COMMUNICATIONS AND MEETINGS .1 Communication

Nesse ponto, descreveremos um pouco sobre as estrelas 18 Sco, HIP 56948, 16 Cyg B, CoRoT Sol 1 e HIP 102152, que s˜ao algumas das mais conhecidas gˆemeas do Sol.

Na tabela 2.1 podemos encontrar alguns dos principais parˆametros para estas estrelas: temperatura efetiva, gravidade superficial, luminosidade, abundˆancia de ferro e idades,

com as respectivas referˆencias.

2.4.1

18 Sco

A estrela 18 Scorpii (18 Sco ou HIP 79672) foi a primeira estrela com perfil de gˆemea

do Sol. Ela foi classificada como gˆemea em 1997 pelos pesquisadores brasileiros Porto de Mello & da Silva (1997) e passou mais de uma d´ecada nesse posto. Desde o momento

da sua descoberta at´e a fase atual, 18 Sco tem sido analisada constantemente. Mel´endez et al.(2014) fizeram um mapeamento dos seus elementos qu´ımicos, inclusive os refrat´arios

e condensantes. Li et al. (2012) utilizaram dados asteros´ısmicos para redeterminar os seus parˆametros atmosf´ericos, concluindo que 18 Sco ´e uma gˆemea solar levemente mais

CAP´ITULO 2. ESTRELAS AN ´ALOGAS E G ˆEMEAS

massiva e mais jovem do que o Sol. Bazot et al. (2012) realizaram uma estimativa das

frequˆencias s´ısmicas de modo-p para esta estrela. Eles tamb´em redeterminaram a partir da asterosismologia e interferometria os parˆametros massa (M = 1,01 ± 0,03 M) e raio

(R = 1,010 ± 0,009 R), e obtiveram que 18 Sco ´e levemente maior e mais massiva do que a nossa estrela (Bazot et al., 2011). Do ponto de vista da atividade cromosf´erica,

Hall et al. (2007) investigaram o ciclo de atividade de 18 Sco, concluindo que ela tem uma varia¸c˜ao no seu brilho semelhante `a do Sol. Quando levamos em conta o seu ciclo

de atividade cromosf´erica, encontra-se algo em torno de 7 anos. Embora quase todos os parˆametros f´ısicos estejam dentro da margem de erro observacional para uma estrela

gˆemea solar, 18 Sco apresenta valores significantemente mais elevado de abundˆancia de l´ıtio que o Sol (Carlos et al.,2016;Porto de Mello & da Silva,1997). Este valor elevado na

abundˆancia de l´ıtio pode estar associado `a sua idade, visto que ela ´e mais nova que a nossa estrela. Isso refor¸ca a ideia de que o l´ıtio pode ser um indicador da idade estelar, apesar

de sua intr´ınseca complexidade frente aos mecanismos de misturas no interior estelar e dependˆencia com a massa, que ser˜ao explorados nos pr´oximos cap´ıtulos.

2.4.2

HIP 56948

Em 2012, a estrela HIP 56948 (HD 101364) quebrou a hegemonia da estrela 18 Sco. Ela foi anunciada por Mel´endez et al. (2012) como a mais not´avel gˆemea do Sol. Essa

estrela possui todos os parˆametros atmosf´ericos semelhantes ao Sol, dentro do erro obser- vacional previsto. Embora apresente uma abundˆancia de l´ıtio levemente mais elevada do

que o Sol, ela ´e da ordem de um giga-ano mais jovem do que a nossa estrela. Mais uma vez, l´ıtio e idade parecem caminhar lado a lado, como descrito por Skumanich (1972).

HIP 56948 deixou de ser a irm˜a gˆemea perfeita do Sol devido a uma an´alise dos ele- mentos refrat´arios. Essa an´alise revelou que o Sol apresenta aproximadamente 0,01 dex

de deple¸c˜ao desses elementos em compara¸c˜ao com essa estrela (Mel´endez et al., 2012). Esses autores defendem que essa discrepˆancia pode estar associada com a existˆencia de

um sistema planet´ario semelhante ao nosso. Esta ´e a motiva¸c˜ao para uma caracteriza¸c˜ao espectrosc´opica acurada de estrelas com planetas rochosos (Mel´endez & Ram´ırez, 2007).

CAP´ITULO 2. ESTRELAS AN ´ALOGAS E G ˆEMEAS

2.4.3

16 Cyg B

A estrela 16 Cyg B ´e uma das componentes do sistema bin´ario visual 16 Cygni. Por

apresentar um espectro praticamente indist´ınguivel ao do Sol, essa estrela fez parte dos objetos selecionados por Hardorp (1978) como poss´ıvel gˆemea solar. Embora apresente

temperatura efetiva, metalicidade e composi¸c˜ao qu´ımica relativamente pr´oxima ao valor solar, ela apresenta gravidade superficial inferior a da nossa estrela, implicando ser um

objeto mais evolu´ıdo, ou seja, mais velha e/ou mais massiva que o Sol (Cayrel de Strobel, 1996). Um fato interessante sobre essa estrela ´e que ela apresenta uma abundˆancia de

l´ıtio da ordem de 4,5 vezes menor do que a sua companheira 16 Cyg A (Schuler et al., 2011a), e ambas s˜ao depletadas em rela¸c˜ao ao valor meteor´ıtico do sistema solar, 3,26 ± 0,05 (Asplund et al., 2009). A estrela 16 Cyg A apresenta uma abundˆancia de l´ıtio de 1,27 dex, j´a 16 Cyg B possui uma abundˆancia de 0,6 dex King et al. (1997), essa

discrepˆancia na A(Li) entre as duas estrelas n˜ao encontra justificativa no modelo estelar padr˜ao, uma vez que esse modelo defende a deple¸c˜ao de l´ıtio como fun¸c˜ao da idade, da

massa e da composi¸c˜ao qu´ımica (Schuler et al., 2011a). Como 16 Cyg B apresenta um planeta gigante em seu entorno, alguns pesquisadores argumentam que a deple¸c˜ao do l´ıtio

pode estar associada `a forma¸c˜ao planet´aria (Cochran et al., 1997) e (King et al., 1997), justificando assim a divergˆencia de valores entre as duas companheiras. Atualmente n˜ao

existe um consenso sobre a influˆencia planet´aria na abundˆancia de l´ıtio estelar e 16 Cyg segue sem uma explica¸c˜ao convincente sobre a sua abundˆancia.

2.4.4

CoRoT Sol 1

A estrela CoRoT Sol 1 foi identificada como a gˆemea solar mais distante dentro da nossa Gal´axia (do Nascimento et al., 2013). Ela apresenta os mesmos parˆametros at-

mosf´ericos e composi¸c˜ao qu´ımica, dentro do erro observacional previsto. Ela ainda possui um per´ıodo de rota¸c˜ao em torno de 30 dias. O que diverge da nossa estrela ´e a sua idade,

pois CoRoT Sol 1 apresenta uma idade de cerca de 6,7 bilh˜oes de anos, ou seja, dois bilh˜oes a mais que a nossa estrela (do Nascimento et al., 2013). A sua abundˆancia fotosf´erica de

l´ıtio ´e de 0,85 dex, menor que a abundˆancia solar A(Li)=1,07 dex (Asplund et al.,2009). Ela tamb´em apresenta uma leve discrepˆancia na abundˆancia dos elementos refrat´arios em

compara¸c˜ao com o Sol. De maneira geral, essa estrela reflete como ser´a o futuro do Sol, sendo assim, a partir do seu estudo, poderemos tentar prever o que acontecer´a com nossa

CAP´ITULO 2. ESTRELAS AN ´ALOGAS E G ˆEMEAS

estrela daqui a cerca de dois bilh˜oes de anos.

2.4.5

HIP 102152

A estrela HIP 102152 (HD 197027) foi anunciada como a gˆemea solar mais velha identificada at´e o momento (Monroe et al.,2013). Ela apresenta praticamente os mesmos

valores atmosf´ericos e de composi¸c˜ao qu´ımica do Sol, divergindo apenas na idade. A estrela HIP 102152 ´e cerca de quatro bilh˜oes de anos mais velha que a nossa estrela

(Monroe et al., 2013). Essa discrepˆancia na idade abre caminho para uma investiga¸c˜ao sobre o futuro da nossa estrela e naturalmente sobre o futuro da Terra. Como essa estrela

tamb´em apresenta uma abundˆancia de l´ıtio inferior `a do Sol, ou seja, quanto mais velha menos l´ıtio, somos tentandos a acreditar que o l´ıtio pode realmente ser considerado um

indicador razo´avel da idade das estrelas, apesar de existir uma certa dispers˜ao ainda n˜ao compreendida na abundˆancia de l´ıtio para estrelas com a mesma idade. O resultado da

investiga¸c˜ao sobre a dispers˜ao de l´ıtio e outros parˆametros, tais como, massa, rota¸c˜ao e metalicidade para estrelas de aglomerados abertos (M67) corresponde a uma de nossas

Cap´ıtulo

3

Espectroscopia de alta resolu¸c˜ao

“We will never know how to study by any means the chemical composition of stars, or their mineralogical structure.”

Auguste Comte

A assinatura espectral de uma estrela nos fornece diversas informa¸c˜oes sobre as suas propriedades f´ısicas, dentre estas, destacamos a temperatura efetiva (Tef f), gravidade su-

perficial (logg) e composi¸c˜ao qu´ımica, parˆametros mais acess´ıveis e fundamentais para a caracteriza¸c˜ao estelar. Uma das formas de acessar essas informa¸c˜oes ´e atrav´es da

espectroscopia, que juntamente com a teoria da radia¸c˜ao fornecem as bases para uma investiga¸c˜ao quantitativa dos espectros estelares e da radia¸c˜ao emitida.

Ao longo deste trabalho, lidamos com dados espectrosc´opicos de diferentes instrumen- tos. Utilizamos dados do NARVAL, ESPaDOnS, HARPS e HERMES, que ser´a detalhado

nos pr´oximos cap´ıtulos. Neste ponto nos dedicaremos brevemente aos aspectos envolvidos na t´ecnica da espectroscopia, apresentando de maneira geral algumas caracter´ısticas dos

espectros, de acordo com a sua resolu¸c˜ao e taxa de sinal ru´ıdo.

3.1

Precis˜ao nos parˆametros atmosf´ericos e abundˆancias

qu´ımicas

A determina¸c˜ao precisa da temperatura efetiva, gravidade superficial e composi¸c˜ao qu´ımica de uma estrela ´e de extrema importˆancia para o seu processo de caracteriza¸c˜ao.

CAP´ITULO 3. ESPECTROSCOPIA DE ALTA RESOLUC¸ ˜AO

Em geral, as estrelas s˜ao descritas de acordo com sua massa, luminosidade, raio, idade,

composi¸c˜ao qu´ımica, momentum angular, campo magn´etico, dentre outros parˆametros (Niemczura et al., 2014). No entanto, a observa¸c˜ao direta de muito desses parˆametros

´e praticamente imposs´ıvel e, portanto, outros mecanismos devem ser utilizados para que possamos inferi-los. Desse modo, a Tef f e logg tornam-se parˆametros fundamentais neste

contexto, visto que fornecem informa¸c˜oes sobre as condi¸c˜oes f´ısicas da atmosfera estelar, e tamb´em est˜ao relacionados com a massa, luminosidade e raio da estrela, como veremos

nos pr´oximos cap´ıtulos. A seguir, apresentaremos algumas situa¸c˜oes cuja necessidade de elevada precis˜ao nos parˆametros atmosf´ericos, abundˆancia qu´ımica e velocidade de rota¸c˜ao

projetada (vsini) s˜ao essenciais para a astrof´ısica estelar.

• A classifica¸c˜ao estelar ´e fruto de uma an´alise espectral detalhada. Como sabemos, em geral, as estrelas s˜ao agrupadas em classes espectrais, que, por sua vez, est˜ao as-

sociadas `a sua temperatura efetiva e luminosidade. Para a maioria das estrelas, com exce¸c˜ao das estrelas quimicamente peculiares, ter um tipo espectral bem definido ´e

um primeiro indicador dos parˆametros Tef f e logg.

• Modelos atmosf´ericos estelares s˜ao governados e definidos por processos na atmos- fera da estrela. Assim, os parˆametros temperatura efetiva, gravidade superficial,

abundˆancia qu´ımica, taxa de rota¸c˜ao estelar, microturbulˆencia, dentre outros, de- sempenham importantes fun¸c˜oes na constru¸c˜ao desses modelos. O processo de ca-

libra¸c˜ao e aprimoramento desses modelos leva em considera¸c˜ao diversos espectros observados, cujos parˆametros atmosf´ericos precisam ser precisos e confi´aveis para

estrelas em diversos est´agios evolutivos.

• A combina¸c˜ao da taxa de rota¸c˜ao estelar com a abundˆancia qu´ımica, ambos deter- minados de maneira rigorosa, nos permite estudar as inomogeneidades superficiais da estrela.