A partir dos índices de cor de CoRoT e 2MASS, as classes de luminosidade do CoRoT e das equações 3.1, 3.2 e 3.3, foram calculadas as temperaturas efetivas fotométricas Teff(B − V ) e Teff(J − K) das estrelas da amostra. Como foi dito anteriormente, a média
destes valores foi o valor inicial para determinar a temperatura efetiva Teff. Após a deter-
minação de parâmetros físico-químicos e a diferenciação de estágios evolutivos, algumas destas estrelas apresentavam estágios evolutivos discordantes com a classificação da base de dados do CoRoT. Para estas estrelas foram calculadas novamente suas temperaturas fotométricas com base no seu novo estágio evolutivo. Os valores destas temperaturas se encontram listados na segunda e terceira colunas da tabela 4.1.
Para a grande maioria das estrelas, as temperaturas derivadas a partir dos índices de cor (B − V ) e (J − K) não possuem grandes diferenças, o que pode ser corroborado pela figura 4.4, na qual são apresentadas ambas as temperaturas fotométricas. É claro que parte de estas diferenças são produzidas por o fato que são calibrações que utilizam diferentes indices de cores e existem incertezas sistematicas. Mas é preciso notar que os valores de Teff(B − V ) são sistematicamente menores que Teff(J − K), implicando que as
estrelas em ambos os campos apresentam avermelhamentos diferentes, e isto faz com que as temperaturas fotométricas derivadas para o campo LRc01, especialmente a partir do índice de cor (B − V )4, sejam menores para as estrelas posicionadas no campo LRa01.
4
É preciso notar que o avermelhamento para a índice de cor (J − K) é praticamente a metade do avermelhamento para (B − V ) (E(J − K) = 0,52E(B − V )).
SP
log(T
eff)
3,55 3,60 3,65 3,70 3,75 3,80 3,85log(
g)
0 1 2 3 4 5Fe1
Fe2
Fe3
SG
GV
Figura 4.3: Estágios evolutivos na amostra. Tal como na figura 4.2, cores em figuras e traços evolutivos são apresentados para cada grupo F e1, F e2, e F e3. Os limites para o fim da SP e o início da ascensão na fase das GV para cada grupo de metalicidade são apresentados como linhas contínuas de cores representativas de cada grupo. O estágio evolutivo é definido a partir da posição da estrela neste diagrama e os limites da SP e da ascensão na fase GV representativa ao grupo metálico da estrela.
Tabela 4.2: Valores médios dos parâmetros físico-químicos nos Campos CoRoT. Parâmetro P Campo LRc01 Campo LRa01
Media σ Media σ Teff (K) Sequência Principal 5837 378 6034 353 Subgigante 5561 455 5747 247 Gigante Vermelha 4477 301 4802 254 [Fe/H] (dex) Sequência Principal +0,05 0,15 +0,04 0,16 Subgigante −0,16 0,28 −0,02 0,29 Gigante Vermelha −0,26 0,30 −0,41 0,22 V sin(i) (km/s) Sequência Principal 5 4 8 4 Subgigante 8 8 8 5 Gigante Vermelha 6 3 6 3 A(Li) (dex) Sequência Principal 1,97 0,55 2,08 0,52 Subgigante 1,50 0,82 1,70 0,46 Gigante Vermelha 0,43 0,18 0,00 0,87 Prot (d) Sequência Principal 10 3 10 8 Subgigante 18 15 20 15 Gigante Vermelha 40 15 43 14
Um aspecto que aponta que tais diferenças estão vinculadas à extinção diferencial nos campos foi percebido ao preparar as observações com as ferramentas visuais SKYCAT5
e GAIA6 do SCISOFT7. Utilizando estes programas, foi fácil perceber que o campo
5
Informações disponíveis na página http://archive.eso.org/cms/tools-documentation/skycat
6
Disponível na página http://star-www.dur.ac.uk/ pdraper/gaia/gaia.html
7
Disponível na página http://www.eso.org/sci/software/scisoft/
LRc01 era muito poluído de gás e/ou poeira, podendo-se relacionar isto ao fato de que as Teff(B − V ) sejam menores para estrelas que se encontram neste campo. Também
foi percebido que existem nuvens de gás heterogeneamente distribuídas em cada campo CoRoT, o que deve, sem lugar à dúvidas, influenciar as determinações de temperaturas fotométricas.
A diferença que existe entre as temperaturas fotométricas e as temperaturas efetivas espectroscópicas Teff é outro ponto que indica efeitos diferenciais na extinção nos cam-
pos CoRoT. As figuras 4.5 e 4.6 apresentam os valores de Teff(B − V ) e Teff(J − K)
respectivamente como função de Teff. As estrelas do campo LRc01 apresentam, salvo
uma estrela, temperaturas fotométricas Teff(B − V ) menores que aquelas derivadas espec-
troscopicamente. Só as estrelas do campo LRa01 apresentam, aparentemente, menores discrepâncias entre ambas as temperaturas. A partir da figura 4.6, é possível ver que as temperaturas das estrelas da SP são agora mais concordantes, mas no caso das estre- las GV, a grande maioria apresenta valores de Teff(J − K) menores que Teff, inclusive
considerando os erros no valor de Teff. É esperado que Teff(B − V ) e Teff(J − K) sejam
diferentes, devido ao efeito diferencial do avermelhamento nos índice de cor (B − V ) e (J − K). Isto poderia explicar o porquê das estrelas SP apresentarem valores mais próx- imos entre Teff(J − K) e Teff, e alguns casos indistinguíveis ao ser considerados os erros
de Teff. Mas, por outro lado, para entender o porquê de, para as estrelas da fase GV, os
valores Teff(J − K) continuarem sendo menores que Teff é necessário rever os diagramas
cor-magnitude da amostra, apresentados nas figuras 2.1 e 2.2. Nessa figura, é possível dis- tinguir que as estrelas GV da amostra possuem uma diferença de 1, 5 mag em V quando são comparadas com as estrelas da SP. Isto implica que existe uma diferença de distância entre elas8, o que possivelmente pode estar relacionado com diferenças de avermelhamento
entre as estrelas da SP e da fase GV. De forma simples, as estrelas da SP encontram-se a distâncias menores que as estrelas GV, e, portanto, avermelhamentos menores expli- cariam o fato de estas estrelas possuírem um melhor acordo entre Teff(J − K) e Teff. Ao
ver estes resultados, podemos ser tentados a utilizá-los para estabelecer relações empíricas 8
Em aglomerados globulares, a diferença entre estrelas SP e estrelas GV pode chegar até 6 mag em V . Notar também que na amostra estudada nesta tese, as estrelas da SP são mais brilhantes que as GV, o que aumenta esta diferença.
que permitam determinar o avermelhamento dos campos do CoRoT.
Por outro lado, tal como foi indicado anteriormente, diferenças na distribuição de temperaturas e estágios evolutivos entre os campos do CoRoT podem ser visualizadas a partir da figura 4.1. Anteriormente, a partir das figuras 2.1, 2.2 e 2.3 já era possível distinguir que as diferenças nas distribuições das temperaturas são resultado das dis- tribuições de cores nos campos CoRoT. Da mesma forma, a grande maioria das estrelas do campo LRa01 encontra-se na SP e no ramo das subgigantes (SG), contrariamente ao caso das estrelas do campo LRc01, as quais apresentam um espalhamento maior nos estágios evolutivos. É razoável crer que estas discrepâncias sejam o resultado da seleção dos alvos desta pesquisa, muito embora caiba notar que aquelas diferenças encontram-se presentes nos campos CoRoT. Um exemplo claro disto encontra-se na figura 6 do tra- balho de Deleuil et al. (2009), onde é possível observar como as diferentes distribuições de cor (tipo espectral) nos campos do CoRoT estão relacionadas com as distribuições nos estágios evolutivos (classes de luminosidade) para as estrelas tipo F, G e K. Da mesma forma, o trabalho de Aigrain et al. (2009) mostra que os campos CoRoT apresentam uma diferença importante nas distribuições de índices de cor (B − V ).
Para ter uma melhor idéia de como os valores de Teff são distribuídos nos campos
CoRoT, foram preparados histogramas de Teff para cada campo. A figura 4.7 apresenta um
histograma das temperaturas efetivas Teff da amostra, diferenciando cada campo CoRoT.
Como foi dito anteriormente, as diferenças entre os campos são importantes. Os campos LRa01 e LRc01 apresentam, respectivamente, 16% e 59% das suas estrelas com Teff ≤
5.250 K e, respectivamente, 82% e 41% de estrelas com 5.250 < Teff [K] ≤ 6.500. Dado que
as temperaturas estão associadas a estágios evolutivos, e utilizando a figura 4.1, é possível dizer que tais percentagens estão relacionadas com a fração de estrelas anãs e gigantes. Notar que estas percentagens se encontram em acordo com os valores apresentados por Deleuil et al. (2009) para as frequências em cada estágio evolutivo das estrelas F, G e K nos campos CoRoT. Com base neste ponto, é possível sugerir que a amostra aparenta ser representativa dos campos CoRoT.
T
eff(J-K) (K)
3000 4000 5000 6000 7000T
ef f(B
-V
) (K
)
3000 4000 5000 6000 7000LRa01
LRc01
Figura 4.4: Comparação entre as temperaturas efetivas fotométricas Teff(B−V ) e Teff(J −
K) para as estrelas dos campos LRa01 (círculos vermelhos) e LRc01 (círculos azuis) do CoRoT. A fotometria foi obtida da base de dados do CoRoT e do catálogo 2MASS. A linha representa a igualdade entre as duas temperaturas.
T
eff(B-V) (K)
3000 4000 5000 6000 7000T
ef f(K
)
3000 4000 5000 6000 7000LRa01
LRc01
Figura 4.5: Comparação entre as temperaturas efetivas fotométricas Teff(B−V ) e Teff para
as estrelas dos campos LRa01 (círculos vermelhos) e LRc01 (círculos azuis) do CoRoT. Efeitos de avermelhamento sobre a amostra são claramente distinguíveis para estrelas dos campos, assim como para estágios evolutivos dentro de cada campo. A linha representa a igualdade entre as duas temperaturas.
T
eff(J-K) (K)
3000 4000 5000 6000 7000T
ef f(K
)
3000 4000 5000 6000 7000LRa01
LRc01
Figura 4.6: Comparação entre as temperaturas efetivas fotométricas Teff(J −K) e Teff para
as estrelas dos campos LRa01 (círculos vermelhos) e LRc01 (círculos azuis) do CoRoT. Efeitos de avermelhamento sobre a amostra são claramente distinguíveis para estrelas dos campos, assim como para estágios evolutivos dentro de cada campo. A linha representa a igualdade entre as duas temperaturas.
T
eff(K)
3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000 7500Pr
opor
ç
ão de es
tr
el
as
0,05 0,10 0,15 0,20 0,25 0,30Figura 4.7: Histograma da temperatura efetiva espectroscópica Teff para estrelas dos
campos LRa01 (linha vermelha) e LRc01 (linha azul) do CoRoT. O histograma mostra que os campos observados nesta tese apresentam a mesma distribuição de estrelas anãs e gigantes reportada nos campos CoRoT (Deleuil et al. 2009).