem nas proximidades da zona habitável de uma ampla variedade de estrelas; (ii) determinar o tamanho das órbitas desses planetas; (iii) estimar quantos planetas existem em sistemas estelares múltiplos; (iv) determinar o tamanho e o tipo da órbita, brilho, massa, densidade e tamanho dos planetas gigantes de curto per´ıodo; (v) identificar membros adicionais a cada descoberta de um sistema planetário, fazendo o uso de outras técnicas;(vi) determinar as propriedades das estrelas que hospedam sistemas planetários. Espera-se tambémque os resultados do Kepler forne¸ca dados para outras futuras missõessemelhantes da NASA como a Space Interferometry Mission (SIM), e o Terrestrial Planet Finder (TPF), pois, os resultados do Kepler permitirão que sejam identificadas estrelas com caracter´ısticas comuns e que possam ser hospedeiras de planetas, e assim submetê-las a uma pesquisa mais profunda. Com os seus resultados espera-se tambémque seja definido o volume de espa¸co necessárioa ser pesquisado, otimizando a pesquisa dessas missõesfuturas sendo elas seja apontadas para os sistemas estelares dos quais jáse saiba que tenham planetas do tipo da Terra em suas órbitas. Para que os própositos sejam alcan¸cados, a missãoKepler foi estruturalmente desenvolvida para observar, de maneira ininterrupta, uma regiãodo céude 105 graus quadrados. Com esse grande campo de visão, observado por um fotômetro composto por 42 CCD’s, e tendo em vista que o tempo vida do satéliteestáprevisto inicialmente para 3,5 anos, espera-se com isso monitorar simultâneamente 100 mil estrelas. Portanto, as condi¸cões de detectabilidade de planetas por trânsito fica satisfeita, cf. subse¸cão2.1.1. Outro ponto importante a ser considerado éque o intervalo de magnitudes de observa¸cão, V varia de 9 até14. Vale ressaltar ainda, que a observa¸cãoininterrupta por 3,5 anos vai permitir: (i) a observa¸cão de vários trânsitos, dependendo do sistema, e com isso a rela¸cãosinal ru´ıdodos dados pode ser aprimorada, facilitando a deteçcão de planetas menores; (ii) a deteçcão de planetas em órbitas maiores; (iii) a deteçcão de planetas ao redor de estrelas mais fracas ou que possuam uma maior variabilidade de suas luminosidades em razãode processos f´ısicos próprios. Sendo assim, baseado na descri¸cãoacima, juntamente com os critériosde deteçcão apresentados na se¸cão anterior, levando-se em conta a variabilidade estelar, apenas órbitas Se¸cão2.3. O satéliteKepler 69 com 4 trâsitos durante os 3,5 anos da missão,e assumindo que planetas sejam frequentes ao redor de estrelas como o Sol, espera-se que sejam obtidos os seguintes resultados para trânsitos de planetas terrestres com órbita de um ano: (i) cerca de 50 planetas que tenham a mesmo tamanho da Terra (R ∼ 1, 0R⊕); (ii) cerca de 185 planetas que tenham o tamanho de R ∼ 1, 3R⊕; (iii) cerca de 640 planetas que tenham o tamanho de R ∼ 2, 2R⊕; (iv) cerca de 12% de sistemas que tenham dois ou mais planetas. Note que esses números podem aumentar substancialmente se as órbitas entre poucos dias atéum ano forem consideradas. Analogamente, para planetas gigantes internos detectados pela análise da modula¸cão da sua luz refletida, espera-se encontrar cerca de 870 planetas com per´ıodo de menos de uma semana. E a partir da análisede trânsitos de planetas gigantes espera-se encontrar: cerca de 135 objetos com órbitas muito próximas de suas estrelas (planetas internos), sendo que destes, 35 possam ter suas densidades calculadas; e cerca de 30 objetos com órbitas mais externas. Tambéméesperado que a deteçcãode planetas gigantes de curto per´ıodo deveráocorrer logo nas primeiras semanas da missão.

2.3.3 Modo de observa¸c˜aoe campo de observa¸c˜ao

Conforme dito anteriormente, o satéliteKepler foi projetado para observar, de modo cont´ınuo, alvos contidos em uma mesma região do céu. Para isso, o campo de visão observado pelo fotômetro deve estar fora do plano da ecl´ıpticapara que ele não seja bloqueado periodicamente pelo Sol pela Lua. Um campo de estrelas suficientemente denso, e próximo ao plano galácticoque satisfa¸ca essas condi¸cõesfoi selecionado e corresponde a uma região próxima a constela¸cão de Cygnus. Veja figura 2.9. A disposi¸cãoorbital que permite a observa¸cãoininterrupta dessa regiãocorresponde a uma órbita heliocêntrica de persegui¸cãoàTerra, com per´ıodo de 372,5 dias. Outra vantagem dessa órbita éque o fato de nãoestar em órbita da Terra implica que nãohá torques devido a gradientes de gravidade, momentos magnéticos,ou arrasto atmosférico. O maior torque externo existente édevido àpressão solar. Esta órbita tambémevita a alta dosagem de radia¸cãoassociada com àórbitada Terra, mas de tempos em tempos está sujeita a flares solares. A figura 2.10 mostra a disposi¸cãoorbital do Kepler e tambémos pontos onde ele deve realizar manobras trimestrais para que seus painéissolares fiquem sempre voltados para o Sol, e tambémpara que o fotomêtrosempre esteja protegido da 70 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados

Figura 2.9: Imagem do céumostrando o campo de visãoobservado pelo fotômetro do Kepler. Note que a regiãoobservada estáentre as contela¸cõesde Cygnus (Cisne) e Lyra (Lira). (NASA).

luz solar. Jáfoi mencionado que o telescópioirámonitorar continuamente uma regiãode 105 graus quadrados do céu. Para isso, foi constru´ıdoum fotômetro composto de 42 CCD’s, onde cada CCD de 50x25 mm tem 2200x1024 pixels (2,5 graus quadrados). Ele está apontado para uma região estendida da vizinhan¸casolar, nas proximidades da constela¸cão de Cygnus e Lyra, ao longo do bra¸code Orion da Galáxia, com centro em α = 19h22m40s e δ = +44o30’00”. Alémdeste campo de observa¸cão ser distante o suficiente do plano da ecl´ıpticacomo jáfoi mencionado, ele tambémelimina virtualmente qualquer tipo de confusãoresultante de oculta¸cões por asteróidese de objetos do cinturãode Kuiper. As figuras 2.9 e 2.11 mostram a localiza¸cãono céu do campo de visão e a mesma região amplificada, respectivamente. Nas figuras, o campo de visão érepresentado pela imagem que o fotômetro observa, ou seja, a sua própria forma com os 42 CCD’s. Apósselecionado o campo de visãose faz necessário selecionar os alvos. Previamente tambémjáfoi citado que a proposta do satéliteéobservar 100 mil estrelas que estão contidas no campo. A sele¸cãode tais estrelas foi realizada atravésdo catálogo USNO- A1.0 digitalizado pelo ObservatórioPalomar. A digitaliza¸cãocompleta atémagnitude V = 18 foi utilizada para determinar o númerode estrelas com V < 14 de todos os tipos espectrais e classes de luminosidades, contidas no campo de visão. Essa análise resultou em 223 mil estrelas onde aproximadamente 61% estãoestimadas em ser estrelas Se¸cão2.3. O satéliteKepler 71

Figura 2.10: Esquema da órbita heliocêntrica do satélite Kepler. Os intervalos em azul indicam os movimetos trimestrais que o satélite éobrigado érealizar para que os painéis solares sempre fiquem voltados para o Sol, e tambémpara que o fotômetroseja sempre protegido, pelo protetor do telescópio, da radia¸cãosolar . (NASA).

de sequênciaprincipal. Antes do lan¸camento, foi realizada espectroscopia de alta resolu¸cão para identificar e eliminar as estrelas gigantes do campo de visão. E finalmente, durante o primeiro ano da missão, os 25% de estrelas anãsmais ativas serãoeliminadas reduzindo dessa forma o númeropara cerca de 100 mil alvos aproveitáveis. 72 Cap´ıtulo 2. Campos de Visibiladade Estudados

Figura 2.11: Campo de visãodo Kepler mostrado em detalhes. O centro estáem α = 19h22m40s e δ = +44o30’00”. Os quadrados mostram o campo de visãopara cada um dos 21 módulos de CCD’s. Cada módulo de 5 graus quadrados écomposto por dois CCD’s. Note que os espa¸cosentre os módulos estãoalinhados de modo que metade das 15 estrelas mais brilhantes que V = 6 do campo de visãocaiam neles. Cap´ıtulo 3

Diagn´osticosde Idade

Para compreender melhor certas propriedades de uma estrela, como em que condi¸cões sistemas planetários possam vir a se formar ao seu redor, faz-se necessárioconhecer sua idade. A determina¸cão desse parâmetro, ou, o modo de como ele édeterminado, éde vital importânciapara esse trabalho, pois os alvos serãoselecionados na base da idade. Porém, a idade éum dos parâmetros estelares mais dif´ıceisde se determinar com precisão. A determina¸cãode idades estelares ganhou forte impulso nas últimasdécadas devido ao reconhecimento de associa¸cões e grupos de estrelas jovens em movimento na vizinhan¸ca solar. Zuckerman e Song (2004b) descrevem alguns métodos para determina¸cãode idades como por exemplo: (i) abundânciado L´ıtio; (ii) curvas de evolu¸cão no diagrama HR juntamente com a cinemática estelar ; (iii) taxa de rota¸cão e atividade estelar; e por critériode completeza: (iv) localiza¸cão de uma estrela de tipo espectral A sobre o diagrama cor-magnitude; e (v) análiseda fra¸cãode luminosidade devido àpoeira circunsestelar. Com poucas exce¸cões,todos esses diagnósticos são estat´ısticos e, portanto, nãomuito quantitativos. Isso significa que eles nãopodem ser calibrados no sentido absoluto e, mais ainda, não podem ser muito confiáveis quando aplicados a uma sóestrela, mas sim, preferivelmente, a um conjunto delas. Não obstante, todos esses indicadores qualitativos sãomuito importantes no sentido de se estabelecer idades estelares com precisãorazoável. A metodologia de cada indicador serádescrita com mais detalhes nas se¸cõessubsequentes, e serádada mais ênfaseao item (i), sobre o método baseado na abundânciado l´ıtioque foi o proposto a ser utilizado neste trabalho. 74 Cap´ıtulo 3. Diagnósticos de Idade

3.1 Determina¸cão de idade através do estudo da abundância qu´ımicado Li

O l´ıtioé“queimado” àmedida em que a estrela envelhece e sua abundância fotosférica pode ser usada para estimar a sua idade. O exame da abundância qu´ımica do litio é considerado, atualmente, um dos melhores indicadores de idade para estrelas jovens e frias (desde o tipo espectral G-tardio atéM-intermediário), porémcom algumas ressalvas que serãodiscutidas ao longo do texto. A sua distribui¸cão(de abundâncias) éfundamental para o entendimento de mecanismos de forma¸cãoestelar e em particular, par se verificar a possibilidade de ocorrência de múltiploseventos de forma¸cãodentro de uma mesma região. As medidas de larguras equivalentes da linha de litio (λ6708) nãosão bem compreendidas no âmbito dos atuais modelos de evolu¸cãoestelar, e algumas propostas para explicá-las incluem a atividade estelar. A metodologia de obten¸cãoda idade para um conjunto de estrelas se baseia no levantamento amostral da largura equivalente, ou abundância qu´ımicado Li, em fun¸cãode sua varia¸cão em rela¸cãoàtemperatura (Martin, 1997). Um dos motivos para usar a linha λ6708 como estimativa de idade de estrelas jovens éque ela estabelece um critério muito útilpara se identificar estrelas pré-sequênciaprincipal (PMS) (Walter et al., 1988; Martin et al., 1992; Pallavicini et al., 1992; Bouvier e Appenzeller, 1992). Essas estrelas passam seus primeiros poucos milhõesde anos de vida como estrelas T Tauri (TTS), e gradual- mente evoluem para estrelas pósT Tauri (PTTS), que representam uma fase de observa¸cão ainda pouco conhecida. Observa¸cões das abundâncias de l´ıtioem estrelas TTS sãoum teste para modelos de PMS porque dessa forma elas podem ser confrontadas com as abundâncias preditas pelo modelo do desaparecimento dessa linha conforme a estrela evolui, ou seja, conforme a estrela come¸caa entrar na sequênciaprincipal. Esse modelo (Mentuch et al., 2008) descreve a deple¸cãoda linha do l´ıtioconforme a evolu¸cãoda estrela se processa. Existem diversos trabalhos que analisam a deple¸cãodo l´ıtioem estrelas jovens, como por exemplo: Bodenheimer (1965); Martin et al. (1994). No trabalho de da Silva et al. (2009) émostrado em detalhes como éfeita a determina¸cão da idade de algumas das associa¸cõesestudadas neste trabalho. A metodologia utilizada se baseia em realizar o levantamento amostral da abundânciaqu´ımicado l´ıtio,atravésda linha Se¸cão3.1. Determina¸cãode idade atravésdo estudo da abundância qu´ımica do Li 75

Figura 3.1: Compara¸cãoentre as LDPs de associa¸cões jovens e abundânciasde l´ıtiopara aglomerados jovens de Sestito e Randich (2005). Acima: Aglomerado IC 2602 e IC 2391. No meio: α Per e NGC 2451. Abaixo: As Pleiades. Para cada painel as LDP obtidas por da Silva et al. (2009) têmidades próximasao aglomerado e émostrado como a linha mais espessa. 76 Cap´ıtulo 3. Diagnósticos de Idade

λ6708, das estrelas presentes na associa¸cão,em fun¸cão das suas respectivas temperaturas efetivas e, paralelamente, compará-lascom estrelas de aglomerados jovens com idades conhecidas atravésde outros métodos como isócronas do diagrama HR. E´ importante enfatizar que esse método sóéválido para aglomerados com idades de até100 milhões de anos, pois apósessa idade o padrão da abundância do l´ıtiona superf´ıcieda estrela muda e pode ser afetado por outros fatores como conveçcãoda estrutura interna da estrela (Martin et al., 1994), mascarando assim os resultados. Uma vez entendido esse critério, tem-se que o resultado desse levantamento amostral indica um padrãode deple¸cãodo l´ıtio observado nas estrelas que varia com a temperatura e, époss´ıvel notar pela figura 3.1 que mostra alguns resultados dos autores, os diferentes padrõesde deple¸cão(LDP de lithium depletion pattern) para cada idade. Baseando-se nesses resultados époss´ıvel aplicá-loa outros aglomerados e assim obter uma sequência de padrõesde “iso-idades” de LDP para aplicar em outras associa¸cõesjovens conforme da Silva et al. (2009) obtiveram na figura 3.2. Vale lembrar tambémque as LDP obtidas pelos autores resultam de ajustes polinomiais e as idades são obtidas por compara¸cão da distribui¸cãode l´ıtioem aglomerados jovens. O procedimento, embora pare¸caser simples àprimeira vista, exige detalhes a serem observados, como por exemplo: (i) quais sãoos passos atéa obten¸cãodo valor final da abundânciado Li? (ii) Como édeterminada a temperatura efetiva de cada estrela da associa¸cão? Esses e outros pontos merecem um tratamento um pouco mais detalhado neste trabalho, jáque sãoos parâmetros necessários ao estudo. No artigo em questão (da Silva et al., 2009), primeiramente, a determina¸cão da abundância qu´ımicado l´ıtio(ALi) éobtida utilizando os programas de Monique Spite, do Observatório de Paris-Meudon, aplicando-se os modelos de Kurucz e Castelli, ou Gustafsson, para atmosferas estelares (atualmente os modelos de Kurucz sãoos mais adotados pois come¸cam em Teff = 3500 K para o valor de temperatura efetiva). O método consiste em determinar a abundânciado l´ıtio(ALi), a partir da linha de ressonânciade 6708 A˚ do espectro observado, atravésde compara¸cãocom os cálculosteóricosdas larguras equivalentes (EW) dessa linha. Com isso a (ALi) éalterada iterativamente àmedida que a diferen¸caentre o calculado e o observado seja inferior a 0,2 mA.˚ Jáa temperatura efetiva pode ser obtida a partir dos dados observacionais dispon´ıveis na literatura. Por exemplo, se o ´ındice de cor V − I Cousins estádispon´ıvel, seja a partir Se¸cão3.1. Determina¸cãode idade atravésdo estudo da abundância qu´ımica do Li 77 de observa¸cõesdo satéliteHipparcos (preferivelmente) ou por outras fontes, ele éutilizado para determinar a temperatura efetiva (Teff ). Na sua ausência,o ´ındice de cor Johnson B −V tambémpode ser utilizado. Outros parâmetros do modelo sãomantidos fixos, como metalicidade ([Fe/H]), gravidade superficial (log g), e velocidade de microturbulência.

Figura 3.2: Compara¸cãodos ajustes polinomais das LDPs obtidas por da Silva et al. (2009). Esquerda: Ajustes polinomiais para cada associa¸cãoestudada conforme os s´ımbolos: Cha (linha sólida e triângulos cheios); TW Hydrae (linha tracejada e c´ırculos cheios); β Pictoris (linha pontilhada e diamantes); Tucana- Horologium (linha tracejada e triângulos virados para baixo); Carina (linha sólida e triângulos virados para direita); Argus (linha tracejada e pontilhada com pentágonos);e , AB Doradus (linha tracejada e hexágonos). Direita: Zoom na regiãomais fria que Teff = 4800 K onde uma separa¸cãoentre as LDP é mais evidente.

Pela figura 3.2, nota-se nitidamente os diferentes padrõesde idade para algumas das associa¸cões estudadas. Foi identificado também que não hádiferen¸caentre as LDP de 20 e 30 milhõesde anos. As idades obtidas para as associa¸cões são, em milhõesde anos: Cha- 6; TW Hydrae- 8; β Pictoris- 10; Octans- 20; Tucana Horologium- 30; Columba- 30; Carina- 30; ArgusA- 40 e AB Doradus- 70. Note que todo o procedimento envolvido nesta metodoligia requer cuidados observacionais e isso deve ser levado em conta ao se determinar ou analisar, a validade das idades 78 Cap´ıtulo 3. Diagnósticos de Idade dos objetos selecionado na base de dados. A seguir, éesbo¸cadauma breve descri¸cãosobre as técnicas alternativas de se diagnosticar a idade estelar. Como jáfoi mencionado neste trabalho, escolheu-se enfatizar a determina¸cão de idades atravésdo estudo da linha do l´ıtio; contudo, éimportante explicar brevemente como a idade de uma estrela pode ser obtida por outros métodos.

3.2 Determina¸cão de idade através de curvas de evolu¸cãojuntamente com a cinemáticaestelar

A técnica mais precisa para se obter a idade de estrelas jovens utiliza a compara¸cão do diagrama cor-magnitude (CMD, do inglês color magnitude diagram), ou diagrama Hertzprung-Russel (HR), da posi¸cãodas estrelas com as de trajetórias evolutivas teóricas pré-sequência principal. As primeiras aplica¸cõesdeste método frequentemente utilizavam gráficosda magnitude visual absoluta (MV ) versus a cor de cada estrela, como por exemplo V − I, em Barrado y Navascuéset al. (1999). Entretanto, com as publica¸cões ao longos dos anos dos catálogos 2MASS e DENIS (Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky) que contêmuma rica e precisa quantidade de dados de magnitudes aparentes na banda K, tornou-se muito mais confiável graficar a magnitude absoluta na banda K (MK ) versus o ´ındicede cor V − K, como pode ser visto na figura 3.3, obtida de Song et al. (2003). A existência e o reconhecimento de grupos coevos jovens tem aumentado bastante a aplicabilidade dos diagramas cor-magnitude. Antes da descoberta desses grupos, o procedimento para a determina¸cão da idade de uma estrela do tipo K ou M era realizado da seguinte maneira: graficava-se a estrela no diagrama, acreditando que as linhas evolutivas teóricas que se ajustavam àela deveriam ser confiáveis. Obviamente, esse procedimento nãoinspirava confian¸capor três razões: (i) existiam várias curvas teóricas evolutivas e na maioria das vezes elas nãoconcordavam exatamente entre si; (ii) a transforma¸cão cor- temperatura efetiva éalgo incerto; e (iii) nãoexistia nenhum tipo de teste estat´ıstico preciso. Mais ainda, esse procedimento éinaplicável na dedu¸cãoda idade de uma estrela do tipo espectral F ou G que játenha mais de 10 milhões de anos, jáque a essa idade e com esses tipos espectrais, a estrela jáingressou na sequência principal. De fato, excetuando os tipos espectrais M intermediário e tardio, com aproximadamente 50 milhões de anos, Se¸cão3.2. Determina¸cãode idade atravésde curvas de evolu¸cãojuntamente com a cinemática estelar 79

Figura 3.3: Magnitude absoluta na banda K versus o ´ındice de cor V − K de estrelas de sequência principal e pré-sequênciaprincipal. Todas as estrelas tem suas distânciasmedi- das pelo satéliteHipparcos. As isócronas foram obtidas atravésde modelos de evolu¸cãode metalicidade solar (Song et al., 2003) e estãograficadas no intervalo de 10 a 100 milhõesde anos.

as estrelas em um diagrama cor-magnitude jáestão situadas muito próximas àsequência principal para que as curvas de evolu¸cãoproduzam um diagnósticopreciso de idade. Por outro lado, quando um conjunto de estrelas de tipo tardio pode ser considerado como um grupo, estando ligado cinematicamente, elas irãotra¸caruma sequência no diagrama cor-magnitude ou diagrama HR (Song et al., 2003; Zuckerman et al., 2001). Essa sequência éque fornece a forma da curva teórica de uma certa idade. A idade absoluta a que corresponde esta sequência pode ser obtida e calibrada, se for poss´ıvel tra¸carretroati- vamente no sentido cinemático a trajetóriados membros do grupo atéuma região espacial de pequenas dimensões,que épossivelmente o lugar de seus nascimentos. Um exemplo claro desse procedimento pode ser visto com o grupo β Pictoris no qual teve idade determinada por esse método como aproximadamente de 12 milhõesde anos. Os detalhes deste processo estáfora do escopo deste trabalho e mais detalhes podem ser encontrados em Song et al. (2003). 80 Cap´ıtulo 3. Diagnósticos de Idade

Uma curiosidade a mais deste método éque quando estrelas de tipo espectral F e G tem as componentes UVW em comum com as estrelas pré-sequênciaprincipal do tipo K e M, juntamente com outros diagnósticos de idade consistentes, então éseguro afirmar que as quatro classes têma mesma idade. Este éo únicométodo dispon´ıvel para obter idades precisas para estrelas de campo jovens do tipo F e G. Entretanto, um ponto essencial é que a utiliza¸cãoda cinemática, isto é,do movimento espacial em comum, se faz necessário, mas não éum critétiosuficiente para estabelecer idades em comum por que muitas estrelas mais velhas podem compartilhar do mesmo movimento espacial das estrelas jovens. Então, os diagnósticos de idade, embora apenas qualitativos, sãoessenciais e devem ser usados em conjun¸cão com a cinemática.

3.3 Determina¸cão de idade através da taxa de rota¸cão e atividade estelar

E´ sabido que as estrelas diminuem a sua velocidade de rota¸cãocom o passar do tempo. Então uma componente alta de v sin i, isto é,uma estrela com rota¸cãorápida, pode ser utilizada como um indicador de idade. Mas, devido ao fato de que estrelas nascem com uma grande diversidade de taxas iniciais de rota¸cão, e porque geralmente a componente sin i édesconhecida, tem-se que v sin i é,na melhor das hipóteses, um diagnósticode idade rudimentar e qualitativo. Entretanto, vale ressaltar que uma rota¸cão rápidana presen¸cade uma zona de conveçcãoestelar sub-fotosféricagera grandes regiõesde manchas superficiais magnéticas.A modula¸cãorotacional dessas grandes manchas estelares gera uma variabilidade fotométrica de aproximadamente 0,1 magnitudes, que geralmente édetectada em estrelas jovens (Lawson et al., 2001). Por outro lado, essas manchas geram atividades que se manifestam como emissões,por exemplo, em raios-X e Hα, como pode ser visto nas figuras 3.4 e 3.5. O aprofundamento deste diagnósticode idade estáfora do escopo deste trabalho, mas cabe citar que, Pizzolato et al. (2003) apresentam resultados do estudo da rela¸cão entre emissão coronal em raios-X e a rota¸cãoestelar em uma amostra de 259 estrelas de sequênciaprincipal, com ´ındice de cor B − V no intervalo de 0,5 até2,0. Mais ainda, no trabalho de Kastner et al. (1997) foram considerados a atividade em raios-X (Lx/Lbol) para estrelas K5 e M3 com idades entre 1 milhãode anos e a idade do Sol. Seus resultados sugerem um ligeiro aumento, em média, na razão (Lx/Lbol) para estrelas com idades de 10 a 100 milhõesde anos. Contudo, as diferen¸cas nãosão suficientes Se¸cão3.3. Determina¸cãode idade atravésda taxa de rota¸cão e atividade estelar 81

Figura 3.4: Razão da luminosidade em raios-X em funcãoda bolométrica como fun¸cãodo ´ındice de cor B − V . Estrelas jovens do tipo espectral K e M frequentemente aparecem −3 saturadas com atividade de raios-X (Lx/Lbol ∼ 10 ). (Zuckerman e Song, 2004b)

Figura 3.5: Distribui¸cãode larguras equivalentes de Hα de estrelas jovens (Song et al., 2004) e de estrelas de sequencia principal (Panagi e Mathioudakis, 1993). 82 Cap´ıtulo 3. Diagnósticos de Idade para se usar essa razãopara determinar uma idade precisa para estrelas mais jovens que aproximadamente 100 Manos, devido ao largo espalhamento em (Lx/Lbol) para uma dada idade qualquer no intervalo supracitado.

Vale mencionar que em um intervalo restrito de tipos espectrais, as linhas Hα e outras linhas de emissãoópticaspodem prover uma medida um pouco mais precisa da idade ao invésda luminosidade em raios-X. Por exemplo, para tipos espectrais K intermediários e tardios (B − V ∼ 1, 1), as linhas de emissão em Hα, provavelmente iráindicar uma estrela com idade < 50 Manos (veja figura 3.5). Linhas de emissão de sódio neutro em 5890 A˚ e 5896 A˚ e de hélio neutro em 5876 A˚ e 6678 A˚ simplesmente desaparecem para estrelas do tipo M mais recentes com uma idade de ∼ 12 Manos; essas linhas podem, porém,voltar em tipos mais tardios que M3 (Song et al., 2003). Note também que, pelo que foi dito nesta se¸cãofica evidente que se a estrela possuir emissão de raios-X detectável époss´ıvel inferir que o objeto éjovem.

3.4 Determina¸cão de idade através da localiza¸cão de uma estrela de tipo espectral A sobre o diagrama cor-magnitude

No trabalho de Jura et al. (1998) foram plotados ∼ 1000 estrelas de tipo A em um diagrama cor-magnitude M −v versus B−V com os seguintes critérios: (i) todas as estrelas eram do Yale Bright Star Catalog; (ii) deveriam ter mv < 6, 5 e; (iii) deveriam estar a uma distânciade no máximo 100 pc de acordo com os dados do Hipparcos. Deste modo, foi descoberta a luminosidade correspondente àsequencia principal de idade zero (ZAMS) para estrelas do tipo A. Esta ZAMS émostrada ainda mais claramente no diagrama cor- magnitude reproduzido produzido por Lowrance et al. (2000). Embora as estrelas ZAMS do Tipo A, com idade menor que ∼ 10 Manos, populem a parte mais inferior do diagrama, algumas estrelas com idade próximas às Pleiades tambémsãoencontradas nessa região. Deste modo, mesmo que esse diagrama seja um indicador muito útilda idade de estrelas desse tipo, a precisão com que se localiza uma estrela nele nãopode ser interpretada de maneira precisa. Se¸cão3.5. Determina¸cãode idade atravésda análise da fra¸cãode luminosidade de poeira 83

Figura 3.6: Diagrama HR para estrelas do tipo A presentes no Yale Bright Star Catalog reproduzido de Jura et al. (1998) com os aglomerados estelares mais pr´oximos plotados. As linhas indicam idades em comum para os aglomerados das Hyades/Preasepe (600 Manos) e para αPer/IC 2391 (50-90 Manos). Os asteriscos indicam estrelas com idades entre 4 e 20 Manos.

3.5 Determina¸cão de idade através da análise da fra¸cão de luminosidade de poeira

Aglomerados embebidos contêmobjetos estelares jovens em vários estágios evolutivos, incluindo estrelas pré-sequênciaprincipal cercadas por discos de acre¸cãoprotoplanetários. Aglomerados são particularmente úteisem estudos estat´ısticos de tais objetos. Por exemplo, observa¸cões fotométricas e espectroscópicasno infravermelho têmsido utilizadas em estudos comparativos para investigar as naturezas f´ısicas e evolutivas de popula¸cõesem- bebidas em aglomerados, como as investiga¸cõesobservacionais do aglomerado ρ Ophiuchi que levaram àidentifica¸cãode quatro classes de objetos estelares jovens correspondendo à quatro fases de evolu¸cão estelar primitiva (Lada e Wilking, 1984). A razãodo número de objetos em vários estágios evolutivos acoplado, com as idades estelares levaram a estimati- vas de tempos de vida dos vários estados da evolu¸cão estelar primitiva, como por exemplo, as fases relativamente curtas de ∼ 104−5 anos de protoestrelas em aglomerados jovens. Dessa forma, aglomerados jovens oferecem um excelente laboratório para investigar escalas de tempo de evolu¸cão de discos protoplanetários. Tais aglomerados apresentam amostras estat´ısticamente significativas de estrelas cujas idades médiassão bem deter- 84 Cap´ıtulo 3. Diagnósticos de Idade minadas. Observa¸cõesno infra-vermelho distante de estrelas da sequência principal em aglomerados jovens e do campo indicam que, àmedida em que as estrelas evoluem, elas estãoem média,sendo orbitadas cada vez menos por pequenas part´ıculas de poeira (Habing et al., 2001; Spangler et al., 2001). Seja τ a energia total emitida por part´ıculas de poeira em órbita de uma estrela dividida pela luminosidade bolométricada mesma, então τ representa uma medida da fra¸cão de radia¸cão UV e vis´ıvel emitida pela estrela que éabsorvida pela poeira. Se τ & 0, 001, então uma dada estrela não émais velha que 100 Manos (Spangler et al., 2001), veja figura 3.7 reproduzida de Zuckerman (2001). Um exemplo da aplicabilidade deste método éo resultado do trabalho de Zuckerman e Song (2004a), que usaram esta técnica e as demais descritas anteriormente, para obter as idades de uma amostra de 58 estrelas com poeira ao seu redor, a uma distância de 100 pc do Sol. As estrelas mais jovens e próximas dessa amostra são excelentes alvos de pesquisa por imageamento, atravésde óptica adaptiva, na procura de planetas massivos em processo de resfriamento.

Figura 3.7: Energia total emitida por part´ıculasde poeira em torno de estrelas em fun¸cão de suas idades. O Sol e estrelas do tipo Vega estãograficadas como c´ırculos que representam aglomerados próximos, incluindo α Per, as Plêiades, Ursa Maior, Coma Berenices, e Hyades (Spangler et al., 2001). O valor de τ do Sol ébaseado na poeira zodiacal atéuma distância de 5 UA, e nãoinclui a contribui¸cãodo cinturãode Kuiper. A regressãolinear representada pela linha tem um inclina¸cãode −1, 75. Adaptado de Zuckerman (2001) . Se¸cão3.5. Determina¸cãode idade atravésda análise da fra¸cãode luminosidade de poeira 85

Ficou claro que a metodologia descrita nessa se¸cão émuito utilizada no estudo de discos protoplanetários circumestelares. A descri¸cãodessa classe de objetos nãose insere no contexto desse cap´ıtulo, poréméde muita importânciapara a completeza do assunto nesse trabalho. Sendo assim, uma descri¸cão desses objetos pode ser encontrada no apêndice A. 86 Cap´ıtulo 3. Diagnósticos de Idade Cap´ıtulo 4

Base de dados

4.1 Associa¸c˜oes estelares

Conforme o descrito anteriormente, o principal objetivo desse trabalho éfazer um levantamento de estrelas nos campos do satéliteCoRoT com movimentos próprios análogos (caracterizando-os assim como membros de uma associa¸cão), utilizando-se os resultados de Torres et al. (2006) e os catálogos UCAC2 e USNOB1. Após esse levantamento, seriam realizadas observa¸cões em espectroscopia Coudéno LaboratórioNacional de Astrof´ısica (LNA), de novos alvos, a fim de determinar suas velocidades radiais, tipo espectral e estimar sua idade. O in´ıciodo levantamento da base de dados teve in´ıciocom uma rápida estadia de dois dias na cidade de Itajubáem agosto de 2008, e tambémserviu para uma familiariza¸cãocom o tema abordado. O pesquisador C.A.P.C.O. Torres possui uma grande quantidade de dados sobre associa¸cõescom muitas das propriedades bem determinadas, e sua contribui¸cão serviu como ponto de partida para in´ıciode uma análise superficial sobre o que poderia ser feito com seu banco de dados. Posteriormente, foi estudada a possibilidade de um levantamento de novos alvos utilizando o banco de dados dos catálogos UCAC2 e USNOB1. Porém, uma dificuldade em um ponto crucial para o desenvolvimento do projeto surgiu: para observa¸cãode espectroscopia Coudéde alta resolu¸cão no LNA se faz necessário a utiliza¸cãode um detector CCD espec´ıfico para o tipo de trabalho proposto, ou seja, um CCD de campo maior, para que a espectroscopia de alta resolu¸cão, a ser realizada no telescópio de 1,62 m do Observatório do Pico dos Dias (OPD), seja obtida com sucesso na regiãoes- tudada, pois, com alvos novos seria necessárioestudar determinadas linhas a fim de obter

suas velocidades radiais, tipo espectral e idade. Para isso seriam utilizadas as regi˜oes Hα, 88 Cap´ıtulo 4. Base de dados

Na D λλ5950, λ6300,λ6450 que indicariam os parâmetros f´ısicos,e λ6708 para determinar a idade das estrelas. Logo, a espectroscopia em alta resolu¸cãoseria indispensável para resolver as linhas λ6708 e de Hα (λ6563) que se situam próximas. Porém, com a observa¸cao espectroscópica de alta resolu¸cão o campo de visão necessariamente émenor, e com isso a observa¸cãodas outras linhas de parâmetros f´ısicossóseria poss´ıvel com um dispositivo CCD de campo maior, que éexatamente o problema encontrado no trabalho. Entretanto, o únicoCCD de grandes dimensões existente no OPD foi acidentalmente queimado, e não foi poss´ıvel realizar as observa¸cões. De acordo com a informa¸cãoobtida em agosto de 2008 com os próprios técnicos do LNA, verificada no mêsde maio de 2009, e novamente confirmada em agosto desse mesmo ano, a compra do dispositivo jáhavia sido efetuada, mas nãohavia uma previsãopara a chegada do material devido a questõesburocráticas. Algumas sa´ıdas foram então analisadas juntamente com o orientador, jáque a realiza¸cão de eventual observa¸cão, no OPD, tornou-se inviável. Mesmo que houvesse garantias que o instrumento chegaria em meados de agosto ou setembro últimos, nãohaveria mais prazo para realizar-se pedido de tempo para o uso do telescópio. Uma das sa´ıdas encontradas seria utilizar-se outro local para realizar as observa¸cões, como por exemplo o European Southern Observatory (ESO) em La Silla, Chile, com instru- menta¸cãoFEROS, uma vez que o pesquisador C.A.P.C.O. Torres tem fácil acesso a esse telescópio. Porém, essa idéianão seguiu adiante pois foi conclu´ıdonãohaver tempo hábil restante no mestrado para realizar o levantamento de novos alvos nos catálogos UCAC2 e USNOB1 previamente citadas, organizar e submeter o pedido de tempo para o ESO, esperar pelas observa¸cõese ainda depois analisá-las.Pelos cálculosrealizados, estimou-se que mesmo se houvesse tempo hábilpara realizar o levantamento dos objetos no catálogo, e levando em conta que o pedido de tempo fosse aprovado pela comissãojulgadora, não haveria tempo suficiente para analisar os dados e redigir toda a disserta¸cão dentro do per´ıodo restante da bolsa. Vale mencionar também,que o ESO nãorenovou o aluguel dos instrumentos para os brasileiros. A outra sa´ıda,que foi a adotada, foi a realiza¸cão do levantamento completo do banco de dados jáestudado por Torres e a obten¸cão dos alvos de estudo que interessam ao campo de visibilidade do CoRoT e que se prestam ao teste proposto. Devido ao fato de o satéliteKepler jáestar em opera¸cão, o mesmo tratamento realizado para o CoRoT Se¸cão4.2. Aglomerados abertos 89 tambémfoi feito para o Kepler, tornando dessa maneira os resultados mais completos. Primeiramente foram analisados os dados das primerias associa¸cões estudadas no in´ıcio dos trabalhos; posteriormente, outros objetos apresentados neste cap´ıtulo foram também alvos de análisee sele¸cão. As associa¸cões estudadas por Torres e analisadas nesse trabalho são: AB Doradus; Argus; βPictoris; Carina; Columba; Octans; TW Hya; Uma situada na dire¸cãodo centro galáctico; e outra no anti-centro. As tabelas com os membros de cada associa¸cão encontra-se no apêndice C. O procedimento realizado com os parâmetros de cada membro estáexplicado no cap´ıtulo5, juntamente com a discussãodos resultados.

4.2 Aglomerados abertos

O principal catálogo de aglomerados abertos utilizado neste trabalho foi o DAML (Dias et al., 2002), compilado originalmente em 2002 por Dias, Alessi, Moitinho e Lépine. A partir de dados de outros catálogos, tais como o de Lynga (1985) e de Mermilliod (1995) inclu´ıdosna base de dados WEBDA, descrita mais abaixo, esses autores elaboram o que é considerado um dos principais e mais completos catálogos de aglomerados abertos. Além das coordenadas, idade, diâmetroangular aparente, excesso de cor e distânciaexistentes nos catálogos utilizados na constru¸cão do DAML, neste foram inclu´ıdos novos aglomerados, dados cinemáticose de metalicidades. A cinemáticade aglomerados abertos deste catálogo foi explorada utilizando métodos estat´ısticos de Sanders (1971) a fim de obter o movimento próprio, bem como a probabilidade de pertencer ao aglomerado, baseados em uma amostra relativamente grande de estrelas, presentes nos catálogos Hipparcus (ESA 1997) e Tycho 2 (Hog et al., 2000). Em 2006 também foram inclu´ıdosdados sobre a cinemática de boa parte dos aglomerados deduzidos por Dias e colaboradores, a partir dos dados do catálogo UCAC2 (Zacharias et al., 2004). A versão mais recente do DAML utilizada neste trabalho foi disponibilizada em abril de 2010, e consiste em uma lista de parâmetros fundamentais e cinemáticos, incluindo informa¸cõesde 1787 aglomerados abertos. Para a maioria dos aglomerados háuma tabela contendo os dados dos membros que compõemcada um. Nesta lista, estãoapresentados parâmetros como: as coordenadas equatoriais em J2000.0, magnitude no sistema UCAC (579 - 642 nm), movimento próprio(determinado atravésdo catálogo UCAC2), magnitude aparente nas bandas J, H e K, obtidas do catálogo 2MASS. 90 Cap´ıtulo 4. Base de dados

O trabalho de Dias et al. foi o resultado de uma vasta pesquisa bibliográficaso- bre aglomerados abertos, alémde parte dos resultados deduzidos de medidas feitas pelos próprios autores. O DAML éconstantemente atualizado, e devido àgrande quantidade de objetos, ele sópode ser acessado em http://www.astro.iag.usp.br/˜wilton. Vale citar que outro importante catálogo de aglomerados abertos éo WEBDA 2, uma versão web do banco de dados de estrelas em aglomerados abertos da Galáxia, conhecido como Base DonnésAmas (BDA) que foi desenvolvida em 1987 no Instituto de Astronomia da Uni- versidade de Lausanne (Su´ı¸ca)por Jean-Claude Mermilliod e émantido e atualizado por Ernest Pauzen do Instituto de Astronomia da Universidade de Vienna (Austria). Esse catálogo pode ser acessado em http://www.univie.ac.at/webda. A vasta cole¸cãode dados observacionais do WEBDA cobre significativamente mais do que 100.000 estrelas em cerca de 500 aglomerados dos catálogos NGC, IC e outros. Este banco de dados tenta listar todas as informa¸cõespublicadas de estrelas em aglomerados abertos, que podem ser úteis para determinar nãosóa qual aglomerado uma estrela pertence, mas também suas propriedades como um todo. O WEBDA foi desenvolvido para ser não apenas mais uma ferramenta eficiente para armazenar e fornecer informa¸cões, mas tambémpara proporcionar um ambiente versátilpara análisedos dados e estudo de aglomerados abertos. A base de dados inclui medidas fotométricas,na maioria dos sistemas nos quais os aglomerados jáforam observados, dados astrométricose observa¸cões espec- troscópicas. Boa parte das informa¸cõescontidas no WEBDA são fornecidas no DAML, mas em alguns casos hádivergências sobre certos parâmetros. O DAML foi escolhido como uma das ferramentas de pesquisa deste trabalho aglomerados abertos pois contém uma quantidade maior desses objetos e tambémpor possuir mais dados sobre suas idades. O procedimento realizado com esse catálogo, assim como a obten¸cão dos dados de interesse para este trabalho estãodescritos no cap´ıtulo 5. Cap´ıtulo 5

An´alise dos Dados - Resultados e Discuss˜oes

A análisedos dados apresentados no cap´ıtulo4 serádividida em quatro etapas: (i) uma breve análisesobre os campos de observa¸cão; (ii) a análise detalhada de objetos nos campos de visibilidade do CoRoT; (iii) idem para o Kepler; e (iv) sugestão de outros campos a serem observados. Por critériode simplicidade, a análise érealizada com o aux´ılio de gráficos,o que significa que os dados sãotratados atravésde proje¸cões polares celestes. Dessa forma, a filtragem dos dados em fun¸cão dos parâmetros das janelas de observa¸cão dos satélitesmencionados no cap´ıtulo2 se torna muito simples. Deve-se citar tambémque a filtragem dos dados pelo critériode magnitude visual aparente, V , érealizada em um momento anterior àrealiza¸cõesdas proje¸cões, quando dados de associa¸cõesestelares forem analisados. Na próxima se¸cão,seráapresentado de que maneira os campos de visibilidade de cada satélitese desenham nas proje¸cõespolares celestes. Na sequência,serámostrada a análise e sele¸cãopara janela de observa¸cãodo satélite CoRoT e posteriormente para os mesmos dados, de maneira semelhante, para o Kepler. Por último, seráapontado a possibilidade de realiza¸cãodo mesmo estudo para outros campos de observa¸cão.

5.1 Os campos de visibilidade do CoRoT e do Kepler

Antes de prosseguir com a análisedos dados, faz-se necessário apresentar como as janelas de observa¸cãodos satélitesCoRoT e Kepler se desenham nas proje¸cões polares celestes. A figura 5.1 mostra como os “olhos” do CoRoT se projetam no céu, nos hemisférios norte (esquerda) e sul (direita). Lembre-se que a dire¸cãodos centros dos campos de observa¸cão desse satélitesão6h50m e 18h50m, centrados no equador (δ = 0o) com uma 92 Cap´ıtulo 5. Análise dos Dados - Resultados e Discussões abertura de 10o de raio.

Figura 5.1: Proje¸cões polares celestes para os hemisfériosnorte (esquerda) e sul (direita). A região delimitada em linhas vermelhas correspondem àsjanelas de observa¸cãonorte e sul do CoRoT, direita e esqueda respectivamente.

Do mesmo modo, a figura 5.2 mostra como o “olho” do Kepler se projeta no céu. Lembre-se também que a dire¸cão de observa¸cãodesse satélite écentrada em α = 19h22m40s e δ = +44o30’00” e tem um campo de 105 graus quadrados de observa¸cão, conforme a figura 2.11. Uma vez entendidos e situados os campos nas proje¸cõespolares celestes, époss´ıvel dar sequência àanálise das associa¸cões e aglomerados abertos contidos no banco de dados, conforme mencionado anteriormente.

5.2 Análisee sele¸cãodos dados para os campos de observa¸cão do CoRoT

Seguindo o cronograma do projeto, a análiseéiniciada com as primeiras associa¸cões apresentadas na reuniãode agosto de 2008 com o pesquisador C.A.P.C.O. Torres. Essas associa¸cões são: AB Doradus, Argus, β Pictoris, Carina, Columba, Octans e TW Hya. Todas elas possuem idades bem determinadas pelo grupo do colaborador e servem como ponto de partida. Como feito na se¸cão anterior, nas figuras 5.3 até5.7 estão representadas as proje¸cões polares celestes de cada associa¸cãopresente no banco de dados, para os hemisférios norte Se¸cão5.2. Análisee sele¸cãodos dados para os campos de observa¸cãodo CoRoT 93

Figura 5.2: Proje¸cãopolar celeste para o hemisférionorte com a regiãodelimitada em linhas verdes correspondentes àjanela de observa¸cãodo Kepler.

Figura 5.3: Proje¸cões polares celeste para os hemisfériosnorte (direita) e sul (esquerda) das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸cãoAB Doradus de ∼ 70 milhões de anos. A regiãodelimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT. e sul (quando houver ambos), mostrando quais estrelas se situam no campo de visibilade do satéliteCoRoT. Os dados exibidos nessas proje¸cões jáestão filtrados pelo critério de magnitude de observa¸cão (11, 5 ≤ V ≤ 16), sórestando assim a sele¸cãopelo critériodas coordenadas (α,δ) dos campos de observa¸cão, que émostrado em cada figura. A primeira observada éAB Doradus de ∼ 70 Manos. Note que, observando a quan- 94 Cap´ıtulo 5. Análise dos Dados - Resultados e Discussões tidade de elementos presentes na tabela C.1 juntamente com os critérios de sele¸cão do satéliteCoRoT, nãosobram muitas estrelas, e dessas, nenhuma estápresente nos campos de observa¸cão. Portanto, nessa associa¸cão, com idade apropriada para forma¸cãode planetas rochosos, nãohácandidatos-alvo para observa¸cãonesse telescópio.

Figura 5.4: Proje¸cãopolar celeste para o hemisfériosul das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸cão Argus de ∼ 40 milhões de anos. A regiãodelimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT.

Observando a figura 5.4 da proje¸cãopolar celeste da associa¸cãoArgus, que possui objetos somente no hemisfério sul, percebe-se que acontece fato idêntico àassocia¸cãoAB Doradus. Note também que o resultado para a associa¸cãoArgus revela que quase todos os alvos úteisestãoconcentrados em uma região com declina¸cõesentre -50o e -60o, rep- resentando dessa forma, uma janela de 10o poss´ıvel e interessante para futuras missões de observa¸cãona dire¸cão α = 8h40m. Note tambémque tal fato não acontece com as associa¸cões AB Doradus, β Pictoris, Carina, e Tw Hya, onde alvos que estão espalhados no plano de ascen¸cãoreta e declina¸cão, tambémnãoestão contidos nos “olhos” do CoRoT, como mostrados nas figuras 5.5 até5.7. Mais ainda, analisando as proje¸cõesdas figuras 5.8 e 5.9 correspondentes àsassocia¸cões de Carina e Octans, respectivamente, époss´ıvel notar que, após a aplica¸cãodos critérios de sele¸cão do satéliteem questão,sórestou um alvo em cada uma delas, e alémdisso eles estãodistantes do campo de observa¸cão. Embora todas as associa¸cõespreviamente analisadas não retornaram nenhum resultado Se¸cão5.2. Análisee sele¸cãodos dados para os campos de observa¸cãodo CoRoT 95

Figura 5.5: Proje¸cões polares celestes para os hemisférios norte (direita) e sul (esquerda) das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸cão β Pictoris de ∼ 10 milhõesde anos. A regiãodelimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT.

Figura 5.6: Proje¸cãopolar celeste para o hemisfériosul das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸cão Columba de ∼ 30 milhões de anos. A regiãodelimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT. aproveitável, elas serviram para um simples propósito:familiariza¸cão com a metodologia de sele¸cão de alvos. Contudo, em meados de setembro de 2008, C.A.P.C.O Torres comunicou que tinha identificado duas associa¸cõesno seu catálogo, SACY, que se situavam nos campos de observa¸cãodo CoRoT, uma na dire¸cão centro (α =18h50m) e outra na do anti-centro galáctico(α =6h50m). O único problema da primeira associa¸cão éque ela não tinha a 96 Cap´ıtulo 5. Análise dos Dados - Resultados e Discussões

Figura 5.7: Proje¸cãopolar celeste para o hemisfériosul das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸cão TW Hya de ∼ 30 milhões de anos. A regiãodelimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT.

Figura 5.8: Proje¸cãopolar celeste para o hemisfériosul das estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸cão Carina de ∼ 30 milhõesde anos. A regiãodelimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT. idade bem determinada, mas poderia-se supor como sendo composta de estrelas jovens (Torres, comunica¸cão privada). A associa¸cão do anti-centro tem uma idade estimada em 70 Manos. A figura 5.10 mostram as proje¸cõespolares celestes de cada hemisfériopara as estrelas com 11, 5 ≤ V ≤ 16 da associa¸cãolocalizada na região do centro galáctico, e a figura 5.11 mostra o mesmo resultado para a associa¸cãolocalizada no anti-centro, que Se¸cão5.2. Análisee sele¸cãodos dados para os campos de observa¸cãodo CoRoT 97

Figura 5.9: Proje¸cãopolar celeste para o hemisfério sul da associa¸cãoOctA de ∼ 20 milhões de anos. A regiãodelimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT. possui objetos somente no hemisférionorte com V no intervalo citado.

Figura 5.10: Proje¸cões polares celestes para os hemisfério norte (direita) e sul (esquerda) de uma associa¸cão do catálogo SACY localizada na regiãodo centro da Galáxia. A regiãodelimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT.

Pela análise das figuras 5.10 até5.11 époss´ıvel notar que a associa¸cãolocalizada no centro galáctico tem quatro alvos aproveitáveis para observa¸cão,trêsno hemisférionorte e um no sul; e para a associa¸cão localizada na dire¸cão do anti-centro galáctico têm-se mais dois alvos pass´ıveis de observa¸cão. As tabelas 5.1 e 5.2 mostram as coordenadas e a magni- 98 Cap´ıtulo 5. Análise dos Dados - Resultados e Discussões

Figura 5.11: Proje¸cãopolar celeste para o hemisfério sul de uma associa¸cãode ∼ 70 Manos do catálogo SACY localizada na regiãodo anti-centro da Galáxia.A regiãodelimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT. tudes aparentes dos resultados de cada uma dessas associa¸cões. E´ importante lembrar que a associa¸cãolocalizada no centro galácticonãotem ainda uma idade bem determinada, mas, uma vez que esse parâmetroseja obtido em estudos futuros, fica registrado neste trabalho, poss´ıveis alvos para observa¸cãocom satélitee que servirãopara o propósitoaqui estudado. Outro ponto importante: as estrelas da associa¸cãode ∼ 70 Manos localizada na região do anti-centro galácticopossuem idade suficiente para terem eventualmente planetas rochosos. Com isso, a sele¸cãode objetos estelares para observa¸cãopelo CoRoT, relacionados às associa¸cões, estáfeita. Os seis resultados mostrados nas tabelas 5.1 e 5.2 mostram todos os parâmetros necessários dos objetos que podem ser propostos àobserva¸cão. Note que, apesar da grande quantidade de dados utilizados conforme descrito no cap´ıtulo 4, apenas seis objetos atendem aos propósitos deste trabalho.

Tabela 5.1 - Objetos estelares aproveitáveis da associa¸cãolocalizada no centro galáctico (SACY), pass´ıveis de observa¸cãopelo satélite CoRoT.

oo Nome α2000 (hh mm ss) δ2000 ( ’ ’ ””) V Tipo Espectral

0450 0064 18 32 18,9 +02 14 54 11,76 N/D 1026 1952 18 47 25,6 +08 41 07 12,22 N/D Continua na próximapágina. . . Se¸cão5.2. Análisee sele¸cãodos dados para os campos de observa¸cãodo CoRoT 99

Tabela 5.1 - Continua¸c˜ao

oo Nome α2000 (hh mm ss) δ2000 ( ’ ’ ””) V Tipo Espectral

5115 0069 18 58 14,4 +00 27 00 11,65 N/D 5129 0396 19 08 42,4 -01 00 05 12,12 N/D

Tabela 5.2 - Objetos estelares aproveitáveis da associa¸cãode ∼ 70 Manos localizada no anti-centro galáctico(SACY), pass´ıveis de observa¸cãopelo satéliteCoRoT.

oo Nome α2000 (hh mm ss) δ2000 ( ’ ’ ””) V Tipo Espectral

G4813 0908 M 06 53 24,1 -06 33 13 11,80 G8IV-V 4809 1845 M 06 56 09,6 -04 59 48 11,67 G3V

Com o objetivo de enriquecer mais os resultados, foi necessário buscar outros bancos de dados de estrelas jovens. De acordo com o cap´ıtulo4 a análise foi estendida para o catálogo de aglomerados jovens ládescrito (DAML). Com efeito, a tabela 5.3 mostra os resultados obtidos para o campo de observa¸cões do CoRoT. Nessa tabela sãomostrados os parâmetros de cada aglomerado aproveitável tais como: nome, coordenadas, distância, extin¸cão (EBV ) e idade. A análisecom os aglomerados foi basicamente a mesma realizada com as associa¸cões, mas devido ao fato das estrelas do primeiro grupo estarem mais concentradas em uma dada regiãodo céu,ao contrário do segundo, tem-se que nesse caso a filtragem por posi¸cão aconteceu antes da filtragem por magnitudes, ou seja, primeiramente foi realizada uma filtragem com as coordenadas dos aglomerados (α e δ), diretamente da tabela do banco de dados; em seguida os aglomerados foram filtrados por idade atéo limite de 80-90 Manos (log t ∼ 7, 90 − 7, 95); na sequênciaforam realizadas as proje¸cõespolares celestes desses aglomerados a fim de verificar suas posi¸cõesem rela¸cão aos “olhos” do CoRoT; e por fim, foi realizada a filtragem por magnitude das estrelas de cada aglomerado aproveitável, para obter os resultados que atendam os propósitos deste trabalho. 100 Cap´ıtulo 5. Análise dos Dados - Resultados e Discussões

Tabela 5.3 - Aglomerados abertos do catálogoDias et al. 2002 (cf. cap´ıtulo 4), contidos no campo de observa¸cãosatélite CoRoT. O objetos com a etiqueta N na última coluna, são aqueles que nãopossuem dados de seus elementos dispon´ıveis para análise.

oo Nome α2000 (hh mm ss) δ2000 ( ’ ’ ””) Distˆancia (pc) EBV Idade (log t) Disponibilidade

Centro gal´actico NGC 6611 18 18 48 -13 48 24 1800 0,8 6,11 N NGC 6604 18 18 03 -12 14 30 1696 0,97 6,81 S NGC 6683 18 42 13 -06 12 42 1197 0,54 7 N NGC 6664 18 36 37 -07 48 48 1164 0,709 7,162 N Bica 3 18 26 04 -13 03 32 1640 2,18 7,4 N Berkeley 82 19 11 20 +13 07 06 860 1,021 7,493 S Collinder 359 18 01 06 +02 54 00 249 0,193 7,506 N NGC 6649 18 33 27 -10 24 12 1369 1,201 7,566 S NGC 6755 19 07 49 +04 16 00 1421 0,826 7,719 S NGC 6756 19 08 42 +04 42 18 1507 1,18 7,79 S Berkeley 79 18 45 12 -01 13 00 2300 1,19 7,81 S Trumpler 35 18 42 54 -04 08 00 1206 1,218 7,862 S NGC 6704 18 50 45 -05 12 18 2974 0,717 7,863 N Basel 1 18 48 12 -05 51 00 2178 0,482 7,893 S NGC 6694 18 45 18 -09 23 00 1600 0,589 7,931 S Anti-centro gal´actico Bochum 2 06 48 54 +00 23 00 2661 0,831 6,665 N Dolidze 25 06 45 06 +00 18 00 6800 0,8 6,8 S NGC 2244 06 31 55 +04 56 30 1445 0,463 6,896 S NGC 2264 06 40 58 +09 53 42 667 0,051 6,954 S ASCC 24 06 28 44 -07 01 12 400 0,14 6,96 N Collinder 107 06 37 42 +04 44 00 1738 0,54 7 S Collinder 96 06 30 18 +02 52 00 962 0,51 7,031 S NGC 2169 06 08 24 +13 57 54 1052 0,199 7,067 N NGC 2302 06 51 55 -07 05 00 1500 0,23 7,08 S NGC 2343 07 08 06 -10 37 00 1056 0,118 7,104 N Alessi 21 07 10 47 -09 20 12 500 0,07 7,47 N NGC 2232 06 27 15 -04 45 30 359 0,03 7,727 N NGC 2186 06 12 07 +05 27 30 1445 0,272 7,738 S Platais 6 06 15 26 +03 50 42 348 7,78 N NGC 2401 07 29 24 -13 58 00 5888 0,35 7,8 N Berkeley 28 06 52 12 +02 56 00 2557 0,761 7,846 S NGC 2345 07 08 18 -13 11 36 2251 0,616 7,853 N Bochum 3 07 03 24 -05 03 00 1762 0,24 7,89 S NGC 2353 07 14 30 -10 16 00 1119 0,072 7,974 N

E´ importante explicar que a filtragem por magnitudes, nesse caso, necessitou de uma Se¸cão5.2. Análisee sele¸cãodos dados para os campos de observa¸cãodo CoRoT 101 aten¸cão especial. Conforme descrito no cap´ıtulo4, o catálogo de aglomerados analisados foi elaborado com aux´ıliodo catálogo de estrelas UCAC2. Foi desse catálogo que se obteve os parâmetros de cada estrela presente em um dado aglomerado. O problema encontrado éque esse catálogo nãofornece a magnitude aparente na banda V das estrelas, mas somente nas bandas J, H e K que foram determinadas pelo (2MASS), o que não éaplicável diretamente a este trabalho. Para solucionar esse problema foi realizado um contato com o pesquisador Marcelo Assafin, do Observatóriodo Valongo (OV-UFRJ), que trabalhou com o catálogo UCAC2. A solu¸cão encontrada foi a seguinte: como os parâmetros das estrelas dos aglomerados do catálogo utilizado se baseia no dados do UCAC2, a idéiaseria atualiza-los com base no catálogo UCAC3, mais recente. No banco de dados do UCAC3 é poss´ıvel obter, alémdas magnitudes nas bandas J, H e K, as magnitudes nas bandas B, R e I que foram extra´ıdas do projeto SuperCosmos (Hambly et al., 2001). A magnitude na banda V não estádispon´ıvel. Porémo trabalho de Natali et al. (1994), com fotometria dos filtros UBVRI Johnson-Cousins em estrelas de aglomerados abertos, mostra uma rela¸cão entre os ´ındices de cor (B − I) e (B − V ):

(B − I) = 2, 36(B − V )

Com isso, uma vez obtidas as magnitudes B e I do catálogo UCAC3 pode-se obter a magnitude na banda V, que éo parâmetro desejado. Note que, todo esse procedimento produz um certo grau de incerteza no resultado. Analisando o catálogo UCAC3, foi encontrada que a incerteza nas magnitudes B e I éde 0,3. No trabalho de Natali et al. (1994) não foi encontrada um valor preciso sobre qual seria a incerteza envolvida nos seus cálculos. Levando-se em conta esses fatores, e realizando a propaga¸cão usual de erros, chegou-se a conclusãoque o valor final da magnitude na banda V tem uma incerteza de 0,5 magnitude. Lembre-se tambémque, alémde tudo que foi dito acima, éimportante realizar essa análise em estrelas de sequênciaprincipal, que éo propósito deste trabalho, e também do catálogo SACY, conforme mencionado no cap´ıtulo4. Na análiserealizada anteriormente com as estrelas das associa¸cões,essas jáhaviam sido selecionadas por esse critério (SACY), porém,quando se analisa as estrelas de um aglomerado qualquer énecessário impor mais esse v´ınculono processo de sele¸cão, pois, um aglomerado de estrelas contém objetos de diferentes tipos espectrais. Ora, como a distânciados aglomerados éconhecida, 102 Cap´ıtulo 5. Análise dos Dados - Resultados e Discussões

assim como a extin¸cão EBV , pode-se usar a equa¸cãodo módulode distância corrigida pelo avermelhamento (equa¸cão 5.1):

MV = V − 5 log d(pc) + 5 − AV (5.1) onde AV éo avermelhamento e écalculado utilizando a extin¸cão EBV atravésda expressão:

AV = 3, 2EBV . Obtém-se assim a magnitude absoluta na banda V e, com o aux´ıliodo sistema de calibra¸cãoMK para classifica¸cão de estrelas, conforme tabela 5.4 (Cox, 1999), selecionar as estrelas de sequência principal de tipos espectrais F, G, K, M.

Tabela 5.4 - Sistema de calibra¸cãoMK para classifica¸cãoespectral de estrelas (Cox, 1999).

Tipo Espectral MV

SequênciaPrincipal, V O5 -5,7 O9 -4,5 B0 -4 B2 -2,45 B5 -1,2 B8 -0,25 A0 +0,65 A2 +1,3 A5 +1,95 F0 +2,7 F2 +3,6 F5 +3,5 F8 +4 G0 +4,4 G2 +4,7 G5 +5,1 G8 +5,5 K0 +5,9 K2 +6,4 K5 +7,35 M0 +8,8 M2 +9,9 M5 +12,3 Gigantes, III G5 +0,9 G8 +0,8 K0 +0,7 K2 +0,5 K5 -0,2 M0 -0,4 M2 -0,6 M5 -0,3 Supergigantes, I O9 -6,5 B2 -6,4 B5 -6,2 B8 -6,2 A0 -6,3 A2 -6,5 A5 -6,6 F0 -6,6 F2 -6,6 F5 -6,6 Continua na próximapágina. . . Se¸cão5.2. Análisee sele¸cãodos dados para os campos de observa¸cãodo CoRoT 103

Tabela 5.4 - Continua¸c˜ao

Tipo Espectral MV

F8 -6,5 G0 -6,4 G2 -6,3 G5 -6,2 G8 -6,1 K0 -6 K2 -5,9 K5 -5,8 M0 -5,6 M2 -5,6 M5 -5,6

Note que, analisando a tabela 5.4, as estrelas do tipo F, G, K e M de sequênciaprincipal serãoaquelas com MV > 2, 7. Portanto, com este últimopasso de filtragem dos dados, o procedimento de análise para as estrelas dos aglomerados da tabela 5.3 fica completa. Nessa mesma tabela, a última coluna mostra duas etiquetas: “S” de sim ou “N” de não, que informam se os aglomerados possuem informa¸cõessobre seus membros dispon´ıveis no banco de dados para análise,cf. Dias et al. (2002). Fixado isso, a figura 5.12 mostra as proje¸cõespolares celestes dos hemisférios norte e sul dos aglomerados da tabela 5.3 que contêmdados (S) a serem analisados pelo filtro de magnitudes. Pela tabela 5.3 e pela figura 5.12 époss´ıvel identificar os 18 aglomerados a serem analisados pelo filtro de magnitudes. As tabelas com as estrelas analisadas para cada aglomerado se encontram no apêndiceD1. Ao examiná-laséposs´ıvel perceber que nem todas possuem alvos aproveitáveis para observa¸cão do CoRoT. Esse último processo de

filtragem se procedeu da seguinte maneira: apóscalculadas as magnitudes V e MV , as estrelas de cada aglomerado foram ordenadas de maneira que as magnitudes estivessem em ordem crescente; com isso foi poss´ıvel selecionar as estrelas que contêm V entre 11,5 e

16 magnitudes e MV > 2, 7. Os objetos contidos nesses intervalos são os alvos selecionados para observa¸cão. Também foi citado anteriormente, que o erro no cálculodo valor das magnitudes analisadas éde 0,5 magnitude, e com isso, foi poss´ıvel selecionar nas amostras estrelas com V entre 11 e 11,5 com MV entre 2,2 e 2,7 magnitudes, e outras com V entre

16 e 16,5 que possuam MV > 2, 7 magnitudes. Logo, a sele¸cão dos alvos aproveitáveis está feita, levando-se em conta margens de erro. Os resultados de todos esses alvos encontram-se

1 A versãocompleta encontra-se sob forma eletrônica (CD) em anexo 104 Cap´ıtulo 5. Análise dos Dados - Resultados e Discussões

Figura 5.12: Proje¸cões polares celestes para os hemisférios norte (direita) e sul (esquerda) dos aglomerados abertos do catálogoDAML (Dias et al., 2002), cf. cap´ıtulo 4, contidos no campo de observa¸cãosatélite CoRoT, e que possuem dados de seus elementos dispon´ıveis para análise. A regiãodelimitada pelas linhas vermelhas correspondem ao olhos do CoRoT. no apêndice E2 nas tabelas E.1 para o centro galáctico, e E.2 para o anti-centro. Uma vez realizada a sele¸cãoproposta, a últimaetapa restante éa identifica¸cãodos alvos em que se poderáencontrar planetas gigantes e/ou rochosos. Analisando novamente a tabela 5.3, juntamente com os resultados das tabelas do apêndiceE, nota-se que os aglomerados NGC 6604, NGC 6649, NGC 6756, Berkeley 79, Trumpler 35, Dolidze 25, e Berkeley 28, nãoforneceram em alvos que atendessem os requisitos de sele¸cão por magnitudes. Por outro lado, os aglomerados NGC 2244 de 7,87 Manos, NGC 2264 de 8,99 Manos, Collinder 107 de 10 Manos, Collinder 96 de 10,74 Manos, e NGC 2302 de 12,02 Manos contêmalvos onde deve-se encontrar somente planetas gigantes gasosos, de acordo com o cap´ıtulo1. Nos aglomerados relativamente mais velhos, que contêmalvos aproveitáveis, tais como: NGC 6755 de 52,36 Manos, Basel 1 de 78,16 Manos, NGC 6694 de 85,31 Manos, NGC 2186 de 54,70 Manos, NGC 2422 de 72,61 Manos e Bochum 3 de 77,62 Manos, deve-se encontrar planetas rochosos e gasosos. Portanto a etapa de sele¸cão de alvos a serem observados pelo CoRoT estáfeita, e com isso, os eventuais resultados observacionais servirãode teste para

2 A versãocompleta encontra-se sob forma eletrônica (CD) em anexo Se¸cão5.3. Análisee sele¸cãodos dados para os campos de observa¸cãodo Kepler 105 as escalas de tempo de forma¸cãoplanetária propostos nos modelos correntes (Zuckerman e Song, 2004b).

5.3 Análisee sele¸cãodos dados para os campos de observa¸cão do Kepler

O processo de análisee sele¸cão de alvos para o satéliteKepler éidêntico ao que foi apresentado na se¸cão anterior, no que diz respeito àbase de dados utilizada e às etapas de filtragem. As duas únicasdiferen¸cas nessa parte da análise são: a sele¸cão de alvos por coordenadas de observa¸cão, que para o Kepler estãocentradas em α = 19h22m40s e δ = +44o30’00” conforme figura 2.11; e ao intervalo de magnitudes na banda V observada, que estáentre 9 e 14 magnitudes. Do mesmo modo que foi realizado para o CoRoT, a análise para o Kepler éiniciada com as mesmas associa¸cõesestelares, mas como esse satélitesóobserva alvos no hemisfério norte, tem-se que as únicasassocia¸cões válidas para esse propósito sãoAB Doradus e β Pictoris, de ∼ 70 Manos e ∼ 10 Manos respectivamente. As figuras 5.13 e 5.14 mostram as proje¸cõespolares celestes das estrelas, com V entre 9 e 14, dessas associa¸cões.

Figura 5.13: Proje¸cãopolar celeste para o hemisférionorte das estrelas com 9 ≤ V ≤ 14 da associa¸cão AB Doradus de ∼ 70 milhõesde anos. A regiãodelimitada pelas linhas verdes correspondem ao “olhos” do Kepler.

Note que em ambas associa¸cõesnão háestrelas contidas no campo de observa¸cão do telescópioem questão, e portanto, dentre esses objetos com idades apropriadas para 106 Cap´ıtulo 5. Análise dos Dados - Resultados e Discussões

Figura 5.14: Proje¸cãopolar celeste para o hemisférionorte das estrelas com 9 ≤ V ≤ 14 da associa¸cão β Pictoris de ∼ 10 milhõesde anos. A regiãodelimitada pelas linhas verdes correspondem ao “olhos” do Kepler. forma¸cãode planetas gasosos (β Pic), e/ou rochosos (AB Doradus), nãohácandidatos- alvo para observa¸cões.Como essas duas associa¸cões sãoas únicas do banco de dados que se adequaram ao requisitos de observa¸cão do Kepler, tem-se que a análiserelacionada às associa¸cões estáencerrada. Analogamente ao que foi realizado na se¸cãoanterior, a análisepara o Kepler também foi estendida para o catálogo dos aglomerados abertos jovens DAML (Dias et al., 2002), cf. cap´ıtulo 4. O processamento de dados dos aglomerados para o Kepler foi o mesmo realizado para o CoRoT, ou seja, realizou-se uma filtragem com as coordenadas dos aglomerados (α e δ), diretamente da tabela do banco de dados; em seguida os aglomerados foram filtrados por idade atéo limite de 80-90 Manos (log t ∼ 7, 90 − 7, 95); na sequênciaforam realizadas as proje¸cõespolares celestes desses aglomerados a fim de situa-los no campo do Kepler; e por fim, foi realizada a filtragem por magnitude das estrelas de cada aglomerado aproveitável, com o mesmo procedimento jáexplicado na se¸cãoanterior. A tabela 5.5 mostra os resultados obtidos para o campo de observa¸cões do Kepler. Nela são mostrados os parâmetros de cada aglomerado aproveitável tais como: nome, coordenadas, distância, extin¸cão (EBV ) e idade. Se¸cão5.3. Análisee sele¸cãodos dados para os campos de observa¸cãodo Kepler 107

Tabela 5.5 - Aglomerados abertos do catálogoDias et al. 2002 (cf. cap´ıtulo 4), contidos no campo de observa¸cãosatéliteKepler. Os objetos com a etiqueta N na última coluna, são aqueles que nãopossuem dados de seus membros dispon´ıveis para análise.

oo Nome α2000 (hh mm ss) δ2000 ( ’ ’ ””) Distˆancia (pc) EBV Idade (log t) Disponibilidade

Stephenson 1 18 53 30 36 55 00 390 0,04 7,731 N Basel 6 20 06 48 38 21 00 1548 0,58 7,977 S

Figura 5.15: Proje¸cãopolar celeste dos aglomerados abertos Stephenson 1 e Basel 6. A regiãodelimitada pelas linhas verdes correspondem ao “olhos” do Kepler. Nenhum dos objetos estãocontidos nessa região.

Note pela tabela 5.5, que somente dois aglomerados atendem àsrestri¸cões de observa¸cõesdo Kepler, e somente um tem seus membros dispon´ıveis no catálogo para análise, Basel 6. Mais ainda, este aglomerado tem idade estimada de ∼ 99,3 Manos apropriada para identificar planetas gigantes gasosos e rochosos jáformados. A figura 5.15 mostra a proje¸cãopolar celeste desses dois aglomerados juntamente com a janela de observa¸cãodo Kepler, e époss´ıvel notar que nenhum dos objetos da tabela 5.5 estãocontidos no campo de visibilidade, e com isso não hácandidatos-alvo dispon´ıveis no catálogo DAML a serem observados pelo Kepler, encerrando assim análise para esse telescópio. 108 Cap´ıtulo 5. Análise dos Dados - Resultados e Discussões

5.4 Outros campos de observa¸c˜ao

Na se¸cão 5.2 foi discutido que a associa¸cão Argus de ∼ 40 Manos, não possui objetos no campo de observa¸cão do CoRoT, mas contémuma concentra¸cão de estrelas em uma região de 10o centrada na dire¸cões α = 8h40m e δ = -55o. Se alguma missão observacional, que tenha objetivos semelhantes àsmissõesCoRoT e Kepler, puder observar um campo nessa dire¸cão, fica registrado neste trabalho que existem poss´ıveis alvos para serem observados, e com idade conhecida que se adequam ao teste do modelo de forma¸cãoplanetária mencionado anteriormente. O mesmo racioc´ıniopode ser feito para os dados do catálogo de aglomerados abertos utilizado neste trabalho. Levando-se em conta somente a idade como critério de sele¸cão, pode-se sugerir poss´ıveis janelas de observa¸cãoque contenham aglomerados entre 10 Manos e 90 Manos aproximadamente. Esse resultado estámostrado na tabela 5.6, e os objetos contidos em cada dire¸cãoestãodispon´ıveis na tabela E.3, no apêndiceE. Deste modo, sugere-se outros campos para a observa¸cão em missões futuras que poderão tambémanal- isar a validade dos modelos de forma¸cãoplanetária.

Tabela 5.6 - Dire¸cões de outros campos de observa¸cãosugeridas, baseado no catálogode aglomerados abertos (DAML) com idades entre 10 e 90 Manos aproximadamente.

oo o α2000 (hh mm ss) δ2000 ( ’ ’ ””) Raio angular do campo ( )

00 50 -60 8 01 40 -60 5 02 25 -58 3 05 27 +03 3 05 38 +30 5 07 50 -27 3 08 20 -55 10 12 20 -65 10 13 50 -62 10 16 40 -49 10 17 35 -32 4 20 10 +37 5 22 00 +59 8 23 20 +60 10 Cap´ıtulo 6

Conclus˜oese Perspectivas

Com o intuito de testar os modelos correntes de forma¸cãoplanetária(Zuckerman e Song, 2004b), foi proposto neste trabalho selecionar estrelas jovens para serem observadas com a inten¸cãode serem detectados poss´ıveis sistemas planetários em forma¸cão,utilizando os satélitesCoRoT e Kepler. Ao mesmo tempo, propõe-sediferenciar objetos com possibilidade de possuirem planetas gigantes gasosos, com per´ıodo de forma¸cão da ordem de ∼ 10 Manos, daqueles com planetas terrestres onde o per´ıodo de forma¸cão é ∼ 30 Manos. Com isso, as estrelas selecionadas devem ter idades de dezenas de milhõesde anos apenas. Em rela¸cão àidade, um dos objetivos neste trabalho era entender como esse parâmetro poderia ser estimado para um grupo de estrelas (aglomerado aberto ou associa¸cão), utilizando- se dados sobre abundâncias qu´ımicasdo l´ıtionessas estrelas. Isso époss´ıvel devido àfacil- idade do l´ıtio ser destru´ıdona fase pré-sequencia principal, a temperaturas superiores 2,5 106 K. Obviamente a sua taxa de destrui¸cãodepende da massa da estrela, e estudando estrelas da sequênciaprincipal de tipo espectral F atéM, époss´ıvel realizar um levantamento de como a abundância desse elemento varia com a luminosidade e temperatura da estrela. Ficou claro que esse tipo de amostra gera um padrãode deple¸cãodo l´ıtio; obtendo-se várias amostras para diferentes aglomerados de estrelas em que se conhe¸cam as idades, époss´ıvel então determinar padrõesde isoidades para o modelo de deple¸cãodo l´ıtioe, com isso, gerar um modelo qualitativo para se obter idades de associa¸cõesestelares, onde outros métodos de determina¸cãoda idade nãosãoaplicáveis. As idades das associa¸cões analisadas neste trabalho foram determinadas dessa maneira a partir do trabalho de da Silva et al. (2009). Com a impossibilidade de se realizar medidas espectroscópicas da linha do l´ıtioem λ6708, para estrelas de associa¸cões presentes nos campos dos satélites CoRoT e Kepler, 110 Cap´ıtulo 6. Conclusões e Perspectivas optou-se pela realiza¸cãode um levantamento na literatura de objetos jovens existentes em associa¸cõescom idades bem determinadas. O pesquisador C.A.P.C.O. Torres vem, ao longo dos anos, estudando esses tipos de objetos, e portanto, sua base de dados (Torres et al., 2008) foi o ponto de partida deste trabalho. E como o objetivo passou a ser a sele¸cão de sistemas planetários jovens em estrelas com idades conhecidas, o catálogo DAML de Dias et al. 2002 de aglomerados abertos tambémfoi um banco de dados intitulado neste trabalho. Portanto, o objetivo do trabalho passou a ser a sele¸cãode poss´ıveis sistemas planetários jovens a serem observados pelo método de trânsitospelos satélitesmencionados acima, nas amostras de estrelas em associa¸cõese em aglomerados jovens, com idades de no máximo ∼ 80-90 Manos, onde as estrelas com idades próximas a 10 Manos seriam identificadas como sendo candidatas-alvo de possuirem somente planetas gigantes gasosos, e as demais, com idades de algumas dezenas de Manos, a possuirem tambémplanetas terrestres. A idade dos objetos analisados foi extendida até ∼80 Manos, pois acredita-se (Zuckerman e Song, 2004b) que algumas estrelas ainda possam possuir discos de poeira circunstelar nessa idade. Existem trabalhos, como por exemplo Zuckerman (2001), que adotam esse limite como sendo de ∼ 100 Manos, mas neste trabalho decidiu-se não extrapolar a análise atéesse limite. A sele¸cão dos alvos se baseou também nas caracter´ısticas particulares do satélitesCoRoT e Kepler tais como: intervalo de magnitudes observadas por cada um; e posi¸cão(α e δ) dos campos de observa¸cão. Lembre-se que o CoRoT observa nas dire¸cõesno centro e anti-centro galáctico, e o Kepler em uma dire¸cão entre as constela¸cões de Cygnus e Lyra. A sele¸cãodos dados para cada satélite produziu resultados bem diferentes entre eles. A come¸car pelo CoRoT, a análise do banco de dados de associa¸cõesretornou resultados com uma associa¸cão no centro galáctico e outra de ∼ 70 Manos no anti-centro galáctico, conforme tabelas 5.1 e 5.2. Embora a primeira associa¸cãocitada não possua idade bem estimada, pôde-sesupor que ela fosse jovem, cf. cap´ıtulo 5. Por outro lado, o Kepler não retornou nenhum resultado positivo na análise das associa¸cões. Contudo, foi com a análisedo catálogo DAML de aglomerados abertos que surgiram muitos candidatos-alvo para observa¸cões. Vale citar também,que o exame de estrelas desse catálogo mostrou um método útilpara se calcular a magnitude na banda V dos Cap´ıtulo 6. Conclusões e Perspectivas 111 membros dos aglomerados, pois este parâmetronãoestádispon´ıvel no banco de dados. Com a atualiza¸cão dos parâmetros do DAML do UCAC2 para o UCAC3, sugerida pelo pesquisador Marcelo Assafin do OV que trabalhou com o catálogo UCAC2, foi poss´ıvel obter as magnitude B e I dos membros de cada aglomerado, quando dispon´ıvel, e atravésda rela¸cão entre B, I e V obtida do trabalho de Natali et al. (1994) realizado em aglomerados abertos, foi poss´ıvel obter a magnitude V , que atendia aos propósitosdeste trabalho. Com os parâmetros de sele¸cão do CoRoT (limites de magnitude observada e dire¸cãode observa¸cão) foram obtidos os alvos a serem observados em que se pode encontrar planetas gigantes e/ou rochosos. Lembre-se que os aglomerados foram previamente selecionados como sendo jovens de acordo com intervalo citado anteriormente. O número de alvos selecionados para esse satéliteébem grande, e estádispon´ıveis no CD em anexo nas tabelas do apêndice E. Com isso époss´ıvel concluir que os aglomerados NGC 2244 de 7,87 Manos, NGC 2264 de 8,99 Manos, Collinder 107 de 10 Manos, Collinder 96 de 10,74 Manos, e NGC 2302 de 12,02 Manos contêmalvos onde deve-se encontrar somente planetas gigantes gasosos em estágio inicial e/ou final de forma¸cão, de acordo com o cap´ıtulo1. Os aglomerados relativamente mais velhos, onde devem-se encontrar planetas rochosos e gasosos são: NGC 6755 de 52,36 Manos, Basel 1 de 78,16 Manos, NGC 6694 de 85,31 Manos, NGC 2186 de 54,70 Manos, NGC 2422 de 72,61 Manos e Bochum 3 de 77,62 Manos. Portanto, a etapa de sele¸cãode alvos a serem observados pelo CoRoT foi realizada, e com isso, as eventuais observa¸cõespelo CoRoT dos alvos propostos servirão de teste para as escalas de tempo de forma¸cãoplanetária sugeridos nos modelos correntes, como por exemplo em Zuckerman e Song (2004b). Vale lembrar que os aglomerados NGC 6604, NGC 6649, NGC 6756, Berkeley 79, Trumpler 35, Dolidze 25, e Berkeley 28, nãocontêm alvos que atendam os requisitos de sele¸cão por magnitudes, embora estejam contidos no campo de visibilidade do CoRoT. Ainda na análise com os aglomerados abertos, tem-se que para os parâmetros de sele¸cão do Kepler, não foi encontrado nenhum objeto que satisfa¸catais condi¸cões. Somente objetos mais velhos que 100 Manos estãocontidos no campo de observa¸cãodo Kepler, mas esses alvos não estãono escopo deste trabalho. Portanto, conclui-se nessa análiseque o satélite CoRoT éo únicoque possui candidatos-alvo a observa¸cão. Ainda no âmbito de sele¸cãode estrelas jovens, o catálogo DAML serviu para mais um 112 Cap´ıtulo 6. Conclusões e Perspectivas propósito: sugerir outros campos de observa¸cão. Isso foi feito selecionando uma amostra de aglomerados com idades entre 10 e 90 Manos, excetuando os que jáforam analisados pelo CoRoT e Kepler. O resultado, que estána tabela E.3, mostra algumas sugestões de dire¸cões de observa¸cão, com alguns candidatos. Esse resultado embora seja putativo, pode fornecer uma diretiva na determina¸cãode novas regiõesde observa¸cõespara missões futuras, no que diz respeito àdeteçcão de sistemas planetários jovens. O aspecto mais interessante no campo de estudo de estrelas jovens, no âmbito da discussão neste trabalho, éque elas proporcionarãoem missõesespaciais futuras, utilizando observa¸cões interferométricas,resolver todo o espectro de um sistema planetário em forma¸cão durante os primeiras dezenas de milhões de anos que se sucede àforma¸cão da estrela, cobrindo um intervalo espectral de F atéM. Planetas gigantes gasosos, localizados nãomuito próximos de suas estrelas, serãoos mais fáceis de serem resolvidos. Mas eventualmente, atéplanetas terrestres em forma¸cão poderãoser identificados no espectro dos sistemas. De acordo com Zuckerman e Song (2004b), o futuro das pesquisas em estrelas jovens próximas ao Sol seguirápor pelo menos dois caminhos: Primeiro seráa identifica¸cão de uma sequênciaprincipal mais fraca, e possivelmente sub-estelar. Os resultados atuais estãolimitados pelo corte espectral do céuna região do óptico, limita¸cõespelos catálogos dos raios-X, e por uma falta de precisãona medida de movimentos próprios para objetos estelares fracos e distantes. O segundo seráo sens´ıvel aumento de campanhas de investiga¸cõesdo solo e espaciais, das associa¸cões utilizadas neste trabalho, como β Pictoris, AB Doradus, etc, visando ampliá-las. Eventualmente, alguns estudos irãorevelar, com mais detalhes, como os sistemas planetários se formam. Referências Bibliográficas

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Apˆendice A

Discos Protoplanet´arios circunstelares

Na se¸cão 3.5 foi mostrado, sem grandes detalhes, como pode ser estimada a idade de estrelas jovens a partir da análiseda fra¸cãode luminosidade devida àpoeira. Isso sóporque existem époss´ıvel devido aos discos protoplanetários situados ao redor desses objetos. Esse apêndiceédedicado a uma breve descri¸cãodessa classe de objetos, os discos protoplanetários circunstelares, e tambéma uma descri¸cãomais detalhada do que foi exposto na se¸cão3.5. Estrelas pré-sequênciaprincipal existem em duas variedades (Lada e Lada, 2003): aquelas com discos circunstelares (classe II) e aquelas sem tais discos (classe III). A frequência com que ocorrem discos em um aglomerado estelar édiretamente relacionada aos processos f´ısicos de sua forma¸cãoe evolu¸cão. Desde que discos circunstelares possam ser os progenitores de sistemas planetários, o conhecimento da fra¸cãode discos presentes no aglomerado e como essa fra¸cão evolui com o tempo tambémtem consequências importantes no entendimento da origem de tais sistemas. Uma vez que a maioria das estrelas são provavelmente formadas em aglomerados embebidos em poeira, tem-se que a medida da fra¸cão de disco nesses objetos mais jovens produzem uma determina¸cão da frequênciainicial dos discos, que por sua vez mede diretamente a probabilidade de sua forma¸cãoao redor de novas estrelas formadas. Juntamente com o conhecimento da probabilidade de forma¸cãoplanetária em discos circunstelares, a fra¸cão inicial dos discos pode proporcionar uma estimativa e um censo indireto de sistemas exoplanetários presentes na Galáxia. A varia¸cão da fra¸cão de discos do aglomerado com a sua idade estabelece uma escala de tempo para a fase de evolu¸cãodo disco que neste caso éa escala de tempo de vida do disco circunsstelar e forma¸cão do planeta. Isso, portanto, fornece um v´ınculocr´ıticona 124 Apêndice A. Discos Protoplanetários circunstelares determina¸cão da probabilidade de forma¸cãoplanetária em discos circunstelares, e também se relaciona diretamente com a questão da ubiquidade de sistemas exoplanetários. Questões relacionadas àsorigens de sistemas planetários tais como: - se estrelas de alta massa se formam com discos circunstelares; se a probabilidade de forma¸cãode sistemas planetários estádiretamente relacionado com massa da estrela central, ou com o ambiente no qual a estrela se forma - podem ser respondidas atravésde observa¸cões de aglomerados embebidos. A fra¸cão de disco do aglomerado e a dependência com a massa estelar e idade do próprio aglomerado, em princ´ıpio,pode ser diretamente medida por obten¸cãoda distribui¸cão espectral de energia no infravermelho para toda a popula¸cão do aglomerado, ou pelo menos uma fra¸cão representativa dela. Isso se deve ao fato de que estrelas com discos circunstelares possuem excesso de emissão infravermelha, que se mostra de maneira clara e espec´ıfica como uma assinatura espectral na distribui¸cãode energia óptica-infravermelha da estrela. No trabalho de Lada e Lada (2003), os autores afirmam que na práticanãose pode obter por completo a distribui¸cão espectral de energia (1 − 1000µm) de uma popula¸cãode um aglomerado, uma vez que seria necessário realizar observa¸cões de solo e espaciais em muitos comprimentos de onda. Entretanto, eles argumentam tambémque o excesso de infravermelho de um disco pode ser medido em qualquer comprimento de onda no infravermelho, desde que ele esteja suficientemente distante do comprimento de onda do pico subjacente à distribui¸cão de energia da estrela central. Apesar de que quanto maior o comprimento de onda, maior seráo inequ´ıvoco de excesso infravermelho, tem-se que observa¸cõesem comprimentos de onda próximos de 2µm, na banda K, podem detectar excessos no infravermelho na maioria de discos em torno de estrelas. Vale citar tambémque pesquisas realizadas por imageamento de infravermelho próximo (bandas JHK) em um grande número de aglomerados embebidos, sugeriram que fra¸cão inicial de discos érelativamente alta (> 50% nos trabalhos de Lada et al. 1996). Nos trabalhos de Lada et al. (2000) e Haisch et al. (2001), a fra¸cão inicial de discos foi determinada em 80-85% para os aglomerados do Trapezium e NGC 2024, respectivamente. Esses resultados sugerem que discos circunstelares são um subproduto natural no processo de forma¸cão estelar e que, portanto, a maioria das estrelas, independentemente da massa, nascem com a habilidade de formar sistemas planetários. Entretanto, estudos em infravermelho de popula¸cõesembebidas e aglomerados sugerem Apêndice A. Discos Protoplanetários circunstelares 125 tambémque a dura¸cãoda acres¸cão, ou da fase de disco protoplanetário, pode ser relativamente breve, por volta de 3-15 ×106 anos (Strom et al., 1989). Uma vez que a escala de tempo de forma¸cão de planetas gasosos seja ∼ 10 Manos, como jáfoi mencionado na se¸cão 1.1, éextremamente importante restringir a precisãoas medi¸cõesemp´ıricasdo tempo de vida do disco. 126 Apêndice A. Discos Protoplanetários circunstelares Apêndice B

Deple¸c˜aodo L´ıtio

Existem evidênciasconsideráveis (Bodenheimer, 1965) que sugerem que as estrelas possuem um suprimento inicial de l´ıtio, seja herdado do material pré-estelar, ou produzido durante a fase inicial de colapso, uma vez que nãoháprodu¸cãode l´ıtiodurante a maior parte da contra¸cãogravitacional quasi-estática, ou durante evolu¸cão na sequênciaprincipal. Este argumento pode ser sustentado pelos seguintes fatos: (i) embora o l´ıtioseja produzido por uma das rea¸cõespróton-próton envolvidas na queima do hidrogêniono interior de estrelas, ele éimediatamente consumido por outro próton envolvido na rea¸cão do ciclo PP, e por isso os átomos desse elemento jamais atingirãoa superf´ıcieda estrela; (ii) a alta abundânciade l´ıtiodetectada na Terra e em meteoritos rochosos, e a abundância relativamente menor no Sol (Greenstein e Richardson, 1951), indicam que o material que formou o Sol possuia abundânciade l´ıtio comparável a de estrelas T Tauri, mas esse suprimento inicial foi em parte destru´ıdo; (iii) Herbig (1964) mostrou que existe forte evidênciade que a estrela FU Orionis passou recentemente pelo colapso dinâmicode pré- sequência principal, e esse objeto exibe uma abudânciade l´ıtiocomparável àdas estrelas T Tauri. Uma abordagem relativamente nova para se estimar idades, éusar a evolu¸cão da abundânciaqu´ımica do l´ıtio para estrelas pré-sequência principal de baixa-massa, que sejam parcialmente e completamente convectivas (Bildsten et al., 1997; Jeffries e Oliveira, 2005). O in´ıcioe a dura¸cão da deple¸cãodo l´ıtioem estrelas pré-sequênciaprincipal dependem da massa, e sãomuito sens´ıveis àtemperatura central. O l´ıtioéconvertido em hélioem rea¸cões p, α em núcleos de estrelas de baixa-massa quando a temperatura alcan¸ca 2,5 106 K. Quanto mais baixa for a massa estelar, maior seráo tempo para alcan¸caresta 128 Apêndice B. Deple¸cãodo L´ıtio

temperatura cr´ıtica. Por exemplo, uma estrela de 0,6 M come¸caa queimar o l´ıtioa uma idade de 3 Manos, enquanto uma estrela de massa mais baixa, de 0,1 M , come¸caqueimar o l´ıtioa uma idade de 40 Manos. Estrelas com M < 0, 06M nunca alcan¸camesta temperatura t´ıpica,enquanto que estrelas com 0, 6M < M < 1, 2M queimam o l´ıtioem um per´ıodo curto (1-2 Manos) atéque um núcleoradiativo se forma, e estrelas pré-sequência principal mais massivas não destroem mais o l´ıtiono envelope convectivo (Mentuch et al., 2008; Bodenheimer, 1965). O resultado destes processos éum desaparecimento na abundância do l´ıtio como fun¸cão da luminosidade, que sóafetam estrelas com tipos espectrais F5 tardios ou mais frias. Conforme um grupo de estrelas envelhece, este desaparecimento se torna mais profundo e espalhado na regiãodas estrelas mais frias àmedida que essas progressivamente alcan¸cam a temperatura cr´ıticano núcleo. Esse comportamento na regiãode estrelas mais frias vem sendo utilizado para datar grupos coevos que contêmestrelas anãsde tipo espectral M-tardio, onde éidentificado o limite da deple¸cãodo l´ıtio(LDB do inglês lithium depletion boundary). Assim, o LDB marca a luminosidade acima do qual todas as estrelas terãodestru´ıdotodo o l´ıtio, e como ele édestru´ıdorapidamente nas estrelas de baixa massa, tem-se que as LDB marcam uma n´ıtidasepara¸cãoentre a parte em que a abundância de l´ıtiocome¸ca com seu valor inicial, atépróximo a regiãoem que o l´ıtio destru´ıdo(depletado). Como a temperatura nos núcleos de estrelas pré-sequênciaprincipal aumenta com o tempo, tem-se que a LDB se desloca para temperaturas mais frias conforme o grupo estelar envelhece. Idades determinadas atravésdo estudo de LDB foram determinadas para as Pleiades (125 ± 8 Manos), α Per (90 ± 10 Manos), IC 2391 (53 ± 5 Manos), e NGC 2547 (35 ± 4 Manos) (Barrado y Navascuéset al., 1999; Mentuch et al., 2008; Jeffries e Oliveira, 2005). Apêndice C

Tabelas dos dados das associa¸c˜oesestelares

Neste apêndiceencontra-se os dados de cada associa¸cãoapresentada no cap´ıtulo4, e analisadas no cap´ıtulo5. Aqui estãomostradas somente as primeiras linhas de cada tabela, uma vez que a versão completa estádispon´ıvel eletronicamente em forma de CD, em anexo.

Tabela C.1 - Membros da Associa¸c˜aoAB Doradus