5. TARTIŞMA, SONUÇ VE ÖNERİLER
5.3. Öneriler
Cada estrela da amostra apresenta valores médios de magnitude aparente V e índice de cor (B − V ), derivados dos dados fotométricos obtidos com o satélite CoRoT. Devido a sua alta precisão fotométrica, estes valores são bastante confiáveis, embora seja preciso notar que não existem estudos relacionados com avermelhamento ou extinção nos campos CoRoT. Isto é muito importante já que os campos do CoRoT encontram-se no plano galáctico e, assim, muitas estrelas apresentam avermelhamentos importantes, como será discutido na Seção 3.2.3. Por outro lado, os erros típicos na magnitude V e no índice de cor (B − V ) são da ordem de 10−3 mag.
A fotometria CoRoT, as curvas de luz, as classes de luminosidade e as associações estrela-campo para cada estrela foram obtidas desde a base de dados CoRoT11. O satélite
CoRoT observou o campo LRc01 de forma continua entre o dia 16 de maio e o dia 15 de outubro de 2007, tendo observado o campo LRa01 durante os dias 23 de outubro de 2007 e 03 de março de 2008.
Também foi compilada a fotometria infravermelha do catálogo “Two Micron All Sky Survey” (2MASS)12, cuja descrição pode ser encontrada no trabalho de Cutri et al. (2003).
A fotometria empregada neste catálogo corresponde aos filtros J (1,25µm), H (1,65µm), K (2,17µm) do sistema de Johnson-Cousins-Glass. Os erros típicos na fotometria para os objetos deste trabalho são de aproximadamente 0, 025 mag em cada filtro.
Todas as magnitudes aparentes das nossas estrelas e as outras informações são apre- sentadas nas tabelas 2.1 e 2.4.
Nas figuras 2.1, 2.2 e 2.3 apresentamos diferentes diagramas cor-magnitude utilizando a fotometria combinada do satélite CoRoT e do catálogo 2MASS.
11
Disponíveis na página http://idoc-corot.ias.u-psud.fr/
12
Disponível na página http://www.ipac.caltech.edu/2mass/overview/access.html
(B-V)
0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 1,4 1,6 1,8V
11 12 13 14 15 16LRa01
LRc01
Figura 2.1: Diagrama cor-magnitude das estrelas da amostra. Círculos vermelhos repre- sentam as estrelas do anticentro LRa01 observadas pelo satélite CoRoT. Círculos azuis representam as estrelas do centro LRc01 observadas pelo satélite CoRoT. A fotometria foi obtida da base de dados do CoRoT.
(J-K)
0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2V
11 12 13 14 15 16LRa01
LRc01
Figura 2.2: Diagrama cor-magnitude das estrelas da amostra. Círculos vermelhos repre- sentam as estrelas do anticentro LRa01 observadas pelo satélite CoRoT. Círculos azuis representam as estrelas do centro LRc01 observadas pelo satélite CoRoT. A fotometria foi obtida da base de dados do CoRoT e do catálogo 2MASS.
(B-V)
0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 1,4 1,6 1,8(J-K
)
0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2LRa01
LRc01
Figura 2.3: Diagrama cor-cor das estrelas da amostra. Círculos vermelhos representam as estrelas do anticentro LRa01 observadas pelo satélite CoRoT. Círculos azuis representam as estrelas do centro LRc01 observadas pelo satélite CoRoT. A fotometria foi obtida da base de dados do CoRoT e do catálogo 2MASS.
Capítulo 3
Sínteses e Análise Espectral
Dentro da astrofísica moderna, a determinação dos parâmetros físicos e químicos este- lares usando a análise espectral são de grande importância, já que permitem a classificação dos objetos usando dados intrínsecos das estrelas. Para o regime de baixas rotações isto é possível usando as linhas atômicas de diferentes elementos químicos presentes no espectro das estrelas. O estudo das abundâncias químicas na superfície estelar, assim como as formas e o alargamento das linhas, trazem informação valiosa em relação aos processos internos e superficiais dos objetos estudados. Assim, o aumento de observações deste tipo favorece profundamente o nosso conhecimento da astrofísica estelar.
É preciso notar que a determinação de parâmetros físico-químicos de estrelas é uma tarefa que requer grandes esforços observacionais e informáticos. Do ponto de vista ob- servacional, o desenvolvimento de grandes telescópios, a melhora dos CCDs, a maior resolução espectral dos atuais espectrógrafos, como também o desenvolvimento de espec- trógrafos multiobjetos, dentre outros avanços, têm contribuído para aumentar o número de estrelas observadas com magnitudes altas, a qualidade destes dados e a possibilidade de obter novas informações das estrelas. Por outro lado, o desenvolvimento de proces- sadores cada dia mais velozes, a compactação dos meios digitais e a Internet têm ajudado de grande forma o desenvolvimento de novas técnicas que permitem análises mais pre- cisas e muito mais rápidas, compartilhar grandes bases de dados, criação de modelos mais realistas, etc.
Neste capítulo serão descritos como os parâmetros físico-químicos (Teff, log(g), Vmic,
[Fe/H]), a velocidade de rotação V sin(i), as abundâncias de lítio A(Li) e períodos rota-
cionais Prot foram obtidos e como os suas respectivas incertezas foram calculadas. De-
screveremos ainda que tipo de dados foram utilizados na determinação dos parâmetros e quais programas permitiram chegar aos resultados que são apresentados neste trabalho de tese.
3.1
Síntese Espectral
Nesta seção serão descritos os dados e parâmetros que são necessários para a constru- ção dos espectros sintéticos, os quais permitiram a determinação dos parâmetros físico- químicos nas estrelas aqui analisadas.
3.1.1
Parâmetros Atômicos e Moleculares
Para sintetizar um espectro é preciso contar com parâmetros atômicos e moleculares que possam reproduzir o perfil das linhas nos espectros estelares. Dentre os parâmetros mais importantes a serem considerados, temos os comprimentos de onda centrais asso- ciados a cada transição atômica, os valores de forças de oscilador log(gf) e os potenciais de excitação χexc. Os valores destes parâmetros das linhas atômicas e moleculares foram
compilados e corrigidos com base em Canto Martins et al. (2007).
3.1.2
Parâmetros de Convolução
Para reproduzir o perfil das linhas espectrais no espectro observado é necessário con- voluir o espectro sintético usando o perfil instrumental. Cada instrumento alarga as linhas dependendo da resolução espectral que ele possua. Uma vez que a amostra considerada neste trabalho foi obtida usando dois espectrógrafos, foram considerados dois alargamen- tos instrumentais. Para as estrelas observadas pelo UVES (R ∼ 47.000) foi utilizado um alargamento instrumental de 6,1 km/s, enquanto que, para as estrelas observadas pelo HYDRA, a configuração que contém a linha de lítio localizada a ∼ 6708 Å(filtro E6757) possui um alargamento de 14,3 km/s (R ∼ 21.000).
Além de convoluir os espectros sintéticos com os alargamentos instrumentais é preciso adicionar os efeitos de alargamento devido à rotação. Tais valores foram obtidos usando
uma calibração que utiliza uma função de correlação cruzada e o ajuste dos perfis das linhas de ferro na região entre 6.700 e 6.720 Å. Ambas as metodologias serão descritas neste capítulo, na seção 3.2.4.