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CONTEUDO ESTELAR DE REGIOES HII

GIGANTES DA GALAXIA

ELYSANDRA FIGUEREDO

Orientador: Prof. Dr. Augusto Damineli Neto

Tese apresentada ao Instituto de Astronomia, Geofısica e Ciencias

Atmosfericas da Universidade de Sao Paulo como requisito parcial paraa obtencao do tıtulo de Doutor em Astronomia.

NOVEMBRO DE 2005

Para Edu com muito amor...

...por preencher minha vida com sua alegria,

compreencao e amor durante todos estes anos

dedicados ao desenvolvimento desta tese.

Agradecimentos

Ao meu orientador de mestrado e doutorado Augusto Damineli, por acreditar e por

me fazer acreditar em meu potencial, por seu senso crıtico, entusiasmo, amizade, apoio

cientıfico e dedicacao sincera durante todos esses anos. Agradeco tambem a oportunidade

de trabalhar em uma area inedita e tao envolvente que me despertou para uma serie de

possibilidades para a vida futura.

Agradeco ao Bob Blum, com quem aprendi tantas coisas novas, por sempre me ajudar

com sua paciencia infinita, por ter me dado a oportunidade de trabalhar e conviver

em um ambiente como o CTIO abrindo novas portas e horizontes, e por sempre ter

valorizado e demonstrado confianca no meu trabalho. Estendo o agradecimento ao CTIO,

pesquisadores e funcionarios, que me receberam de bracos abertos.

Ao Eduardo que alem de todo o suporte emocional como companheiro, me ensinou

tudo o que sei sobre programacao e participou intensamente de todo esse processo.

Ao Peter Conti, com quem aprendi muito em discussoes desde o mestrado. Aos

colaboradores e amigos Cassio Barbosa, Mairan Toledo, Alessandro Moises, Natalia

Tambellini e Jose Henrique com quem aprendi e tive a oportunidade de aprender a ensinar

durante o perıodo desse projeto.

Ao Steve Heathcote e toda a equipe do SOAR pela acolhida sincera e por tudo que me

ensinaram. Aos amigos de Universidade da La Serena e do Observatorio Gemini Sul com

quem compartilhei otimos momentos durante meus dois anos em La Serena.

Um agradecimento especial vai para o Prof. Jacques Lepine, meu relator no IAG, e

que foi um ponto de apoio constante. Aos professores e amigos Laerte Sodre e Claudia

Oliveira que sempre estiveram proximos. A todos os professores do IAG que participaram

direta ou indiretamente desse projeto, a equipe de funcionarios do IAG, em especial a

Marina e a Conceicao que tambem sao responsaveis pelo bom ambiente do departamento.

Aos colegas da minha geracao e das anteriores no departamento de astronomia do IAG,

com os quais tive a oportunidade de compartilhar os bons e tambem os maus momentos.

A minha mae Elisete, avo Dalva e irma Elizabeth pelo apoio incondicional por toda

uma vida. Aos meus sogros, Odette e Marcio por todo o carinho e respeito.

Finalmente, agradeco a FAPESP pelo suporte financeiro.

Sumario

RESUMO xvii

ABSTRACT xviii

INTRODUCAO 1

1 Introducao 1

1.1 A Via Lactea e sua Estrutura Espiral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3

1.2 O Conteudo Estelar de Regioes HII Gigantes da Galaxia . . . . . . . . . . 6

1.3 Objetos Estelares Jovens e Massivos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

1.4 Estrutura da tese . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

2 Metodologia 12

2.1 Os Detectores e o Sistema de Filtros . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

2.2 Observando no Infravermelho Proximo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

2.3 Reducao dos Dados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

2.4 Fotometria . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

2.4.1 Configuracao do Programa DoPHOT . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

2.4.2 Fotometria de Perfil . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

2.4.3 Transformacao para o Sistema padrao . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

2.5 Lei de Extincao e as linhas de Avermelhamento . . . . . . . . . . . . . . . 22

2.6 A Sequencia Principal de Idade Zero (ZAMS) . . . . . . . . . . . . . . . . 24

2.7 A Massa das Estrelas e da RHIIG . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

2.8 Extracao e Analise dos Espectros . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

2.8.1 A paralaxe espectroscopica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31

i

3 W51 33

3.1 Introducao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34

3.2 Observacoes e Processamento das Imagens . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

3.2.1 Imageamento . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36

3.2.2 Espectroscopia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37

3.3 Resultados Fotometricos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39

3.3.1 Diagramas Cor-Magnitude e Cor-Cor de W51A . . . . . . . . . . . 40

3.3.2 Avermelhamento e Excesso em Emissao . . . . . . . . . . . . . . . . 45

3.3.3 Completeza da Amostra e Estrelas Projetadas . . . . . . . . . . . . 49

3.3.4 A Funcao de Luminosidade na Banda KS e a IMF . . . . . . . . . . 51

3.3.5 Objetos com Excesso em Emissao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54

3.3.6 O Fluxo no Contınuo de Lyman . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57

3.4 Resultados Espectroscopicos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58

3.4.1 Estrelas do tipo O . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58

3.4.2 Estrelas do tipo B . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62

3.4.3 O objeto IRS 2E . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63

3.4.4 Estrelas projetadas sobre o aglomerado . . . . . . . . . . . . . . . . 63

3.5 A Distancia de W51A . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64

3.6 Discussao e Sumario . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65

4 G333.1-0.4 66

4.1 Introducao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67


4.2.1 Imageamento . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68

4.2.2 Espectroscopia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71

4.3 Resultados do Imageamento . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72

4.3.1 Estrelas Membros do Aglomerado . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74

4.3.2 Avermelhamento e Excesso em Emissao . . . . . . . . . . . . . . . 76

4.3.3 A KLF e a IMF . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79

4.3.4 Objetos Estelares Jovens Embebidos . . . . . . . . . . . . . . . . . 82

4.3.5 G333.1–0.4 #18 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85

ii

4.4 Resultados: Analise dos Espectros . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86

4.4.1 Estrelas do tipo O . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86

4.4.2 G333.1–0.4 #4 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88

4.5 Determinacao da Distancia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89


5 NGC 3576 92

5.1 Introducao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93


5.2.1 Imageamento . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94

5.2.2 Espectroscopia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95

5.3 Imageamento no Infravermelho Proximo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95

5.3.1 Avermelhamento e Excesso em Emissao . . . . . . . . . . . . . . . . 98

5.3.2 Funcao de Luminosidade e de Massa Inicial . . . . . . . . . . . . . 101

5.3.3 A natureza do objeto NGC 3576#48 . . . . . . . . . . . . . . . . . 105

5.3.4 Propriedades Gerais do Aglomerado Estelar . . . . . . . . . . . . . 107

5.4 Analise Espectroscopica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108


6 Estrutura Espiral da Galaxia 114

6.1 Distancias determinadas atraves da paralaxe espectroscopica de estrelas do

tipo O . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115

6.2 Distancia Cinematica versus Paralaxe Espectroscopica . . . . . . . . . . . 118

6.3 Taxa de Formacao Estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123

6.4 Tipo Morfologico da Via Lactea . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125

6.5 A universalidade da funcao de massa inicial . . . . . . . . . . . . . . . . . 128

7 Sumario e Perspectivas 132

7.1 Sumario . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132

7.2 Perspectivas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134

A Manual de Reducao de Dados no Infravermelho proximo utilizando o

pacote CIRRED 136

iii

REFERENCIAS 144

iv

Lista de Figuras

2.1 Parametros de entrada do DoPHOT para imagens FITS. . . . . . . . . . . 19

2.2 Perfil radial com ajuste gaussiano (painel da esquerda) e o perfil superficial

(painel da direita) de uma estrela de brilho intermediario, utilizada para

definir a FWHM tıpica da imagem. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

2.3 Correcao bolometrica para estrelas do tipo O e B0 da sequencia principal

(linha pontilhada – Vacca et al., 1996) e para tipos espectrais mais tardios

(linha contınua – Malagnini et al., 1986). . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

2.4 Relacao entre a massa de uma estrela e sua magnitude absoluta MK . . . . 28

2.5 Espectro do ceu na banda K obtido atraves do instrumento OSIRIS no

telescopio SOAR, com as linhas de OH identificadas. . . . . . . . . . . . . 30

2.6 Espectro de uma estrela telurica do tipo A0. O detalhe mostra a linha do

Brγ sendo extraıda do espectro atraves do ajuste e subtracao de um perfil

de Lorentz. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31

3.1 Espectro na banda K da estrela companheira de HIP92177. O espectro da

estrela do tipo espectral G foi separado do espectro de sua companheira

apos a divisao do espectro combinado pelo espectro de HIP98640, observada

em sequencia na mesma noite. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39

3.2 Imagem em cores falsas de W51A: J e azul, H e verde e KS e vermelho.

O retangulo vermelho indica a regiao que foi processada pelo DoPHOT

para a determinacao das magnitudes. O retangulo azul abrange a regiao

utilizada como campo de referencia. Norte aponta para cima e Leste para

a esquerda. A imagem completa abrange uma area de 10 × 10 minutos de

arco. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42

v

3.3 Mapa da regiao HII gigante W51A contruıdo a partir da imagem na

banda KS, tal qual foi processada pelo DoPHOT (retangulo vermelho da

Figura 3.2). Os objetos destacados em vermelho sao aqueles cujos espec-

tros sao de estrelas do tipo O. A paralaxe espectroscopica desses objetos foi

utilizada para a determinacao da distancia de W51A. Norte aponta para

cima e Leste para a esquerda. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43

3.4 Diagrama cor-magnitude K vs H −KS de W51A mostrando a ZAMS para

uma distancia D = 2, 2 kpc e AKS= 0, 65 (linha tracejada). Um aver-

melhamento adicional de AKS= 3, 27 resulta em uma ZAMS tal qual a

representada pela linha solida na figura. Os pontos representam todos os

objetos detectados pelo DoPHOT nas imagens das bandas H e KS. Pontos

azuis e vermelhos indicam a posicao dos objetos observados espectroscopi-

camente. Os vermelhos referem-se a estrelas do tipo espectral O. As setas

indicam que estes objetos nao foram detectados na banda H para uma

magnitude limite de H = 16, 5. A nomenclatura e a mesma da Figura 3.3 44

3.5 Diagrama cor-cor J−H vs H−KS mostrando as linhas de avermelhamento

interestelar na direcao de W51A para as estrela do tipo espectral MV (linha

solida grossa) e OV (linha solida fina). Os pontos representam todos os ob-

jetos detectados pelo DoPHOT nas imagens das bandas J , H e KS. Pontos

azuis e vermelhos indicam a posicao dos objetos observados espectroscopi-

camente. Os vermelhos referem-se a estrelas do tipo espectral O. Setas

inclinadas indicam que estes objetos nao foram detectados nas bandas J e

H para uma magnitude limite de J = H = 16, 5. Setas apontando para

cima representam estrelas com J > 16, 5. Os asteriscos indicam o valor do

avermelhamento AKS. Os numeros sao os mesmos que os da Figura 3.3 . . 45

3.6 Excesso em emissao como uma funcao da magnitude na banda KS ja cor-

rigida pelo avermelhamento (K0). Os cırculos mostram os objetos que

foram detectados nas bandas J , H e KS. A linha solida indica Kexc = 0.

Diamantes conectados fazem referencia ao valor medio do excesso na banda

KS por intervalos de 1 magnitude. As linhas pontilhadas mostram 1, 2 e

3 σ da media em cada intervalo. Os quadrados abertos indicam os objetos

que foram detectados somente nas bandas H e KS. Valores muito positivos

indicam emissao circumstelar. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47

3.7 Completeza calculada atraves de experimentos com estrelas artificiais

(painel esquerdo). O grafico da direita mostra as diferencas nas magni-

tudes de entrada e saıda das estrelas artificiais (veja explicacao no texto). . 49

vi

3.8 Binagem dos diagramas cor-magnitude de W51A (esquerda) e da imagem

de referencia (centro). O diagrama da direita mostra a densidade de estrela

que restou da subtracao do ceu em intervalos de ∆KS = 1, 0 e ∆(H−KS) =

1, 0. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50

3.9 Funcao de luminosidade na banda KS corrigida pelos objetos que nao sao

membros do aglomerado e pela completeza na deteccao. K0 e a magni-

tude corrigida pelo avermelhamento e corrigida pelo excesso em emissao

(veja explicacao no texto). Os triangulos vazios foram desconsiderados

na determinacao do ajuste. As linhas representam o ajuste da KLF con-

siderando todos triangulos cheios (linha pontilhada), somente objetos com

massa > 5M� (linha cheia) e objetos no mesmo intervalo de massa apos a

correcao do excesso usando modelos de disco reprocessando materia, con-

forme sera discutido na proxima secao (linha tracejada). . . . . . . . . . . 52

3.10 Funcao inicial de massa de W51A usando o modelo de Schaller et al. (1992)

e a funcao de luminosidade da Figura 3.9. A linha pontilhada representa o

ajuste incluindo todos os pontos exceto os dois primeiros, pois correspon-

dem a objetos com magnitude mais fraca que o limite de completeza. A

inclinacao dessa reta e Γ = −0, 61 ± 0, 25. As outras linhas representam

o ajuste da KLF considerando somente objetos com massa > 5M� (linha

cheia) e objetos no mesmo intervalo de massa apos a correcao do excesso

usando modelos de disco reprocessando materia, conforme sera discutido

na proxima secao (linha tracejada). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53

3.11 Espectro na banda K dos objetos #57, #44, #50, #61 de W51A que

foram classificados como estrelas do tipo espectral O usando o catalogo

desenvolvido por Hanson et al. (1996). A resolucao espectral e de R ≈

780 que corresponde a uma dispersao linear de ≈ 7,08 A/pixel. O fluxo foi

somado em uma abertura de oito pixels (0,96′′) em uma fenda de 0, 48′′ ×

110′′ de abertura. A razao sinal ruıdo desses espectros e S/R ∼ 100 − 120. 59

3.12 Espectro na banda K dos objetos #103 (painel da esquerda) e #32 (painel

da direita). Esses objetos provavelmente se tratam de estrelas do tipo

espectral B pertencentes a W51A, no entanto, a baixa razao sinal ruıdo

S/R < 60 dificultou a classificacao espectral. . . . . . . . . . . . . . . . . . 60

3.13 Espectro na banda K de IRS2E confirmando que esse objeto provavelmente

se trata de uma regiao ultra–compacta (Okumura et al., 2000). . . . . . . . 60

3.14 Espectro na banda K dos objetos #52 e #59. As linhas de CaI, FeI e NaI

presentes no espectros dessas estrelas, assim como as suas cores, sugerem

que provavelmente esses objetos sao estrelas cujo tipo espectral e menor

que G0, nao sendo portanto, membros de W51A. . . . . . . . . . . . . . . 61

vii

4.1 Mapa da regiao HII gigante G333.1–0.4 construıdo a partir das imagens na

banda K obtidas nos anos de 1999 (aglomerado) e 2001 (65′′ para o leste).

O quadrado no canto inferior esquerdo indica a regiao utilizada para definir

as estrelas projetadas (veja texto). Os numeros indicam a localizacao dos

objetos que serao citados nesse capıtulo e sao os mesmos para todas as

figuras. Na figura o norte aponta para cima e o leste para a esquerda.

A imagem tem dimensoes de 1′, 69 × 2′, 87, que corresponde a uma area

de ≈ 4′′, 752 apos ignorar os dois retangulos brancos nos cantos superior e

inferior direito. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69

4.2 Completeza determinada para a fotometria de G333.1–0.4. O painel da

esquerda mostra a completeza, em porcentagem de deteccao, determinada

atraves do experimento com estrelas artificiais. O painel da direita in-

dica a diferenca entre as magnitudes de entrada das estrelas artificiais e as

magnitudes encontradas pelo DoPHOT (veja texto) . . . . . . . . . . . . . 70

4.3 Imagem em cores falsas de G333.1–0.4: J e azul, H e verde e K e vermelho.

As coordenadas do centro da imagem sao RA (J2000) = 16h21m03,3s e Dec.

= −50o36′19′′ e o tamanho da imagem e 1,9′ × 1,7′ (tamanho do pixel =

0,16′′). O norte aponta para cima e o Leste para a esquerda. . . . . . . . . 73

4.4 Diagrama cor H−K versus magnitude K de G333.1–0.4. A linha tracejada

mostra a posicao da ZAMS deslocada para a distancia de 2,6 kpc e com

um avermelhamento interestelar de AK = 0, 42 mag. Uma componente

local adicionada ao avermelhamento AK = 0, 80 mag (AKtotal = 1, 22 mag)

desloca a ZAMS para a posicao indicada pela linha vertical solida na figura.

Os numeros sao os mesmos que os da Figura 4.1 . . . . . . . . . . . . . . . 74

4.5 Diagrama cor-cor: J − H versus H − K mostrando as linhas de avermel-

hamento interestelar para as estrela do tipo espectral MV (linha solida

grossa) e OV (linha solida fina). Os pontos representam todos os objetos

detectados pelo DoPHOT nas imagens das bandas J , H e K. Os asteriscos

indicam o valor de AK ao longo das linhas de avermelhamento. . . . . . . . 75

4.6 Diagrama cor-magnitude separado em intervalos de ∆K = 1, 0 e ∆(H −

K) = 1, 0 com a finalidade de excluir as estrelas projetadas na direcao do

aglomerado. O CMD completo, considerando todas as estrelas detectadas,

e apresentado no painel da esquerda. O CMD no painel central e o das

estrelas projetadas (estrelas dentro da caixa na Figura 4.1). A contagem

de estrelas foi normalizada pelas areas relativas projetadas no ceu. O painel

da direita mostra o CMD de G333.1–0.4 obtido da diferenca entre os CMDs

dos paineis esquerdo e central. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76

viii

4.7 Excesso em emissao como uma funcao da magnitude na banda K ja cor-

rigida pelo avermelhamento (K0). Na figura foi incluıdo somente os objetos

que foram detectados nas bandas J , H e K (pontos). A linha solida in-

dica Kexc = 0. Diamantes conectados fazem referencia ao valor medio do

excesso na banda K por intervalos de 1 magnitude. As linhas pontilhadas

mostram 1, 2 e 3 σ da media em cada intervalo. Valores muito positivos

indicam excesso em emissao. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78

4.8 A funcao de luminosidade na banda K do aglomerado (CMD do painel a

direita da Figure 4.6), corrigida pela incompleteza na deteccao. K0 e a mag-

nitude corrigida pelo avermelhamento e corrigida pelo excesso em emissao

(veja explicacao no texto). Um ajuste linear para as estrelas detectadas em

todos os filtros (linha tracejada) resulta em uma inclinacao para a KLF bas-

tante similar ao ajuste obtido considerando todos os objetos (linha solida).

Os triangulos vazios foram desconsiderados na determinacao do ajuste. . . 80

4.9 A IMF determinada para os membros do aglomerado aplicando os modelos

de Schaller et al. (1992) para a funcao de luminosidade na banda K da

Figura 5.7. Usando todas as estrelas da mostra, o melhor ajuste e Γ =

−1,1 ± 0,2 (linha solida), nao e signiticativamente diferente do valor en-

contrado por Salpeter (1955). O ajuste considerando somente as estrelas

com magnitudes medidas nas tres bandas fotometricas (linha tracejada)

resulta em uma inclinacao similar (Γ = −1,0 ± 0,2). Somente estrelas com

M > 5 M� foram consideradas em ambos os casos. . . . . . . . . . . . . . 81

4.10 Imagens nas bandas J , H e K do objeto G333.1–0.4#18 com mapas de

contorno para evidenciar a diferenca em fluxo entre as imagens tomadas

em um comprimento de onda maior e menor. O objetos #18 esta localizado

em α = 16h21m02,62s e δ = −50o35′54,9′′. . . . . . . . . . . . . . . . . . 86

4.11 Espectro na banda K das duas fontes mais brilhantes em G333.1–0.4: #1

(O6) e #2 (O8V). A resolucao espectral em 2,2 µm e R ∼ 3000. Os

espectros foram somados em uma abertura de 0′′, 64 para abranger todo o

fluxo espalhado pela fenda de 0′′, 48 de largura e inclui subtracao do ceu

extraıdo atraves de uma abertura a ∼ 1′′ de cada lado da estrela. Cada

espectro teve suas bandas de absorcao telurica subtraıdas e foi normalizado

por um ajuste de baixa ordem do contınuo. As linhas do He I (2,058 µm)

e Brγ podem estar contaminadas pela emissao nebular. . . . . . . . . . . . 87

4.12 Espectro na banda K do objeto G333.1–0.4#4 mostrando a ausencia de

linhas fotosfericas e emissao em CO. Uma linha de NaI esta presente em

2,207 µm. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88

ix

5.1 Mapa construıdo usando uma imagem na banda K de NGC3576. Os

quadrados indicam as estrelas cujos espectros sao apresentados nas Fig-

uras 5.10 e 5.11. Norte e para cima e Leste e para a esquerda. As co-

ordenadas centrais da imagem sao RA (J2000) = 11h11m53,6s e Dec. =

-61018′20,8′′ e o tamanho da imagem e 1,77′ x 1,65′. As caixas retangulares

indicam as subsecoes que foram utilizadas no desenvolvimento do experi-

mento com estrelas artificiais (veja texto). . . . . . . . . . . . . . . . . . . 96

5.2 Imagem em cores falsas de NGC3576: J e azul, H e verde e K e vermelho.

Norte aponta para cima e Leste para a esquerda. . . . . . . . . . . . . . . 97

5.3 Diagrama cor-magnitude K vs H −K de NGC3576 mostrando a sequencia

principal de idade zero (ZAMS) para uma distancia D = 2, 8 kpc e AK =

0, 43. Os pontos representam todos os objetos detectados pelo DoPHOT

nas imagens das bandas H e K. Os cırculos abertos indicam que estes

objetos nao foram detectados na banda H para uma magnitude limite de

H = 15. Os numeros sao os mesmos que os da Figura 5.1 . . . . . . . . . 98

5.4 Diagrama cor-cor J −H vs H−K mostrando as linhas de avermelhamento

interestelar na direcao de NGC3576 para as estrela do tipo espectral MV

(linha solida grossa) e OV (linha solida fina). Os pontos representam to-

dos os objetos detectados pelo DoPHOT nas imagens das bandas J , H e

K. Triangulos abertos indicam que estes objetos nao foram detectados na

banda J e H para uma magnitude limite de J = H = 15. Os cırculos

abertos representam estrelas com J > 15. Os asteriscos indicam o valor do

avermelhamento AK . Os numeros sao os mesmos que os da Figura 5.1 . . 99

5.5 Excesso em emissao na banda K como uma funcao da magnitude apos cor-

rigida pelo avermelhamento (K◦). Valores muito negativos para o excesso

sugerem emissao circumstelar. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102

5.6 Completeza (em porcentagem de deteccao) determinada atraves do exper-

imento com estrelas artificiais. A linha tracejada representa os resultados

para a imagem completa, e os sımbolos representam as tres subregioes

selecionadas para representar ambientes de alto aglomeramento, forte neb-

ulosidade e estatıstica de fotons (veja mais detalhes no texto) . . . . . . . 103

5.7 Funcao de luminosidade na banda K apos correcao por incompleteza e

por contaminacao. K◦ esta corrigida pelo avermelhamento e excesso em

emissao. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104

5.8 Funcao inicial de massa - IMF dos membros do aglomerado usando os

modelos de Schaller et al. (1992) e a funcao de luminosidade da Figura 5.7.

A KLF utilizada foi corrigida por incompleteza, contaminacao, assim como

pelo avermelhamento e excesso em emissao. . . . . . . . . . . . . . . . . . 106

x

5.9 Distribuicao espacial dos ındices de cor H −K. O norte esta para cima e o

Leste para a esquerda. Esta figura mostra um evidente aumento no excesso

de cor na direcao sudoeste (canto inferior direito) . . . . . . . . . . . . . . 109

5.10 Espectros de quatro objetos membros do aglomerado de NGC3576 nos

quais pode-se notar a ausencia de linhas fotosfericas e bandas de CO em

emissao (#48) ou absorcao (#184, #180 e #4). No caso da estrela #48

tambem e possıvel ver uma das linhas de hidrogenio molecular (H2 - λ

2,12183 microns) mesmo apos subtracao das componentes nebulares He I e

Brγ. O espectro no topo da figura e de uma estrela do tipo M em primeiro

plano. Os fluxos foram divididos pelo espectro de uma estrela do tipo A

e normalizados em 2,19 µm. As estrelas #48 e #160 foram observadas

atraves do instrumento IRS e as estrelas #4, #48 e #184 com o OSIRIS. . 110

5.11 Espectros de quatro objetos membros de NGC3576 com ausencia de linhas

fotosfericas. Os objetos #11, #69 e #78 apresentam H2 em emissao. O

perfil em absorcao em #95 pode ser explicado por uma subtracao excessiva

da componente nebular. As estrelas #11 e #69 foram observadas atraves

do instrumento IRS e as estrelas #78 e #95 com o OSIRIS. Os fluxos foram

divididos pelo espectro de um contınuo construıdo com a media de varias

estrelas do tipo A, e normalizado em 2,19 µm. O espectro no topo da figura

e de uma estrela do tipo A3V em primeiro plano (tambem dividida pelo

contınuo das estrelas do tipo A. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111

6.1 Distribuicao de GHIIR no disco da Galaxia (Conti & Crowther, 2004). Em

ambas as figuras, os cırculos pontilhados estao centrados no GC. O painel

da esquerda e a mesma figura apresentada por esses autores. No painel da

direita as setas indicam a mudanca na posicao dos doze objetos listados na

Tabela 6.1 para os quais as distancias foram revisadas. . . . . . . . . . . . 119

6.2 Comparacao entre as distancias cinematicas mais proximas e as determi-

nadas via paralaxe espectroscopica. O painel superior mostra as distancias

determinadas atraves de ambos os metodos. A linha cheia representa a

posicao onde as duas distancias sao iguais. Cırculos cheios indicam os ob-

jetos para os quais a distancia foi determinada nessa tese e nos trabalhos

anteriores desse grupo, enquanto que os cırculos vazios representam os re-

sultados de outros autores. O painel inferior mostra as diferencas entre as

duas distancias. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 120

xi

6.3 Imagem na banda E (21 µm) do catalogo MSX da regiao HII G347.59+0.22

(painel da esquerda) e sua contrapartida no infravermelho proximo (painel

da direita). Estas imagens cobrem uma area de 10 × 10 minutos de arco.

O Norte esta para cima e o Leste para a esquerda. Na imagem da direita

a cor vermelha - representa as estrelas mais avermelhadas (mais brilhantes

na banda K), verde - objetos mais brilhantes na banda H e azul - estrelas

mais brilhantes na banda J. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122

6.4 Imagem na banda E do catalogo MSX da regiao HII G351.59+0.18 (painel

da esquerda) e sua contrapartida no infravermelho proximo (painel da di-

reita). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123

6.5 Detalhe da Figura 6.4 da regiao HII G351.59+0.18, considerada proxima,

mas que na verdade deve estar alem do GC. . . . . . . . . . . . . . . . . . 124

6.6 Dependencia da luminosidade media das tres regioes HII gigantes mais lu-

minosas em cada galaxia. Diferentes pontos indicam diferentes tipos mor-

fologicos para as galaxias da qual as regioes HII sao membros. A linha cheia

representa o ajuste linear para o tipo morfologico Sc. Todas essas galaxias

sao de campo e seus valores foram extraıdos de Kennicutt (1988). O cırculo

e o quadrado vazios representam a Via Lactea, com as distancias as regioes

HII determinadas cinematicamente e por paralaxe espectroscopica, respec-

tivamente. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127

6.7 Funcao de luminosidade cumulativa da Via Lactea a partir do resultados de

Conti & Crowther (2004) (triangulos abertos) e para as distancias espec-

troscopicas dos objetos mais luminosos (cırculos cheios). No eixo superior

da figura esta o valor correspondente em luminosidade da linha do Hα. . 128

6.8 Comparacao entre o ajuste linear da funcao de luminosidade considerando

os objetos que emitem mais do que 1050 fotons no contınuo de Lyman. Os

cırculos na figura sao os mesmos da Figura 6.7. Os cırculos vazios indicam

os intervalos que nao foram considerados no ajuste linear para a Galaxia

(linha contınua). As linhas de tracos longos, tracos curtos e pontilhada

indicam o ajuste linear encontrado para as galaxias M33, M81 e LMC

atraves dos resultados de Kennicutt et al. (1989). . . . . . . . . . . . . . . 129

6.9 Distribuicao da inclinacao da funcao de luminosidade e funcao de massa

inicial ao longo do plano da Galaxia. As linhas pontilhadas indicam o valor

determinado por Salpeter (1955). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131

A.1 Parametros editaveis do script med.cl. Esse exemplo corresponde a con-

strucao de uma imagem flat−on a partir da mediana de 10 flats de baixas

contagens. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 137

xii

A.2 Parametros editaveis do script maskbad.cl. Esse exemplo corresponde a

construcao de um mascara de pixels ruins a partir das imagens flat−on e

flat−off. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 137

A.3 Painel esquerdo: Histograma do numero de pixels em relacao as contagens

em uma imagem flat−on na banda K produzido pelo maskbad.cl. A medi-

ana das contagens nesse exemplo e ∼ 9300. A figura mostra o intervalo de

pixels bons. O painel da direita mostra a mascara de pixels ruins produzida

para o instrumento OSIRIS. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 138

A.4 Parametros editaveis do script osiris.cl. Esse exemplo corresponde a

reducao basica de imagens obtidas atraves do instrumento ISPI. . . . . . . 139

A.5 Parametros editaveis do script sky−sub.cl. Nesse exemplo o ceu e con-

struıdo a partir das imagens do proprio campo e logo apos subtraıdo. Os

dois procedimentos sao realizados em uma unica execussao do script. . . . 140

A.6 Parametros editaveis do script shift−comb.cl, responsavel pela tarefa de

colocar em registro e combinar as imagens processadas. . . . . . . . . . . . 142

A.7 Imagem de correlacao cruzada por FFT criada pelo shift−comb.cl. . . . . 142

xiii

Lista de Tabelas

2.1 Principais caracterısticas dos detectores utilizados. . . . . . . . . . . . . . . 14

2.2 Principais caracterısticas dos filtros utilizados. . . . . . . . . . . . . . . . . 15

2.3 Extincao interestelar relativa nas bandas J , H, K e KS . . . . . . . . . . . 23

2.4 Propriedades da ZAMS determinadas por Blum et al. (2000) . . . . . . . . 27

3.1 Catalogo de Magnitudes e Cores . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41

3.2 Objetos com excesso em emissao na banda KS . . . . . . . . . . . . . . . . 56

3.3 Largura Equivalente (A) das linhas usadas para a classificacao das estrelas

do tipo O . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62

3.4 Propriedades das estrelas OB de W51A . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64

4.1 Propriedade dos YSOs: Resultados da Fotometria . . . . . . . . . . . . . . 83

4.2 Propriedades dos YSOs: Modelo de disco reprocessante. . . . . . . . . . . 84

4.3 Propriedades das Estrelas do Tipo O . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90

5.1 Propriedades Gerais de NGC3576 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108

5.2 Propriedades dos YSOs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112

6.1 Propriedades de 12 Regioes HII gigantes da Galaxia . . . . . . . . . . . . . 117

6.2 Inclinacao da funcao de luminosidade e da funcao de massa inicial das

regioes HII gigantes estudadas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130

xiv

Lista de Acronimos

2MASS 2 Microns All Sky Survey

ADU Analog to Digital Unit

CCD Charge-Coupled Device

CCD Color Color Diagram

CIRIM Cerro Tololo Infrared Imager

CIRRED CTIO Infrared Reduction Package for IRAF

CIT/CTIO Caltech/Tololo Infrared photometric system

CMD Color Magnitude Diagram

CTIO Cerro Tololo Interamerican Observatory

CTTS Classical T Tauri Star

FFT Fast Fourier Transform

FOV Field Of View

FWHM Full-Width at Half Maximum

GC Galactic Center

GHIIR Giant HII Region

HR Hertzsprung Russell

IMF Initial Mass Function

IRAF Image Reduction and Analysis Facility

IRAS Infrared Astronomical Satellite

IRS CTIO InfraRed Spectrometer

ISM InterStellar Medium

ISPI Infrared Side Port Imager ISPI - eye–spy

KLF K-band Luminosity Function

MSX Midcourse Space Eperiment mid-infrared survey

NIRI Near InfraRed Imager and spectrograph

NLyC Numero de fotons no contınuo de Lyman

PDMF Present Day Mass Function

PSF Point Spread Function

RMS Root-Mean-Square

SAAO South African Astronomical Observatory

SP Sequencia Principal

UCHIIR Ultra Compact HII Region

xv

UV Ultra Violeta

WR Estrelas Wolf-Rayet

WTTS Weak T Tauri Star

YSO Young Stellar Object

ZAMS Zero Age Main Sequence

xvi

Resumo

Nesta tese, e apresentado o estudo do conteudo estelar de tres regioes HII gigantes da

Galaxia: W51A, G333.1-0.4 e NGC3576. Esse estudo consiste na fotometria dessas regioes

de formacao estelar no infravermelho proximo, nas bandas J , H e K e espectroscopia na

banda K de seus membros mais brilhantes. As imagens dessas regioes revelam estrelas do

tipo espectral O tardias e B recentes acompanhadas por objetos estelares jovens e massivos

profundamente embebidos em seus casulos de gas e poeira. As principais propriedades de

cada regiao HII gigante estudada, tais como o avermelhamento local e interestelar medio, a

funcao de luminosidade e de massa inicial, e a massa total integrada, foram determinadas

considerando duas maneiras independentes de corrigir o excesso em emissao na banda K

tıpico de estrelas que ainda nao se formaram completamente.

Com o objetivo de delinear a estrutura espiral da Via Lactea a distancia dessas regioes

foi determinada atraves da paralaxe espectroscopica de estrelas OB. Essas estrelas foram

previamente selecionadas atraves dos diagramas cor J −H versus cor H −K e cor H −K

versus magnitude K, onde seguem uma linha vertical que define a sequencia principal

de idade zero de cada aglomerado. Para todas regioes que tiveram suas distancias

determinadas por paralaxe espectroscopica no infravermelho proximo, a ambiguidade

nas distancias cinematicas foi resolvida favorecendo as distancias mais proximas ao Sol.

Determinou-se, com alto grau de confianca estatıstica, que as distancias cinematicas sao

sistematicamente maiores do que as medidas atraves da paralaxe espectroscopica.

Como consequencia da diminuicao das distancias das regioes HII gigantes, o numero

de fotons ionizantes e a taxa de formacao estelar da Galaxia resultantes, sao menores do

que a que foi encontrada utilizando as distancias cinematicas. A revisao nos valores das

distancias leva a uma taxa de formacao estelar para a nossa galaxia 30 % menor do que

se supunha anteriormente. Entretanto, apesar da luminosidade das regioes HII gigantes,

obtidas a partir das novas distancias se tornarem menores, o tipo morfologico da Via

Lactea, quando comparado com outras galaxias, continua consistente com os tipos Sbc e

Sc.

Finalmente, a funcao de luminosidade encontrada para as regioes HII gigantes

estudadas indica que a inclinacao da funcao de massa inicial e uniforme, independente da

distancia galactocentrica e compatıvel com o valor encontrado para a vizinhanca solar.

xvii

Abstract

We present in this thesis a study of the stellar content of three giant HII regions of

the Galaxy: W51A, G333.1-0.4 and NGC3576. This study is based on near-infrared J, H

and K photometry and K-band spectroscopy of their brighter members. The images show

late O and early B type stars as well as young massive stellar objects deeply embedded in

their cocoons of gas and dust. The main properties of each giant HII region studied, such

as the local and interstellar reddening, the luminosity and initial mass functions, and the

total mass have been determined by using two different and independent ways to correct

the K-band excess emission, typical of stars still in formation process.

Aiming to trace the Milky Way spiral structure, the distance to these regions has been

determined through the spectroscopic parallax of OB type stars. These stars have been

selected from the J−H versus H−K color–color diagram and the H−K versus K color–

magnitude diagram, where they lies in a vertical line which defines the cluster zero age

main sequence. For all regions with distances determined by near-infrared spectroscopic

parallax, the kinematic distance ambiguity have been broken in favor of the distances

closer to the Sun. It has been determined that the spectroscopic parallax distances are

systematically smaller than the kinematic distances with a high statistical confidence

level.

As a consequence of the shortening of the HII region distances, the number ionizing

photons and the Galaxy star forming rate became smaller than the previously found

through the kinematic distances. The revision of the value of these distances leads to

a star forming rate, for our galaxy, 30% smaller than previously found. Although the

luminosity of these giant HII regions became smaller by considering their new distances,

the morphological type of the Milky Way is well in line with previous results, close to Sbc

or Sc types.

Finally, the luminosity functions found for the giant HII regions studied here indicate

that the slope of the initial mass function is uniform, regardless its galactocentric distance

and it is consistent with the value found for the solar neighborhood.

xviii

Capıtulo 1

Introducao

As estrelas massivas (M > 8M�) tem um grande impacto sobre a evolucao das galaxias.

As estrelas do tipo O, assim como as suas descendentes mais evoluıdas, as estrelas Wolf-

Rayet (WR), sao as principais fontes de radiacao ultravioleta (UV), massa e energia e

momentum para o meio interestelar (ISM1). Ao explodirem como supernovas, contribuem

com elementos alfa e desencadeiam formacao estelar subsequente. O efeito coletivo das

explosoes de supernovas ioniza o meio intergalactico e o enriquece atraves dos superventos

galacticos. As extremamente massivas terminam com surtos de raios gama (gamma-ray

bursts), permitindo o mapeamento do Universo ate redshifts z > 6 (Haislip et al., 2005).

Espera-se que algumas dessas estrelas superluminosas sejam membros da populacao III

que vem sendo procuradas ha decadas. Os produtos finais da evolucao das estrelas

massivas, as estrelas de neutrons e os buracos negros sao valiosos laboratorios para a

fısica relativıstica e nuclear. Esses sao alguns exemplos da importancia cosmologica das

estrelas massivas.

A primeira dificuldade do estudo das estrelas massivas e simplesmente encontra-las.

Elas sao extremamente raras, por uma combinacao de dois fatores: a.) a funcao de massa

inicial (IMF2), e tal que numero de estrelas decai exponencialmente com a massa, e b.) o

tempo de vida que tambem diminui fortemente com a massa. Com o envelhecimento do

universo, a frequencia das estrelas massivas diminui tao drasticamente, que na Via Lactea

existe apenas uma estrela de massa M > 60M� para cada bilhao de estrelas. O reduzido

numero de objetos deste tipo conhecido na nossa Galaxia tambem se deve ao fato de

estarmos posicionados, dentro da Via Lactea, num ponto de vista desfavoravel. Ao olhar

para o ceu desde nosso sistema solar vemos os bracos espirais da Via Lactea e as regioes

de formacao estelar neles situadas superpostos na mesma linha de visada. E justamente

aı que residem as estrelas de alta massa, preferencialmente numa faixa estreita de ±1

grau de cada lado do plano galactico. Esse plano e afetado por um alto obscurecimento

na faixa optica para distancias maiores do que 5 kpc e na direcao do Centro Galactico

1ISM: InterStellar Medium2IMF: Initial Mass Function

1

(GC3) atinge AV ≈ 30 mag.

Apesar de todas estas dificuldades, a Via Lactea ainda e o melhor laboratorio para

este estudo, dado que podemos ver em detalhes as estrelas e sua interacao com o gas e

poeira utilizando-se de tecnicas observacionais de alta resolucao espacial e espectral. O

alto obscurecimento na faixa optica (AV ≈ 20-40 mag) ao longo do plano Galactico, e

reduzido em comprimentos de onda maiores, como e o caso do infravermelho proximo em

relacao a luz visıvel. De fato, a extincao decresce com o comprimento de onda de modo

que AK ≈ 0.1 AV . Desse modo, essas estrelas, que nao sao detectaveis na faixa optica com

os maiores telescopios existentes, estao ao alcance de instrumentos modestos em operacao

na banda K. A combinacao de imageamento e espectroscopia em comprimentos de onda

do infravermelho proximo tem se mostrado uma forma eficiente de explorar estagios mais

primitivos da evolucao estelar e os ambientes de formacao de estrelas massivas (Blum et

al., 1999, 2000, 2001; Figueredo et al., 2002, 2005; Hanson et al., 1996). Entretanto, a

emissao fotosferica tambem diminui com o comprimento de onda e a emissao da poeira

cresce, de modo que o infravermelho proximo, em especial a banda K, esta na posicao

otima para observar estrelas no disco Galactico. A banda K apresenta linhas espectrais

do HeII, HeI, NIII, CIV e HI, que permitem emular a classificacao espectral amplamente

usada na faixa optica.

As regioes HII gigantes (GHIIR4 com L > 1050 fotons/segundo no contınuo de Lyman)

sao locais com grande concentracao de estrelas massivas, que somam ate alguns milhoes de

massas solares. Alem de serem importantes mapeadores da estrutura espiral da Galaxia, o

estudo de sua populacao estelar fornece informacoes importantes sobre a taxa de formacao

estelar e a funcao de massa inicial. A IMF, ainda mal conhecida na faixa das grandes

massas, e o instrumento crucial para o calculo da taxa de supernovas e portanto para o

estudo da evolucao quımica da galaxia.

O estudo de regioes HII gigantes no infravermelho proximo permite abordar problemas

astrofısico bastante atuais e de grande importancia, tais como: 1.) a caracterizacao do

conteudo estelar destas regioes atraves do estudo da IMF, taxa de formacao estelar e idade,

2.) o entendimento dos principais processos envolvidos na formacao de estrelas massivas,

incluindo a identificacao de objetos em estagios bastante preliminares de sua evolucao,

como os objetos estelares jovens (YSOs5) e massivos e as regioes HII ultra-compactas

(UCHIIR6) e 3.) a determinacao da distancia via o metodo da paralaxe espectroscopica

destas associacoes com o objetivo de mapear suas posicoes nos bracos espirais da Galaxia.

Cada um destes topicos sera discutido em detalhes nas secoes seguintes.

3GC: Galactic Center4GHIIR: Giant HII Region5YSO: Young Stellar Object6UCHIIR: Ultra Compact HII Region

2

1.1 A Via Lactea e sua Estrutura Espiral

A posicao do Sol, imerso no disco da Galaxia e cercado de poeira interestelar, como

foi dito acima, nao nos permite uma visao privilegiada da estrutura espiral da Via

Lactea. Esta dificuldade em saber qual e a verdadeira forma da nossa galaxia dificulta

a determinacao do tipo morfologico, assim como o numero e posicao dos seus bracos

espirais. Um procedimento natural e tentar correlacionar o que podemos ter acesso de

nossa galaxia com observacoes de outras galaxias.

O disco da nossa galaxia contem, alem de estrelas, a materia interestelar formada por

gas e poeira, dos quais as estrelas se formam. O gas interestelar e constituıdo na maior

parte por hidrogenio neutro. Nas proximidades das estrelas mais quentes e luminosas,

o hidrogenio e ionizado pela radiacao ultravioleta. Se existe suficiente hidrogenio ao

redor destas estrelas, ele sera visıvel como uma nebulosa gasosa de emissao, chamada

Regiao HII. Um exemplo e a nebulosa de Orion. Todas as galaxias espirais e irregulares

mais proximas e que ja foram estudadas contem uma quantidade consideravel de regioes

HII; algumas galaxias S0 tambem possuem regioes HII, mas em menor quantidade do

que as galaxias espirais mais tardias. Nessas galaxias ve-se que as nebulosas gasosas

acompanham a estrutura espiral. Ha quase um seculo existem evidencias de que a Via

Lactea e uma galaxia espiral. Uma explicacao para a concentracao de regioes HII nos

bracos das galaxias e que as ondas de choque que originam bracos espirais sao as principais

fontes das instabilidades que disparam a formacao estelar (Shu et al., 1972). De acordo

com a teoria de ondas de densidade espirais proposta por Lin & Shu (1964) o padrao espiral

deve girar como um corpo rıgido, enquanto o gas e as estrelas por sua vez apresentam uma

rotacao diferencial. De fato, e possıvel ter alguma ideia sobre a localizacao dos bracos

espirais atraves da posicao de objetos conhecidos por serem mapeadores da estrutura

espiral em outras galaxias. Existem dois tipos basicos de mapeadores: as regioes HII,

ionizadas por estrelas OB e o hidrogenio neutro (HI), mapeado pela linha de 21 cm.

Ate hoje, o estudo da estrutura espiral da Via Lactea foi feito essencialmente em base a

observacoes na faixa radio do gas neutro e ionizado.

Um trabalho bastante recente, na faixa optica, foi publicado por Dias & Lepine

(2005). Atraves de um catalogo bastante completo de aglomerados abertos (Dias et al.,

2003), limitado a um raio de 2 kpc do Sol, esses autores reconstruıram partes dos tres

bracos espirais da Via Lactea nas proximidades do Sol. O procedimento foi trazer esses

aglomerados para suas posicoes de nascimento atraves de dois metodos independentes. O

primeiro metodo supoe que os mesmos movimentam-se em orbitas circulares no plano

da Galaxia de forma que o deslocamento e definido pelas idades multiplicadas pelas

velocidades provenientes da curva de rotacao. O segundo metodo integra toda a orbita de

cada aglomerado, dadas suas velocidades radiais, movimento proprio, distancias e idades.

O resultado dessa analise e que os tres bracos espirais delineados apresentam a mesma

3

velocidade de rotacao, favorecendo assim a ideia de que o padrao espiral da Galaxia gira

como um corpo rıgido, tal como e proposto por Lin & Shu (1964).

As observacoes em comprimento de onda radio apresentam a vantagem de nao serem

limitadas pela absorcao interestelar, permitindo assim a exploracao da Galaxia inteira. A

linha de 21cm, em particular, fornece a densidade de coluna do hidrogenio neutro ao longo

da linha de visada como uma funcao da velocidade radial. No entanto, as observacoes do

hidrogenio neutro tambem apresentam os seus problemas.

Um dos principais problemas encontrados por qualquer metodo cinematico para a

determinacao da estrutura espiral e justamente a necessidade de usar um modelo de

rotacao para a galaxia com o objetivo de transformar as velocidades radiais em distancias.

A determinacao de um modelo que defina a cinematica de uma galaxia espiral nao e uma

tarefa simples e envolve movimentos nao circulares com pequenas flutuacoes como funcao

da longitude galactocentrica. Neste sentido, a construcao de uma curva de rotacao acurada

da nossa galaxia e crucial para a determinacao de distancias.

Determinar a curva de rotacao da Via Lactea sempre foi e continua sendo uma tarefa

para a radioastronomia. Isto se deve ao fato de que o meio interestelar e transparente

para as ondas de radio. Clemens (1985) determinou a curva de rotacao para a componente

norte da nossa galaxia atraves da combinacao de varios estudos da dependencia da

velocidade radial medida atraves da emissao em CO e HI. Esta curva de rotacao e a

mesma utilizada extensivamente em trabalhos atuais apos a correcao da distancia do Sol

ao centro galactico (R0) e da velocidade de rotacao da galaxia para os valores aceitos

atualmente pela IAU. Essa correcao e importante, visto que qualquer mudanca no valor

de R0 induz um deslocamento na distancia cinematica do objeto observado.

A velocidade radial de um gas medida atraves de linhas de recombinacao em radio

e, em geral mais precisa que 1 km s−1. O problema surge quando estas velocidades sao

interpretadas como movimento galactico. Por um lado, o modelo de rotacao nao pode ser

averiguado por metodos independentes em toda a extensao da Via Lactea. Por outro lado,

as regioes HII gigantes sao produzidas justamente pela rotacao galactica nas bordas das

nuvens moleculares, como foi discutido acima. Apesar de Clemens (1985) ter abordado

de maneira bastante elegante alguns movimentos peculiares tais como o movimento entre

nuvens moleculares, existe uma gama de outras possibilidades que nao sao simples de

dimensionar. Colisoes entre nuvens moleculares resultam em momento angular e linear

que se somam a rotacao galactica. Alem disso, nos casos onde o gas e aquecido por

uma estrela ionizante, nas direcoes de densidade mais baixa do meio interestelar, o gas

pode produzir uma abertura de modo a fluir livremente para fora da nuvem molecular

(champagne flows). Isto produz regioes de diversos tipos morfologicos e fluxos em direcoes

aleatorias com velocidades superiores a 10 km s−1.

Outro problema tıpico dos metodos cinematicos para a determinacao da estrutura

4

espiral e que, para a parte interna da Galaxia, os modelos de rotacao fornecem dois valores

de distancia para cada velocidade radial observada e nem sempre a escolha entre o valor

mais proximo e o mais distante do Sol e uma tarefa simples, mesmo com a medida das

velocidades radiais atraves de linhas de absorcao na faixa radio. Para o caso particular da

direcao do centro galactico, este modelo e completamente degenerado, pois a velocidade

radial e por definicao zero para todas as distancias. De fato, devido as inumeras incertezas

nas medidas e as componentes nao rotacionais das velocidades, as distancias cinematicas

proximas a direcao do centro galactico nao sao confiaveis.

Levando em consideracao todas essas limitacoes, Georgelin & Georgelin (1976) foram

os principais pioneiros no desenvolvimento de um modelo da estrutura espiral de nossa

galaxia tal qual conhecemos hoje em dia. Com a finalidade de estabelecer um esquema

coerente da estrutura espiral, esses autores fizeram uma compilacao de dados nas faixas

optica e radio. Um mapeamento de todas as regioes HII cujo parametro de excitacao era

superior a U > 10 pc cm−2 os levaram a conclusao de que a Via Lactea e formada por

uma estrutura espiral composta por quatro bracos, bem definidos e ricos em regioes HII,

muito mais semelhante a galaxias do tipo Sc do que das Sb. Por outro lado, apesar do

criterio dos bracos espirais ser mais favoravel ao tipo Sc, uma analise do brilho superficial

do bojo da Galaxia classifica a nossa galaxia como um tipo intermediario entre Sb e Sc.

Nos ultimos anos muito progresso tem sido feito em relacao ao problema da

estrutura espiral. Diversas linhas de recombinacao na faixa radio tem sido descobertas

e extensivamente observadas. Dados opticos relevantes tem sido obtidos atraves de

observacoes de estrelas OB e regioes HII, especialmente no hemisferio sul (Dias et al.,

2003). Russeil (2003), atualizou os catalogos de tracadores e os novos parametros para

a estrutura espiral confirmaram o modelo de quatro bracos de Georgelin & Georgelin

(1976), com a diferenca de que, com um maior numero de objetos e menores incertezas

nas distancias, foi possıvel delinear melhor os bracos e duplicar a extensao dos mesmos.

Um metodo classico de obter medidas de distancias e a chamada paralaxe

espectroscopica ou espectrofotometrica. Ele tem sido bastante utilizado na faixa visıvel e

agora pode ser extendido para o infravermelho proximo, vencendo a extincao interestelar.

A incerteza deste metodo e aproximadamente 30 % em distancia para uma unica estrela

do tipo O, determinada pelo espalhamento na calibracao das magnitudes visuais. Isso gera

uma acuracia na determinacao de distancias muito maior do que qualquer outro metodo

ate entao utilizado, justamente pelo fato de que e possıvel combinar a distancia obtida para

varias estrelas em um mesmo aglomerado. O erro na determinacao da distancia diminui

com a raız quadrada do numero de estrelas para as quais a paralaxe espectroscopica e

determinada.

Smith et al. (1978) fizeram um levantamento bastante completo das regioes HII gigantes

da Galaxia com o intuito de estudar a taxa de formacao estelar. Esse catalogo contendo 98

regioes HII gigantes, foi o ponto de partida para estudar a distribuicao desses excelentes

5

mapeadores no plano da Galaxia por varios autores. Conti & Crowther (2004) atualizaram

o catalogo de regioes HII gigantes de Smith et al. (1978) baseando–se no mapeamento

do ceu feito em 6–cm por Kuchar & Clark (1997), mais as distancias obtidas por Russeil

(2003). Esses autores utilizaram os catalogos de imagens disponıveis no infravermelho

medio e distante para medir os fluxos e verificar a existencia de cada regiao HII listada por

Smith et al. (1978), Kuchar & Clark (1997) e Russeil (2003), resultando num novo catalogo

contendo 56 regioes HII gigantes. Dessas regioes, apenas 15% podem ser observadas na

faixa optica do espectro eletromagnetico. Nesta tese, sera adotado o catalogo de Conti &

Crowther (2004) para o estudo da distribuicao das regioes HII gigantes da Galaxia.

1.2 O Conteudo Estelar de Regioes HII Gigantes da

Galaxia

A extensao linear das regioes de formacao estelar esta relacionada com a taxa de

formacao (Hunter, 1992). A presenca de emissao Hα do gas e um sinal de que no mınimo

uma estrela massiva foi formada recentemente e a luminosidade Hα e um indicador do

numero de estrelas massivas que estao presentes na nebulosa (Panagia, 1973). Kennicutt

et al. (1989) catalogaram e mediram as luminosidades de regioes HII em um grande numero

de galaxias espirais e irregulares. Smith & Kennicutt (1989) fizeram o mesmo para a Via

Lactea. Eles encontraram que a funcao de luminosidade de regioes HII segue uma lei

de potencia tal que, o numero de regioes HII tende a ser inversamente proporcional ao

quadrado da sua luminosidade Hα, indicando que as regioes HII menores sao muito mais

numerosas que as regioes maiores. A luminosidade das regioes HII para nossa galaxia e de

1049 a 1051 fotons por segundo em Hα. Isso compreende desde regioes que sao ionizadas

por poucas estrelas O ate aquelas que contem centenas delas.

Smith et al. (1978) agruparam as regioes HII galacticas em tres classes, de acordo com

sua densidade de fluxo intrınseco S5D2, onde S5 e o fluxo em 5GHz e D a distancia ao

Sol. Nesta classificacao sao definidas como regioes HII supergigantes aquelas que possuem

S5D2 ≥ 5000 Jy kpc2, como regioes HII gigantes aquelas com 5000 Jy kpc2 > S5D

2 ≥

400 Jy kpc2 e as regioes HII normais aquelas que possuem S5D2 < 400 Jy kpc2. Existem

tambem regioes que sao menores que Orion, ou seja, regioes que emitem ∼ 1047 fotons/s

em Hα e que contem somente uma estrela massiva (Carter, 1990; Hunter & Massey, 1990;

Meat et al., 1990), mas ainda nao existe um censo completo destas regioes. Nesta tese

de doutorado o termo gigante designa uma regiao que emite mais do que 1050 fotons no

contınuo de Lyman por segundo. Isto e cerca de 10 vezes maior que a luminosidade da

nebulosa de Orion e proximo ao valor emitido por uma unica estrela do tipo espectral O3V.

Como estas estrelas raramente sao encontradas em isolado, e devido a propria natureza da

IMF, e razoavel esperar que uma regiao HII gigante contenha varias estrelas do tipo O e

B. O numero de fotons no contınuo de Lyman (NLyC) e medido atraves da luminosidade

6

radio das regioes. A determinacao da luminosidade de uma regiao HII e direta quando

a distancia e bem conhecida. No entanto, alguns fotons no contınuo de Lyman podem

ser absorvidos completamente pelos graos de poeira ou escaparem livremente atraves de

direcoes de baixa opacidade. Neste caso, podemos dizer que a luminosidade HII em radio

indica somente um limite inferior em relacao ao numero de fotons emitido pelo aglomerado

estelar. De qualquer maneira, a determinacao da distancia ainda e o maior problema.

A possibilidade de obter informacoes detalhadas sobre a densidade, temperatura,

pressao, entre outros parametros, torna as regioes HII de grande interesse para o estudo da

interacao entre as estrelas massivas e o meio interestelar. O impacto dos ventos das estrelas

massivas sobre o meio interestelar e muito maior do que se concebia ate recentemente e

a contribuicao desses ventos integrada ao longo da vida das estrelas e comparavel ao

das explosoes de supernovas. Um dos maiores problemas na abordagem deste tema e a

raridade de GHIIR proximas que sirvam de paradigma. A quase totalidade das regioes

HII gigantes da Galaxia e inacessıvel aos meios opticos e as extragalacticas estao distantes

demais para serem completamente resolvidas em estrelas.

E possıvel estudar as estrelas massivas individualmente na nossa Galaxia ou nas

galaxias mais proximas (como as Nuvens de Magalhaes), mas para galaxias mais distantes,

somente as propriedades integradas podem ser acessadas. A Via Lactea e um ambiente

privilegiado para este estudo, dado que podemos ver em detalhes as estrelas e sua interacao

com o gas e a poeira. Estudos do conteudo estelar destas regioes podem ser usados

diretamente para estimar a inclinacao da IMF, junto com a determinacao dos limites

superiores e inferiores de massa do aglomerado.

Apesar da alta luminosidade dos objetos que compoem uma tıpica regiao de

formacao estelar, o recenseamento da populacao massiva e dificultado tanto pelo grande

obscurecimento dessas regioes quanto pela alta densidade de estrelas. Com o advento

dos instrumentos operando em comprimentos de onda do infravermelho e as recentes

possibilidades de correcao de imagens como os sistemas de optica ativa e adaptativa,

os progressos nesta area sao cada vez mais possıveis. De fato, esta tese, que utiliza

tambem instrumentos de ultima geracao, ira revelar diversos aglomerados de estrelas

massivas no centro de regioes HII gigantes previamente descobertas e estudadas apenas

em comprimentos de onda de radio.

Massey e seus colaboradores foram os primeiros a determinar o numero de estrelas

massivas em varios ambientes, usando fotometria e espectroscopia em comprimentos de

onda do visıvel. Massey (1985) mostrou que nao e possıvel distinguir entre estrelas

do tipo O mais quentes e mais frias utilizando como base somente a fotometria. Esse

autor determinou a IMF para varias associacoes da Galaxia e das Nuvens de Magalhaes

assegurando que a comparacao entre varios agrupamentos estelares fosse consistente entre

si. O procedimento utilizado por ele consistiu em realizar fotometria das associacoes

estelares e usar o diagrama cor-cor para estimar a extincao e identificar as estrelas mais

7

azuis. As cores UBV foram usadas para determinar a luminosidade dessas estrelas azuis

com o objetivo de identificar o tipo espectral e determinar a temperatura de todas as

estrelas mais quentes que as do tipo B1V da regiao. Assim, atraves do metodo da paralaxe

espectroscopica, ele determinou a distancia de varias associacoes. As magnitudes visuais

absolutas (MV ) e o tipo espectral foram convertidos para magnitudes bolometricas (Mbol)

e temperatura efetiva (Teff) respectivamente, usando procedimentos de calibracao de

forma que estes parametros observados pudessem ser ajustados em um diagrama HR7

teorico com as trajetorias evolutivas. Finalmente, ele fez contagens do numero de estrelas

para cada intervalo de massa ao longo de cada trajetoria evolutiva. A inclinacao desta

relacao e conhecida como Γ, e e definida atraves da relacao f(M) = AM Γ, onde f(M) e o

numero de estrelas por unidade de intervalo de massa M e A e uma constante de escala.

O procedimento descrito acima, nos da essencialmente o valor da funcao de massa atual

(PDMF8). No entanto, para associacoes muito jovens podemos admitir que a PDMF e

identica a IMF. Uma outra suposicao e que o intervalo de tempo de formacao e da ordem

ou menor que o tempo de evolucao. A conclusao surpreendente e que a inclinacao da

IMF e independente da composicao quımica e do ambiente de formacao. Figer et al.

(1999), entretanto, encontraram discrepancias para os aglomerados Arcos e Quintupleto

nas proximidades do GC. Estes autores argumentam que ambos aglomerados possuem

uma IMF menos inclinada que as obtidas em outras regioes, indicando um cenario no qual

a formacao de estrelas massivas e favorecida em ambientes do tipo do centro galactico.

Este resultado nos remete ao fato de que os aglomerados estelares localizados proximos

ao GC (Cotera et al., 1996; Figer et al., 1999) podem ter sido formados sob condicoes

fısicas diferentes (Morris & Serabyn , 1996). Os processos dissipativos que ocorrem na

regiao central, conduzem a uma forte concentracao de gas em aproximadamente 200 pc.

O estado fısico do gas e os processos de formacao estelar que ocorrem neste ambiente

sao consequentemente diferentes daqueles que ocorrem em grande escala no disco. Uma

outra possibilidade e que efeitos dinamicos, privilegiando a formacao de estrelas massivas,

sejam mais importantes nas partes internas da Galaxia. Portegies Zwart et al. (2001)

modelaram o aglomerado de Arcos com uma IMF normal, incluindo entretanto os efeitos

de uma evolucao dinamica na presenca do potencial gravitacional do centro da nossa

galaxia. Eles encontraram que os valores observados eram consistentes com a IMF de

Salpeter.

1.3 Objetos Estelares Jovens e Massivos

As estrelas massivas nascem em nuvens moleculares gigantes formando associacoes

ou aglomerados estelares. Inicialmente essas estrelas estao envoltas em nuvens de gas

7HR: Hertzsprung Russell8PDMF: Present Day Mass Function

8

molecular e poeira, podendo ser completamente invisıveis opticamente. Depois de algum

tempo, as nuvens moleculares sao dissociadas pelos fotons das estrelas do tipo O e a regiao

torna-se visıvel como uma regiao HII optica (e.g. 30 Doradus).

Este quadro e embasado numa grande quantidade de observacoes mostrando estrelas

massivas jovens, ou regioes compactas de gas ionizado, intimamente relacionadas com

regioes densas e quentes de gas molecular. Desta maneira, a identificacao de objetos

estelares jovens e massivos e uma consequencia direta do estudo do conteudo estelar

de regioes HII gigantes da galaxia. Entretanto, os processos fısicos de formacao desses

objetos permanecem obscuros. As escalas de tempo para estrelas massivas sao muito

mais curtas do que para estrelas de baixa massa. Elas comecam a queimar hidrogenio e

alcancam a sequencia principal (SP) antes mesmo de terminarem o processo de acrescao

dos envelopes protoestelares. Ao emergirem na faixa optica, essas estrelas ja percorreram

aproximadamente 15% de sua trajetoria evolutiva (Garmany et al., 1982).

A formacao de um disco e o aparecimento de jatos na fase de acrescao sao assuntos em

aberto para estrelas massivas. Estes YSOs, que estao no estagio pre-sequencia principal,

ou seja, estrelas do tipo O e B com evidencia de disco circumstelar, sao identificaveis no

diagrama cor-cor (J − H versus H − K), pois o aquecimento da poeira produz emissao

termica na banda K, colocando-os fora das linhas de avermelhamento interestelar. Outra

forma de identificar estes objetos e atraves do diagrama cor-magnitude (K versus H−K),

onde a sequencia principal e bem definida, pois os ındices de cor sao insensıveis as variacoes

de tipo espectral. Isto se deve ao fato de que os ındices de cor sao degenerados na cauda

da distribuicao da lei de Planck. Alguns objetos tem excesso em emissao na banda K,

levando a um excesso de cor maior que para estrelas normais, devido a que parte do fluxo

infravermelho, especialmente na banda K, que eles emitem provem de fotons de mais alta

energia reprocessados pela poeira na qual estao embebidos. A analise deste tipo de objeto

e fundamental para o entendimento do processo de formacao de estrelas de alta massa.

Hanson et al. (1997), atraves de fotometria J , H e K, encontraram fortes evidencias

de disco circumstelar ao redor de alguns YSOs detectados em M17: excesso em emissao

na banda K e nao deteccao destes objetos na faixa optica. Estes objetos que apresentam

excesso de cor elevado, foram confirmados espectroscopicamente como estrelas OB em

formacao, com emissao em CO e ausencia de linhas fotosfericas. Mais uma serie de

objetos desse tipo foram identificados por Blum et al. (1999, 2000, 2001); Figueredo et al.

(2002, 2005)

Apesar de todas as dificuldades envolvidas no estudo dessa classe de objetos, alguns

progressos ja foram feitos nessa area, tanto teoricos quanto observacionais. Atraves de

espectroscopia de alta resolucao no infravermelho proximo centrada na cabeca de banda

do CO em 2,3 µm, Blum et al. (2004) encontraram um perfil de velocidade bastante

alargado e consistente com a emissao proveniente de um disco circumstelar visto atraves

de diversas inclinacoes. Alem disso, esses autores encontraram que o perfil da linha do

9

Brγ reforca a possibilidade de um modelo de disco de acrescao ou uma estrutura toroidal

ao redor dessas estrelas. Bik & Thi (2004) tambem apresentam uma serie de objetos cujo

perfil da cabeca de banda do CO pode ser ajustado pelo modelo de um disco Kepleriano

isotermico.

No entanto, todos os objetos que tem algum sinal de disco de acrescao ate o momento,

correspondem a estrelas do tipo O tardias ou B recentes (O6 e B5 segundo Bik & Thi,

2004) embebidas. Na maioria das vezes esses objetos convivem com estrelas do tipo O

mais massivas, que apresentam linhas fotosfericas em seus espectros e nenhum sinal de

disco de acrescao. Segundo Blum et al. (2004), isso sugere que a escala de tempo para

as estrelas mais massivas dissiparem completamente seus discos e muito menor do que

para as estrelas do tipo OB menos massivas, ou que estrelas mais massivas nao se formam

atraves de disco de acrescao.

1.4 Estrutura da tese

Alem dessa breve introducao constam da tese outros 6 capıtulos. No capıtulo 2 sao

apresentados detalhes do metodo utilizado para a obtencao, o processamento e a analise

de imagens e espectros no infravermelho proximo. E detalhada tambem a metodologia

utilizada para o calculo da extincao, definicao da sequencia principal de idade zero, a

massa das estrelas e da regiao HII gigante e o metodo da paralaxe espectroscopica para a

determinacao da distancia.

Os capıtulos 3, 4 e 5 referem-se ao estudo do conteudo estelar de tres regioes HII

gigantes da Galaxia: W51A, G333.1-0.4 e NGC3576 respectivamente. O capıtulo 3 e

uma versao preliminar de um terceiro artigo a ser enviado em breve para publicacao. Os

capıtulos 4 e 5 ja foram publicados na revista Astronomical Journal: Figueredo et al.

(2002, 2005). Optou-se pela traducao o mais exata possıvel dos artigos e por essa razao

algumas secoes desses tres capıtulos poderao parecer repetitivas ao leitor.

O capıtulo 6 tem por objetivo discutir, no contexto galactico, os resultados encontrados

nos tres capıtulos anteriores, incluindo os resultados obtidos para uma quarta regiao HII

gigante (G331.5-0.1), cujos espectros foram recebidos e analizados recentemente. Alem

disso foram adicionados resultados da literatura obtidos atraves dos mesmos metodos

utilizados nessa tese.

O ultimo capıtulo se dedica a sumarizar as conclusoes descritas ao longo do texto e

apontar as perspectivas abertas para a continuacao e o aprofundamento dos topicos de

pesquisa abordados nesse trabalho.

Uma descricao detalhada do pacote CIRRED9, para a reducao de dados no

9CTIO Infrared Reduction Package for IRAF – CIRRED, e uma colettania derotinas e programas para a reducao basica de imagens, desenvolvido principalmente

10

infravermelho esta descrita no apendice e podera ser utilizada como guia para os usuarios

do instrumento OSIRIS no telescopio SOAR.

para os instrumentos IRS, CIRIM, OSIRIS e ISPI (veja a pagina eletronica:http://www.ctio.noao.edu/instruments/ir

−instruments/cirred/cirred.html para mais detalhes).

11

Capıtulo 2

Metodologia

A metodologia utilizada para o estudo do conteudo estelar de regioes HII gigantes e a

determinacao de suas distancias atraves da paralaxe espectroscopica de estrelas do tipo

OB e o foco principal deste capıtulo. No decorrer desta tese nao so foram desenvolvidos

novos procedimentos de forma a otimizar o estudo espectroscopico e fotometrico no

infravermelho proximo, mas tambem velhos metodos, tais quais apresentados em

Figueredo, E. (2000) foram aperfeicoados. Escolhidos os alvos a partir de sua

alta probabilidade de hospedar estrelas do tipo OB, o proximo passo e a escolha de

detector, telescopio, conjunto de filtros, etc. Para uma analise homogenea dos resultados

provenientes de diferentes sistemas fotometricos, e necessario padronizar as medidas.

A fotometria permite alcancar objetos de baixo brilho, alem de fornecer uma estimativa

inicial de parametros como temperatura, presenca de certas caracterısticas espectrais,

etc. A espectroscopia por si so, fornece detalhes dos objetos estudados de forma direta

ou indireta, ampliando de forma precisa a gama de informacoes, principalmente suas

temperaturas e densidades. Quando o brilho de uma estrela, ou galaxia, e medido

atraves de diferentes filtros, diferentes regioes do espectro eletromagnetico desse objeto

sao isoladas, exigindo o conhecimento do perfil de transmissao dos filtros utilizados, bem

como a eficiencia com que o detector responde a eles.

O advento da fotometria no final do seculo XIX revolucionou a Astronomia, assim como

ocorreu com os fotocatodos na decada de 50, os CCDs1 nos ultimos 15 anos e finalmente

os detectores de grande area que operam no infravermelho (arrays) nos ultimos 10 anos.

2.1 Os Detectores e o Sistema de Filtros

As regioes HII gigantes apresentadas nesta tese foram imageadas nas bandas J , H

e K ou KS e seus membros mais brilhantes, selecionados a partir da fotometria, foram

1CCD: Charge-Coupled Device (Dispositivos acoplados por cargas). Sao detectores bidimensionaispara imageamento na faixa optica do espectro.

12

submetidos a espectroscopia na banda K. Os instrumentos utilizados nessa tese foram

o OSIRIS2, CIRIM3, ISPI4 e IRS5 montados no telescopio de 4-m Victor M. Blanco,

localizado no Cerro Tololo Interamerican Observatory (CTIO) e NIRI6 montado no

telescopio de 8-m Gemini Norte, localizado no Havaı. As principais caracterısticas desses

instrumentos, na configuracao em que foram utilizados nesta tese, sao apresentadas na

Tabela 2.1.

O Osiris e um instrumento produzido pela Ohio State University e que usa um detector

do tipo HAWAII, feito de HgCdTe7, com 1024 × 1024 pixels de 18,5 µm e sensıvel aos

comprimentos de onda entre 0,8 e 2,4 µm. Como espectrografo de resolucao moderada,

possibilita tres configuracoes diferentes: baixa resolucao (R ∼ 1200) e media resolucao

espectral (R ∼ 3000) que usam uma fenda longa, e o modo de baixa resolucao (R ∼

1200) com uma fenda curta e dispersao cruzada. Acoplado ao telescopio Blanco, OSIRIS

permite dois valores para a razao focal, que prove duas escalas de placa diferentes, f/2.8

(baixa resolucao – 0,403”/pixel e Campo de Visao (FOV8) = 233”) e f/7 (alta resolucao –

0,161”/pixel e FOV = 93”). Nessa tese, esse instrumento foi utilizado somente no modo de

alta resolucao (f/7), tanto para o imageamento das regioes HII, quanto para espectroscopia

de estrelas do tipo OB. O instrumento OSIRIS, quando montado no telescopio Blanco,

permitia a utilizacao do sistema tip-tilt para melhorar a qualidade das imagens. Em

espectroscopia de alta resolucao, OSIRIS produz espectros com dispersao linear de ∼ 4,8

A/pixel.

O CIRIM Cerro Tololo Infrared Imager usa uma matriz NICMOSIII de 256 × 256 pixels

de HgCdTe, que assim como o HAWAII, foi desenvolvido pelo Rockwell Science Center.

Apesar de poder ser operado tanto nos focos f/14 e f/8, dos telescopios de 4-m e 1,5-m

do CTIO respectivamente, os dados para esta tese foram tomados com o instrumento

acoplado ao telescopio de 1,5-m com a razao focal de f/8, resultando em uma escala de

placa de 1,16′′ e FOV = 297”.

Outro imageador utilizado no decorrer desta tese foi o instrumento ISPI montado no

telescopio Blanco. O ISPI usa dois detectores do tipo HAWAII de HgCdTe, somando um

total de 2000 × 2000 pixels, e operando nos comprimentos de onda entre 1,0 e 2,4 µm. O

2OSIRIS foi projetado em uma colaboracao entre Ohio State University e CTIO e construıdo atravesdos financiamentos NSF: AST 90-16112 and AST 92-18449.

3CIRIM: Cerro Tololo Infrared Imager. Os instrumentos CIRIM e OSIRIS foram descritos emdetalhes nos manuais de instrumentacao que estao disponıveis nas paginas eletronicas do CTIO emwww.ctio.noao.edu. Para OSIRIS, veja tambem DePoy et al. (1993).

4ISPI (Infrared Side Port Imager ISPI - eye–spy) foi projetado inicialmente por Charles Harmer(NOAO) para a camera infravermelha FLAMINGOS (U. Florida). ISPI foi reotimizado para ser acopladoao telescopio Blanco por Harmer e Maxime Boccas (CTIO). Este instrumento tambem foi descrito nosmanuais de instrumentacao nas paginas eletronicas do CTIO. Veja tambem Probst et al. (2003).

5CTIO InfraRed Spectrometer (IRS) foi projetado pela Santa Barbara Research6NIRI (Near InfraRed Imager and spectrograph) - veja Hodapp et al. (2003) para mais detalhes sobre

o instrumento7Mercurio, Cadmio e Telurio8: Field Of View

13

Tabela 2.1. Principais caracterısticas dos detectores utilizados.

OSIRIS CIRIM ISPI IRS NIRI

Tipo HgCdTe HgCdTc HgCdTe InSb InSbGanho (e−/ADU) 3,0 9,0 4,25 8,0 12,3Ruıdo de Leitura (e−) 15 40 15 32 10Campo de Visao (”) 93 297 616 · · · · · ·Tamanho da Fenda (”) 1.2×216 · · · · · · · · · 0.47×110Numero de Pixels 1024×1024 256×256 2000×2000 256×256 1024 × 1024Escala de Placa (”/pixel) 0,161 1,16 0,3 0,32 0,117

ISPI no modo de media resolucao (razao focal f/8), produz pixels de 0,3′′ em um campo

de 10,25 × 10,25 minutos de arco.

Alem do OSIRIS, dois outros espectrografos foram utilizados nesta tese, o IRS e o

NIRI. O instrumento IRS usa um detector InSb9 de 256 × 256 pixels. IRS so estava

disponıvel para ser acoplado ao telescopio Blanco, no foco f/14, com o sistema tip-tilt do

espelho secundario, resultando em uma escala de placa de 0,32′′/pixel, resolucao de R ≈

700 que corresponde a uma dispersao linear de ∼ 15,0 A/pixel. O IRS nao esta mais

disponıvel para observacoes.

O NIRI por sua vez, possui tres cameras (f/32, f/14, e f/6) de forma a possibilitar varias

opcoes para os modos imageamento e espectroscopia. Com um detector ALADDIN InSb

de 1024 × 1024 pixels operando nos comprimentos de onda entre 1 e 5 µm, NIRI fornece

imagens de 22” × 22”, 51” × 51”, e 120” × 120”, respectivamente. Essas configuracoes

resultam em uma escala de placa de 0,022′′, 0,050′′ e 0,117′′/pixel, respectivamente. No

modo espectroscopia com razao focal f/6 e uma serie de grismas, esse instrumento produz

espectros de media resolucao cobrindo quase todo o intervalo entre 1,0 e 5,0 µm. Atraves

de uma fenda com 0, 48′′×110′′ e o grisma K, NIRI produz um espectro com uma resolucao

de R ≈ 780 que corresponde a uma dispersao linear de ∼ 7,08 A/pixel.

Os comprimentos de onda central (λC) e a largura a meia altura da banda de

transmissao (∆λ) de todos os filtros utilizados para imageamento nesta tese sao

apresentados na Tabela 2.2.

2.2 Observando no Infravermelho Proximo

Os filtros de banda larga que sao utilizados para observacoes no infravermelho proximo,

J , H, K, L e M , sao otimizados para aproveitar as janelas de transmissao atmosfericas

9Indio e Antimonio

14

Tabela 2.2. Principais caracterısticas dos filtros utilizados.

J H K KS

λC ∆λ λC ∆λ λC ∆λ λC ∆λ

OSIRIS 1,22 0,3 1,65 0,3 2,2 0,4 · · · · · ·CIRIM 1,3 0,3 1,6 0,3 2,2 0,4 · · · · · ·ISPI 1,25 0,2 1,64 0,3 · · · · · · 2,15 0,32MASS 1,25 · · · 1,65 · · · · · · · · · 2,17 · · ·

nesse intervalo de comprimento de onda. De modo geral, as moleculas que absorvem

a radiacao infravermelha sao: CO2, H2O e OH. Alem de absorver, a atmosfera emite

uma componente de origem nao termica, proveniente da excitacao da molecula de OH

pelos fotons UV do Sol. Essa componente nao termica domina a emissao de fundo no

intervalo utilizado nesta tese, entre 1 a 2,5 µm, aparecendo mais intensa na banda H.

Outra componente emitida pela atmosfera e a de origem termica e e responsavel pela

totalidade da emissao de fundo para comprimentos de onda maiores que 3 µm.

O fato de o fundo do ceu ser bastante brilhante no infravermelho proximo e a grande

dificuldade no que tange as observacoes nesse comprimento de onda. Para evitar que o

fundo de ceu, somado as contagens provenientes do objeto de interesse, sature ou supere

em demasia os limites aceitaveis de linearidade do detector (o que geralmente ocorre acima

de 15000 ADUs10 no caso do OSIRIS), e necessario fracionar a exposicao total numa serie

de exposicoes menores. A melhor estrategia e mover o telescopio entre cada uma das

sub-exposicoes (pontilhamento ou dithering). Ao colocar em registro e posteriormente

combinar as imagens individuais, obtem-se uma imagem final onde defeitos cosmeticos

como pixels ruins nao afetam a fotometria dos objetos de interesse.

Algumas vezes, fazer pontilhamento nao e suficiente para evitar a saturacao de algumas

estrelas, onde dividir o tempo de exposicao total pelo numero de pontos nao e suficiente

para que cada exposicao seja mais curta que o tempo maximo permitido em cada filtro. O

numero de imagens adicionadas antes de gravar a imagem em disco (coadds) e importante

para conseguir ir mais fundo nesse caso, ou ate mesmo superar a intensidade do brilho do

ceu em observacoes de objetos fracos. Em casos em que existe a opcao de um sistema de

correcao de imagem, tal qual o tip–tilt, utilizar um numero grande de coadds nao altera

significativamente a qualidade da imagem final. Por outro lado, em detectores como o

ISPI, cuja montagem nao permite a utilizacao do sistema tip–tilt do telescopio Blanco,

fazer coadds significa piorar a qualidade da imagem final que sera gravada em disco,

muitas vezes de maneira significativa. Nesse ultimo caso o melhor e evitar um numero

muito grande de coadds.

10ADU: Analog to Digital Unit

15

Para a calibracao em fluxo das imagens e/ou espectros no infravermelho e necessario

obter imagens de estrelas padrao, alem de uma imagem de flat-field e uma imagem de ceu.

As estrelas padrao devem ser observadas com a mınima diferenca possıvel em massa de ar,

para facilitar o calculo do ponto zero em magnitude. Atualmente, existe a possibilidade

de utilizar os catalogos desenvolvidos pelo projeto 2MASS11 para a calibracao do fluxo das

estrelas, no entanto, observar estrelas padrao durante a noite continua sendo um metodo

mais confiavel, principalmente quando nao existem muitas estrelas isoladas e livres de

nebulosidade no campo observado. Um catalogo de estrelas padrao foi desenvolvido por

Persson et al. (1998).

A imagem de flat-field e construıda a partir de varias imagens de flat−on, de alta

contagem e flat−off, de baixa contagem ou dark. A vantagem desse metodo e que os

flats de alta contagem evidenciam os pixels escuros, ou seja, que nao sao sensıveis a luz,

enquanto, por outro lado, os de baixa contagem evidenciam os pixels quentes.

As imagens de ceu para um dado filtro sao produzidas por uma mediana de varias

imagens tomadas nesse filtro, antes de serem colocadas em registro. A dificuldade em

construir imagens de ceu dessa maneira aparece quando estamos tratando de campos

muito densos e com forte nebulosidade. Nesse tipo de campo e necessario tomar imagens

de ceu em uma regiao proxima, porem fora do alvo.

Caso o campo cientıfico nao seja muito denso, e possıvel construir um flat-field

normalizando as imagens de ceu por sua mediana em cada filtro (sky-flat). Caso contrario,

nao e possıvel obter um bom flat-field a partir da combinacao de varias imagens de ceu.

Faz-se necessario entao, tomar imagens de flat-field de cupula, do crepusculo ou de um

campo proximo e menos denso para cada filtro.

Para observacoes espectroscopicas e necessario incluir a lista de imagens de calibracao,

espectros de estrelas do tipo espectral A para a remocao das linhas de absorcao teluricas

da atmosfera que contaminam o espectro das estrelas observadas. Apesar de ser possıvel

calibrar em comprimento de onda atraves das linhas de OH do ceu, e indicado tomar

espectros de lampadas para essa finalidade.

2.3 Reducao dos Dados

A reducao consiste basicamente na remocao de caracterısticas instrumentais, na

extracao das magnitudes e na sua transformacao para o sistema padrao. Foi utilizado

o pacote de reducao de dados no infravermelho CIRRED que roda em ambiente IRAF12.

CIRRED foi desenvolvido pelo Dr. Robert Blum e esta disponıvel nas paginas eletronicas

11Catalogo 2MASS – Second Incremental Release Point Source Catalog pode ser acessado no endereco:http://irsa.ipac.caltech.edu/cgi-bin/Gator/nph-dd

12IRAF e distribuido gratuitamente pelo National Optical Astronomy Observatories.

16

do CTIO. Esse pacote consiste de uma serie de scripts IRAF e programas em linguagem

FORTRAN para o tratamento basico das images.

Atraves do CIRRED e possıvel executar todos os procedimentos necessarios para a

reducao de dados, que no caso do infravermelho proximo podem ser resumidos na correcao

dos efeitos da nao linearidade do detector, na correcao das imagens por flat-field e na

subtracao da contribuicao do ceu. As exposicoes de flat-field sao usadas para remover

variacoes locais na sensibilidade entre os pixels do detector e devem ser feitas para cada

filtro. O bias e uma medida do nıvel de ruıdo eletronico intrınseco devido ao processo

de leitura. O dark e em geral de dois tipos: um aumento de carga em todo o detector,

cumulativa durante o tempo de integracao e pixels quentes individuais, cujo acumulo de

cargas se deve a defeitos de fabricacao. Normalmente nao e necessaria a subtracao do

nıvel zero e ruıdo termico, pois essas caracterısticas sao eliminadas na ocasiao em que o

ceu e subtraıdo. As principais rotinas para a realizacao dessas tarefas serao discutidas

detalhadamente no apendice desta tese.

Para espectroscopia, os procedimentos iniciais para a remocao de caracterısticas

instrumentais sao identicos aos de fotometria. Os procedimentos descritos no apendice

foram utilizados tanto para as imagens quanto para espectros, para todos os instrumentos

descritos na secao anterior. As poucas diferencas no procedimento entre um instrumento

e outro refem-se as caracterısticas dos detectores (como as dimensoes, o ganho e o ruıdo de

leitura) ou ao modo de observacao (espectroscopia e imageamento), alem dos parametros

que variam de uma noite para outra.

2.4 Fotometria

Apos serem colocadas em registro e combinadas, as imagens processadas estao prontas

para a realizacao da fotometria. O metodo mais comum para a extracao das magnitudes

instrumentais e a fotometria de abertura, na qual a soma do fluxo observado e feita dentro

de uma abertura circular cujo raio deve englobar a estrela completamente. Nesse caso,

a contribuicao do ceu deve ser estimada a partir de um anel, cujo raio interno deve ser

maior do que o raio da estrela.

Para campos onde a densidade de estrelas e muito alta, como aglomerados estelares

e regioes de formacao estelar, definir uma abertura nao e uma tarefa simples devido a

proximidade das estrelas. Nesse caso e recomendado a utilizacao da fotometria de perfil,

ou PSF13, e logo apos uma correcao de abertura para eliminar as diferencas sistematicas

entre as fotometrias de abertura e PSF.

A fotometria das imagens apresentadas nesta tese, foi realizada atraves do DoPHOT

13Point Spread Function (PSF) e a distribuicao bidimencional de brilho produzida no detector por umafonte puntual em funcao da posicao relativa ao centroide de sua imagem

17

(Schechter et al., 1993), programa computacional em linguagem FORTRAN desenvolvido

para o estudo de objetos em imagens digitais do ceu. As principais caracterısticas do

DoPHOT serao apresentadas nas proximas secoes.

2.4.1 Configuracao do Programa DoPHOT

O programa DoPHOT foi desenvolvido para detectar e medir a fotometria de perfil

e de abertura em imagens digitais, detectando os objetos, determinando magnitudes, e

sugerindo uma classificacao desses objetos como estrelas, estrelas duplas ou “galaxias”

(objetos extensos).

A fotometria de perfil adota um modelo (uma PSF analıtica) para cada classe de objeto

e ajusta–o para todos os objetos detectados por possuırem contagens acima de um certo

sigma do valor do ceu, que e definido pelo usuario. O DoPHOT foi desenvolvido para ser

rapido e altamente automatizado, ajustando perfis multiplos simultaneamente, sendo ideal

para campos com grande densidade superficial de estrelas (aglomeramento). Em princıpio,

o usuario necessita somente fazer uma estimativa da FWHM14 tıpica das estrelas do campo

e das contagens do ceu para cada imagem, alem de informar os parametros caracterısticos

de cada instrumento como o ganho e o ruıdo de leitura para o calculo do erro na magnitude

instrumental, e tambem os valores em sigma em relacao as flutuacoes estatısticas do ceu

para a deteccao dos objetos. A Figura 2.1 mostra um modelo de arquivo de parametros

de entrada para executar o programa DoPHOT.

O DoPHOT faz a estimativa da magnitude instrumental de todas as estrelas detectadas

na imagem atraves do ajuste de uma Gaussiana cuja FWHM e igual ao valor medio

encontrado para as estrelas do campo. E estabelecido um limiar para a deteccao.

Esse limiar (nσ), onde σ e o espalhamento no calculo do valor do ceu, e determinado

considerando flutuacoes aleatorias devido a estatıstica de fotons e ao ruıdo de leitura, n

e um numero real maior que 1 que, como foi dito acima, deve ser definido pelo usario. O

σ, em ADU, e dado por:

σ = [(g × s + r2)1/2]/g (2.1)

onde s e o valor do ceu (em ADU), g e o ganho (em e−/ADU) e r e o ruıdo de leitura (em

eletrons). A FHWM e o limiar de deteccao sao parametros que devem ser determinados

com bastante precisao para assegurar que todas as estrelas sejam detectadas, garantindo

uma boa completeza na funcao de luminosidade. Nas regioes de alta nebulosidade a

deteccao e mais problematica e muitas vezes e necessario diminuir consideravelmente o

limiar de deteccao. A consequencia disso e a deteccao de varios objetos mais fracos nas

regioes de forte nebulosidade e a deteccao de uma serie de objetos espurios ao redor das

estrelas mais brilhantes.

14Full-Width at Half Maximum – largura a meia altura da gaussiana que representa a imagem estelar

18

Figura 2.1 Parametros de entrada do DoPHOT para imagens FITS.

A area isofotal das estrelas brilhantes e maior do que a das estrelas mais fracas. Isso

faz com que o DoPHOT detecte as asas das estrelas como se fossem estrelas fracas. A

solucao aparente para esse problema e aumentar esse limiar ate que o DoPHOT detecte

somente estrelas. Entre um extremo e outro, a ideia e definir valores que aumentem a

deteccao dos objetos, mas que ao mesmo tempo nao introduzam muitos objetos espurios.

De qualquer maneira e importante verificar a curva de distribuicao de luz de todos os

objetos detectados, com a finalidade de retirar objetos espurios remanescentes.

19

O DoPHOT nao e definitivamente um programa amigavel ao usuario (segundo seu

proprio criador Schechter, P. – comunicacao privada), e e ate mesmo bastante deficiente no

que se trata de manuais e material de apoio. Escolher o DoPHOT, ao inves dos programas

mais tradicionais disponıveis para o calculo da fotometria PSF, como por exemplo o

DAOPHOT (Stetson, 1987), so e conveniente devido a sua evidente superioridade em

termos de velocidade (Schechter et al., 1993).

O Sextractor, bastante conhecido por fazer fotometria superficial, e um programa muito

mais elegante e acessıvel do que o DoPHOT e tambem foi programado para ser rapido e

eficiente, no entanto, no que se refere a fotometria PSF em campos densos, ainda esta em

fase de testes e ainda nao esta disponıvel ao publico em geral.

2.4.2 Fotometria de Perfil

A Figura 2.1 mostra os parametros mais importantes que podem ser editados pelo

usuario para executar o DoPHOT. Esse arquivo, nesse exato formato, deve ser utilizado

como entrada de forma que o DoPHOT possa iniciar a elaboracao de um modelo de

PSF mais proximo possıvel do perfil das estrelas na imagem. O valor da FWHM deve

ser calculado a partir do valor medio obtido para varias estrelas da imagem. Para essa

finalidade utilizou-se o perfil de luminosidade das estrelas nao saturadas, com boa razao

sinal/ruıdo e espacialmente isoladas nas imagens. A Figura 2.2 mostra como exemplo o

perfil radial e o tri–dimensional de uma estrela na banda KS, usada para a estimativa da

FWHM tıpica da imagem.

Figura 2.2 Perfil radial com ajuste gaussiano (painel da esquerda) e o perfil superficial(painel da direita) de uma estrela de brilho intermediario, utilizada para definir a FWHMtıpica da imagem.

20

Os valores mınimos e maximos (IBOTTOM e ITOP) sao utilizados para definir o que

sao pixels ruins e raios cosmicos. Esses dois valores podem ser facilmente determinados

atraves da rotina IMSTAT do IRAF. O parametro CENTINTMAX deve ser tal que

acima desse valor as estrelas estejam saturadas. Essas estrelas serao desconsideradas

no momento do ajuste da PSF e nao serao incluıdas na tabela final de magnitudes. Os

parametros EPERDN e RDNOISE sao o ganho e ruıdo de leitura e, normalmente sao

bem determinados para cada instrumento utilizado.

O valor limiar (SNLIMMASK) utilizado e da ordem dos 3σ (no exemplo da figura

3,5σ). Como foi dito na secao anterior, esse valor nao deve ser muito alto, pois nesse

caso, as estrelas fracas nao sao detectadas, por outro lado, se ele for muito baixo, serao

detectados muitos objetos espurios. Normalmente sao necessarias varias iteracoes para

encontrar um valor definitivo de SNLIMMASK.

O nıvel de ceu e calculado num anel de 4 × FWHM (anel interno) e 5 × FWHM (anel

externo), ao redor das mesmas estrelas utilizadas para a estimativa da FWHM. Utilizou-

se essa estrategia para ter um valor representativo, proximo das estrelas. Essas estrelas

foram escolhidas de forma a evitar regioes mais densas, para que nenhum objeto fosse

incluıdo na area delimitada para o calculo da contribuicao do ceu. O valor final que deve

ser incluıdo na lista de parametros da Figura 2.1 (SKY), e a moda de todos os valores

encontrados para essas estrelas.

Apos a definicao dos paramentros de entrada mais importantes, o passo seguinte

consiste em executar o programa DoPHOT que detecta automaticamente todos os objetos

da imagem e ajusta uma PSF para cada um dos objetos detectados, determinando

entao suas magnitudes instrumentais. Ao final de todo esse processo e gerado um

arquivo contendo as posicoes centrais das estrelas (x,y), as magnitudes de perfil com

seus respectivos erros, o valor do ceu local, e uma sugestao de classificacao. Para algumas

estrelas, detectadas com alta significancia, o DoPHOT tambem faz uma estimativa da

magnitude de abertura e da diferenca entre esse valor e o encontrado para a magnitude

PSF. A media dessas diferencas determina um fator de conversao entre magnitudes PSF e

de abertura, chamado “correcao de abertura”, que e usado para determinar a magnitude

de abertura das estrelas localizadas em regioes mais densas.

Alem desse arquivo de saıda, o DoPHOT fornece uma imagem dos resıduos, ou seja,

a imagem resultante apos a subtracao de todos os objetos que foram por ele detectados.

Essa imagem permite verificar o quao eficiente foi a deteccao e pode servir como base

para a determinacao de novos parametros de entrada, para uma nova iteracao.

2.4.3 Transformacao para o Sistema padrao

A extincao atmosferica e a perda de luz da estrela ao atravessar a atmosfera terrestre.

Na transformacao das medidas instrumentais para o sistema padrao de magnitudes

21

e necessario que se conheca o coeficiente de extincao e, atraves de estrelas padrao,

determinar as constantes de ponto zero de magnitude. A correcao para a extincao

atmosferica para a fotometria infravermelha e dificultada pela variabilidade temporal e

espacial da densidade da coluna de H2O. O fluxo de uma estrela nessas condicoes, nao

pode ser obtido simplesmente atraves da extrapolacao de um ajuste linear da magnitude

como funcao da massa de ar. Nikolaev et al. (2000) fizeram uma analise envolvendo 2177

estrelas observadas nos 2 primeiros anos de operacao do 2MASS com o intuito de analisar

varios parametros de calibracao fotometrica. Segundo esses autores os coeficientes de

extincao atmosfericos nas bandas J , H e K para o CTIO sao AJ = 0,092, AH = 0,031 e

AK = 0,065 (magnitude/massa de ar), com erros de aproximadamente 0,001.

A calibracao absoluta do sistema fotometrico significa obter a diferenca entre o valor

da magnitude ou cor no sistema padrao fora da atmosfera e o valor instrumental. Para

isso, devem ser observadas imagens de estrelas padrao localizadas proximas a regiao de

interesse. Quando a diferenca em massa de ar das estrelas padrao em relacao as imagens

do alvo e suficientemente pequena, menor do que 0,2, o fator responsavel pela correcao da

extincao na equacao que transforma as magnitudes instrumentais para o sistema padrao,

e tambem muito pequeno, ou seja, ∆K = AK × ∆X < 0, 013. Esse valor e menor do que

as incertezas na correcao de abertura ou ate mesmo na lei de avermelhamento utilizada,

de forma que nenhuma correcao da extincao foi aplicada nos calculos da magnitude desta

tese.

Desconsiderando a correcao da extincao atmosferica, a transformacao das magnitudes

e cores instrumentais para o sistema padrao e dada por:

Mλ = mλ + ξλ (2.2)

Cλ1λ2 = Mλ1 − Mλ2 (2.3)

onde mλ e a magnitude instrumental, Mλ e a magnitude aparente no sistema padrao, ξλ

e a constante de ponto zero numa dada banda fotometrica, e Cλ1λ2 e um ındice de cor.

2.5 Lei de Extincao e as linhas de Avermelhamento

A lei de extincao interestelar nao e unica. Cada direcao do ceu possui sua propria

“lei de extincao” (variacao da extincao com o comprimento de onda), que geralmente e

normalizada na forma A(λ)/A(V ). E bastante comum a lei de extincao ser representada

pela razao entre duas cores, E(λ − V )/E(B − V ), onde E(λ − V ) = A(λ) − A(V ) e o

excesso de cor. O uso de AV como referencia para a extincao e arbitrario.

Mathis (1990) transformou a lei de extincao a fim de usar A(J) como referencia, ao inves

de A(V ), pois nessa forma a lei de extincao praticamente independe da linha de visada.

Isto se baseia no fato de que diferencas na lei de extincao ao longo de varias linhas de

22

Tabela 2.3. Extincao interestelar relativa nas bandas J , H, K e KS

λ (µm) A(λ)/A(J) A(λ)/A(K)

1,25 1,0000 2,6141,65 0,6238 1,6312,15 0,3977 1,0402,20 0,3819 1,000

visada sao muito pequenas para comprimentos de onda maiores que 0,9 µm. Em outras

palavras, Mathis (1990) determinou a lei da extincao para varios comprimentos de onda

normalizada para J ∼ 1,25 µm, atraves da seguinte relacao:

A(λ)/A(J) = [1, 65µm/λ]α (2.4)

onde λ e o comprimento de onda. Koornneef (1983) considerando uma grande quantidade

de dados, obtem α = 1, 7. Este valor de α implica que:

E(J − H)/E(H − K) ≈ 1, 6 (2.5)

Apesar de Mathis (1990) expressar a lei de extincao em funcao de A(J), a banda K

permite ir mais fundo no meio interestelar do que a banda J , por sofrer ainda menos os

efeitos da extincao interestelar. A Tabela 2.3 indica os valores da extincao interestelar

normalizada para a banda J (coluna do meio) e para a banda K (coluna da direita)

adotando α = 1, 7.

As cores intrınsecas das estrelas do tipo O na sequencia principal, dadas por Koornneef

(1983) sao:

(J − H)0 = −0, 16 (2.6)

(H − K)0 = −0, 05 (2.7)

Com estas cores intrınsecas e utilizando a lei de avermelhamento, e possıvel tracar a

linha de avermelhamento de uma estrela do tipo O no diagrama cor (J − H) versus cor

(H − K), adotando o procedimento que segue:

E(J − H)

E(H − K)=

(J − H) − (J − H)0

(H − K) − (H − K)0

∼ 1, 6 (2.8)

entao, para as estrelas do tipo O temos:

(J − H) = 1, 6 × (H − K) − 0, 08 (2.9)

23

Adotando o mesmo procedimento para as estrelas do tipo M, que possuem cores

intrınsecas dadas por Frogel et al. (1978) iguais a (J − H)0 = 0, 8 e (H − K)0 = 0, 2,

temos:

(J − H) = 1, 6 × (H − K) − 0, 48 (2.10)

As estrelas T Tauri classicas apresentam um forte excesso em emissao, tanto em linhas,

como no contınuo, em comprimentos de onda do visıvel e do infravermelho, tornando

difıcil a determinacao da extincao interestelar. Meyer et al. (1997) fizeram um estudo

espectroscopico de alta resolucao determinando o nıvel do excesso em emissao do contınuo

na faixa optica do espectro e avaliaram esse efeito na distribuicao de energia espectral das

estrelas T Tauri. Isso permitiu obter com precisao os valores da extincao e da luminosidade

estelar de forma independente desse excesso. Eles usaram a relacao AV = 4, 76×E(R−I)

(Cohen et al., 1981), e as cores intrınsecas (R-I) de estrelas ana B8 – K5 (Schmidt-Kaler,

1982) e K7 – M5 (Bessell, 1991). A lei de avermelhamento usada nesse caso especıfico foi

a de Cohen et al. (1981):

E(J − H) = 0, 11 × AV (2.11)

E(H − K) = 0, 065 × AV (2.12)

Usando essas estimativas de avermelhamento, Meyer et al. (1997) obtiveram um

diagrama cor-cor das estrelas T Tauri corrigidas pelo avermelhamento e notaram que

as estrelas T Tauri com linhas fracas (WTTS15), possuem cores consistentes com as

das estrelas normais da sequencia principal. As estrelas T Tauri classicas (CTTS16),

no entanto, apresentam um local razoavelmente bem definido no diagrama cor-cor depois

de corrigidas pelo avermelhamento. Esses autores fizeram um ajuste linear que permite

localizar a posicao provavel das estrelas T Tauri classicas:

(J − H) = 0, 58 × (H − K) + 0, 52 (2.13)

A linha que representa as estrelas T Tauri intercepta o vetor avermelhamento das anas

do tipo M6 e e truncada em (H-K) ∼ 1,0.

2.6 A Sequencia Principal de Idade Zero (ZAMS)

E possıvel fazer uma estimativa da localizacao da sequencia principal de idade zero

(ZAMS17) no diagrama cor–magnitude, transformando as magnitudes bolometricas (Mbol)

e temperaturas efetiva (Teff) das estrelas, nessa etapa de sua evolucao, para o plano K

versus H − K. Essa transformacao foi feita por Blum et al. (2000). Nessa secao sera

15WTTS: Weak T Tauri Star16CTTS: Classical T Tauri Star17ZAMS: Zero Age Main Sequence

24

detalhado o procedimento adotado para fazer essa transformacao, pois esses resultados

serao utilizados em varias ocasioes nesta tese.

Para determinar a ZAMS, foram utilizados os resultados do modelo de Schaller et al.

(1992), que consiste no calculo da trajetoria evolutiva, ou seja, a luminosidade e Teff em

varias etapas da evolucao de uma estrela, iniciando pela ZAMS. Isso foi feito para uma

grade de estrelas que vai desde 0,8 ate 120 massas solares, considerando uma metalicidade

igual a solar (Z = 0,020). Metalicidades menores causam um pequeno deslocamente da

ZAMS para o lado azul no diagrama HR. No entanto, para estrelas massivas, este efeito

e muito pequeno (Schaller et al., 1992). A transformacao das luminosidades dadas por

Schaller et al. (1992) em magnitudes visuais absolutas e dada pela relacao:

MV = −2, 5 × log (L/L�) − BC + 4, 75 (2.14)

onde BC e a correcao bolometrica e 4,75 e a magnitude bolometrica do Sol.

As correcoes bolometricas aplicadas para obter as magnitudes visuais foram fornecidas

por Vacca et al. (1996) para estrelas do tipo O e B0 e por Malagnini et al. (1986) para os

outros tipos espectrais (veja Figura 2.3).

Malagnini et al. (1986)

Vacca et al. (1986)

Figura 2.3 Correcao bolometrica para estrelas do tipo O e B0 da sequencia principal (linhapontilhada – Vacca et al., 1996) e para tipos espectrais mais tardios (linha contınua –Malagnini et al., 1986).

25

E possıvel entao, determinar a magnitude aparente visual pelo modulo da distancia,

ou seja:

mλ − Mλ = 5 × log D − 5 + Aλ (2.15)

onde D e a distancia em parsec dos objetos no diagrama cor-magnitude, no caso, da regiao

HII gigante que esta sendo estudada.

Koornneef (1983) determinou as cores intrınsecas (V − K, J − K e H − K) para

estrelas da sequencia principal, estrelas gigantes e supergigantes, de forma que, partindo

da magnitude visual aparente encontrada atraves do modulo de distancia, e possıvel

determinar a magnitude aparente K das estrelas atraves da cor intrınseca V − K. A

transformacao para tipos espectrais foi feita atraves de uma relacao de Vacca et al. (1996)

para estrelas O e B e para os outros tipos espectrais foi utilizada a relacao tipo espectral

versus temperatura efetiva de Johnson (1966).

Foi necessario fazer uma pequena correcao na cor H − K dada por Koornneef

(1983) para transformar suas cores para o sistema CIT/CTIO18. As cores dadas por

Koornneef (1983) sao referentes ao sistema de Johnson (1966) que por sua vez, nao

define cores envolvendo a banda H. No entanto Koornneef (1983) mostrou que fazendo

uma interpolacao entre os valores observados da banda J e K era possıvel fazer uma

boa estimativa do valor da magnitude H. Carter (1990) nao encontrou discrepancias

significativas entre os resultados dados pelo sistema SAAO19 e de Johnson (1966). Sendo

assim, para transformar as cores H − K dadas por Koornneef (1983) foram utilizadas as

relacoes de transformacao de Carter (1990) entre os sistemas SAAO e o sistema CIT/CTIO

que foi utilizado nesta tese. As correcoes nas cores sao:

JCTIO = J − 0, 134 × (J − K) − 0, 001 (2.16)

HCTIO = H − 0, 022 × (J − K) − 0, 004 (2.17)

KCTIO = K − 0, 027 × (J − K) − 0, 003 (2.18)

Essas correcoes sao menores que 1% e podem ser desprezadas em comparacao com os

erros fotometricos e o espalhamento devido ao avermelhamento diferencial. Os resultados

das transformacoes descritas acima sao apresentados na Tabela 2.4, publicada por Blum

et al. (2000).

2.7 A Massa das Estrelas e da RHIIG

Os resultados apresentados na Tabela 2.4, servem tambem como ponto de partida para

determinar a massa de todas as estrelas dos aglomerados com o objetivo de transformar a

funcao de luminosidade na banda K de todas as regioes HII gigantes em funcoes de massa

18Sistema fotometrico utilizado no CTIO – Caltech/Tololo Infrared photometric system19SAAO: South African Astronomical Observatory

26

Tabela 2.4. Propriedades da ZAMS determinadas por Blum et al. (2000)

Tipo Espectral Teffa Massa a Mbol

b MVc MK V-K d H-K d

O3 51230 89,7 -10,28 -5,73 -4,80 -0,93 -0,05O4 48670 65,1 -9,74 -5,34 -4,41 -0,93 -0,05O4.5 47400 56,4 -9,50 -5,17 -4,24 -0,93 -0,05O5 46120 49,3 -9,24 -5,00 -4,07 -0,93 -0,05O5.5 44840 43,6 -8,97 -4,82 -3,89 -0,93 -0,05O6 43560 38,9 -8,70 -4,62 -3,69 -0,93 -0,05O6.5 42280 34,9 -8,41 -4,43 -3,50 -0,93 -0,05O7 41010 31,5 -8,12 -4,23 -3,30 -0,93 -0,05O7.5 39730 28,6 -7,84 -4,04 -3,11 -0,93 -0,05O8 38450 26,0 -7,55 -3,85 -2,92 -0,93 -0,05O8.5 37170 23,7 -7,28 -3,68 -2,75 -0,93 -0,05O9 35900 21,6 -7,01 -3,51 -2,62 -0,89 -0,05O9.5 34620 19,7 -6,75 -3,36 -2,49 -0,87 -0,05B0 33340 17,9 -6,49 -3,21 -2,36 -0,85 -0,05B0.5 32060 16,3 -6,23 -3,07 -2,28 -0,79 -0,04B1 21500 7,2 -3,52 -1,70 -0,94 -0,76 -0,04B2 18000 5,4 -2,31 -0,92 -0,25 -0,67 -0,04B3 15500 4,3 -1,39 -0,36 0,21 -0,57 -0,03B5 13800 3,6 -0,74 0,09 0,52 -0,43 -0,02B7 12200 3,0 -0,07 0,59 0,89 -0,30 -0,02B9 10600 2,5 0,70 1,15 1,29 -0,14 -0,01A0 9850 2,2 1,13 1,44 1,44 0,00 0,00A2 9120 2,0 1,59 1,76 1,63 0,13 0,01A5 8260 1,8 2,23 2,15 1,80 0,35 0,02A7 7880 1,7 2,55 2,42 1,97 0,45 0,02F0 7030 1,4 3,36 3,23 2,44 0,79 0,04F2 6700 1,3 3,72 3,61 2,68 0,93 0,05F5 6400 1,2 4,07 3,98 2,97 1,01 0,06F8 6000 1,1 4,58 4,52 3,40 1,12 0,06G0 5900 1,1 4,71 4,67 3,45 1,22 0,07G2 5770 1,1 4,89 4,86 3,46 1,40 0,08G5 5660 1,0 5,05 5,04 3,49 1,55 0,08G8 5440 1,0 5,37 5,41 3,81 1,60 0,09K0 5240 0,9 5,69 5,76 4,01 1,75 0,10K2 4960 0,8 6,15 6,30 4,05 2,25 0,13

aTemperatura Efetiva versus tipo espectral de Vacca et al. (1996) eJohnson (1966)

bDeterminada atraves da Teff e do modelo de Schaller et al. (1992)para a ZAMS

cCalculado a partir da Teff e as correcoes bolometricas fornecidas porVacca et al. (1996) (Teff > 28000K) e Malagnini et al. (1986) (Teff <28000K)

dValores determinados por Koornneef (1983) e corrigidos para o sistemaCIT/CTIO

27

inicial. Para essa transformacao, o primeiro passo e obter a magnitude absoluta de cada

estrela atraves do modulo de distancia expresso da seguinte maneira.

MK = K0 − 5 × log D + 5 (2.19)

onde K0 e a magnitude aparente apos ser corrigida pelo avermelhamento e pelo excesso

em emissao na banda K. D e a distancia das estrelas em parsec, que foi assumida ser a

mesma que a distancia da regiao HII gigante. Dada a magnitude absoluta na banda K

das estrelas, suas massas foram determinadas a partir da relacao entre MK × Massa da

Tabela 2.4, cuja interpolacao dos pontos e apresentada na Figura 2.4.

Figura 2.4 Relacao entre a massa de uma estrela e sua magnitude absoluta na banda K.Os pontos sao os valores tabelados por Blum et al. (2000). A linha contınua mostra ainterpolacao utilizada nesta tese.

Atraves da interpolacao apresentada na Figura 2.4 a transformacao dos intervalos de

magnitude na banda K da funcao de luminosidade, em intervalos de massa e imediata.

A funcao inicial de massa e representada por:

N(M) = C × MΓ (2.20)

onde N e o numero de objetos, C uma constante de normalizacao e Γ e a inclinacao do

ajuste linear da funcao de massa.

28

A massa total da regiao HII gigante e obtida integrando a funcao de massa inicial,

multiplicada pela massa de cada estrela (equacao 2.20), entre as massas MF (objeto mais

massivo a ser considerado) e MI (objeto de menor massa que deve ser considerado na

integral). Analiticamente:

MTotal =∫ MF

MI

M × N(M) dM (2.21)

MTotal =C

Γ + 2× (MΓ+2

F − MΓ+2I ) (2.22)

onde a constante de normalizacao C, pode ser obtida da seguinte maneira:

C =N × (Γ + 1)

MΓ+1F − MΓ+1

I

(2.23)

onde MF e MI sao os limites de integracao utilizados na integral da IMF. N e o numero

total de objetos localizados dentro do intervalo de massa que esta sendo considerado na

integral.

2.8 Extracao e Analise dos Espectros

Assim como e feito para o imageamento no infravermelho proximo, para evitar a

degradacao do espectro por pixels ruins do detetor, a estrela deve ser deslocada em varias

posicoes ao longo da fenda. Isso e o equivalente a tecnica do pontilhamento aplicada a

espectroscopia. Cada espectro, obtido em cada posicao do pontilhamento e reduzido e

extraıdo individualmente. Os espectros somente sao combinados apos serem calibrados

em comprimento de onda. O espectro final e entao dividido pelo espectro de uma estrela

Telurica, que geralmente e uma estrela do tipo A.

O procedimento basico na reducao de cada espectro, ainda no formato bi–dimensional,

ou seja, antes de ser extraıdo, e identico ao adotado para a fotometria (Apendice 1) ate

a momento em que a subtracao do ceu e feita. Assim como para o caso do imageamento,

na maioria das vezes e necessario tomar espectros do ceu em uma regiao proxima, porem

fora do alvo. Apos o ceu ser construıdo e subtraıdo dos espectros da estrela, esses estao

prontos para serem extraıdos e analizados.

Espectros uni–dimensionais sao extraıdos das imagens originais atraves da soma do

fluxo em uma dada abertura centrada na estrela em cada posicao do pontilhamento. Para

isso utilizou-se a task APALL (twodspec.apextract.apall), do IRAF. Essa tarefa inclui a

subtracao do ceu local que e calculado usando a mesma abertura definida pelo usuario

em ambos os lados do espectro da estrela. Esta subtracao adicional do ceu e importante

para eliminar a contaminacao nebular remanescente e mais proxima a estrela.

A calibracao em comprimento de onda e feita atraves das tasks IDENTIFY, REFSPEC

e DISPICOR localizados dentro do pacote NOAO (noao.onedspec) do IRAF. Para isso e

29

necessario identificar as linhas utilizando um espectro de calibracao, que pode ser o de

uma lampada adequada para essa funcao ou o das linhas de OH do espectro do ceu. O

segundo caso, alem de ser bastante acurado devido a grande densidade de linhas de OH

que podem ser identificadas, torna desnecessaria a correcao da distorcao dos espectros

provocados pela flexao do instrumento. Para tanto, deve ser extraıdo um espectro do

ceu para cada posicao do pontilhamento, usando como referencia os espectros que terao

suas linhas identificadas. Um espectro extraıdo do ceu com as linhas de OH identificadas,

obtido atraves do instrumento OSIRIS no telescopio de 4,1-m SOAR, e apresentado na

Figura 2.5. A identificacao das linhas de OH nessa figura foi feita a partir do trabalho de

Oliva & Origlia (1992)

Figura 2.5 Espectro do ceu na banda K obtido atraves do instrumento OSIRIS notelescopio SOAR, com as linhas de OH identificadas.

A remocao das linhas teluricas e o proximo passo na reducao dos espectros, para

isso deve-se utilizar o contınuo de uma estrela, preferencialmente do tipo espectral A0 por

apresentar um espectro intrınseco com poucas linhas, mais proximo ao de um corpo negro.

Antes de dividir os espectros extraıdos e calibrados em comprimento de onda, e necessario

que o espectro da estrela telurica tambem seja extraıdo em cada posicao correspondente

30

do pontilhamento e calibrado em comprimento de onda. No entanto, antes de combinar

os espectros da estrela telurica deve–se eliminar em cada espectro individual, a linha do

Brγ proveniente da fotosfera dessas estrelas. Isso e feito atraves do ajuste e subtracao de

um perfil de Lorentz dentro da task SPLOT do iraf, tal como e apresentado na Figura 2.5.

Figura 2.6 Espectro de uma estrela telurica do tipo A0. O detalhe mostra a linha do Brγsendo extraıda do espectro atraves do ajuste e subtracao de um perfil de Lorentz.

O proximo passo e combinar os diversos espectros do alvo ja calibrados em comprimento

de onda e dividi–lo pelo espectro da estrela telurica. O espectro resultante pode ser

normalizado por um ajuste de seu proprio contınuo, de baixa ordem, para facilitar a

comparacao com espectros disponıveis na literatura, como os de Hanson et al. (1996); Bik

et al. (2005).

2.8.1 A paralaxe espectroscopica

Quando o tipo espectral de uma estrela e identificado espectroscopicamente e possıvel,

atraves da fotometria, fazer uma estimativa de sua distancia. Em outras palavras, e

possıvel determinar a paralaxe espectroscopica dessa estrela e assim sua distancia. Como

em aglomerados estelares espera-se que todas as estrelas estejam localizadas a uma mesma

31

distancia em relacao ao Sol, a partir da distancia de alguns membros de uma regiao HII e

possıvel saber a distancia da propria regiao. O erro na determinacao da distancia diminui

com a raız quadrada do numero de objetos que tiveram suas paralaxes espectroscopicas

medidas, portanto, quanto maior o numero de estrelas classificadas espectroscopicamente,

melhor sera a determinacao da distancia.

Determinar a distancia atraves da paralaxe espectroscopica significa seguir um

procedimento bastante simples, atraves da equacao 2.15, onde MK deve ser igual

a magnitude absoluta na banda K na Tabela 2.4 tıpica de uma estrela cujo tipo

espectral equivale ao classificado a partir do espectro na banda K obtido. Como nao

e esperado encontrar excesso em emissao na banda K para estrelas localizadas na ZAMS,

o avermelhamento pode ser calculado tanto atraves da cor J − H quanto da H − K.

32

Capıtulo 3

W51A

Este capıtulo baseia-se em um estudo fotometrico e espectroscopico da regiao HII

Gigante W51A. Ele se inicia com uma breve introducao aos trabalhos mais relevantes

sobre esta regiao ate entao publicados. Esta descricao e seguida pela apresentacao e

analise de imagens nos comprimentos de onda do infravermelho proximo. Apos um estudo

fotometrico detalhado do conteudo estelar de W51A sao apresentados espectros de sete

objetos previamente selecionados a partir do estudo fotometrico realizado por Okumura

et al. (2000) e Goldader & Wynn-Williams (1994). Quatro dos espectros observados

foram classificados como estrelas do tipo O, resultando na determinacao da distancia via

paralaxe espectroscopica. O valor encontrado para a distancia de W51A e D = 2,2 ±

0,3 kpc, que e significativamente menor do que o valor determinado via comprimentos de

onda radio, 5,5 kpc.

Os alvos selecionados para a espectroscopia foram aqueles com alta probabilidade

de mostrar linhas fotosfericas. Objetos com cores muito avermelhadas de acordo com

a lei de extincao interestelar para estrelas normais (excesso em H − K), comumente

encontrados em regioes de formacao estelar bastante jovens como W51A, provavelmente

ainda se encontram embebidos em seu envoltorio circumstelar de forma a nao revelar suas

linhas fotosfericas. A maioria dos objetos observados com uma razao sinal/ruıdo adequada

(S/R ∼ 100) revelaram linhas fotosfericas, comprovando, desta maneira, a eficiencia do

criterio de selecao utilizado.

O espectro da fonte mais brilhante na banda K, IRS2-E, mostra uma forte emissao

de Brγ e HeI. Alem disso, esse objeto apresenta tres linhas proibidas de FeIII em

emissao acompanhadas de varias emissoes de hidrogenio molecular (H2). Esse objeto

e bastante interessante e seu espectro e tıpico de uma regiao HII compacta (Okumura

et al., 2000) bastante jovem, envolvendo pelo menos 12 estrelas OB (Goldader & Wynn-

Williams, 1994). Neste capıtulo confirmaram-se os resultados obtidos por Okumura et al.

(2000), no entanto, para uma analise mais detalhada dessa fonte e necessario observar em

comprimentos de onda ainda maiores.

33

A inclinacao da funcao inicial de massa encontrada para W51A, −0, 6 < Γ < −0, 5,

e compatıvel, dentro das incertezas, com o valor determinado por Okumura et al. (2000)

e consideravelmente mais plana do que o valor determinado por Salpeter (Γ = -1,35 –

Salpeter, 1955) e ao que foi observado nas nuvens de Magalhaes e na periferia da nossa

Galaxia (Massey et al., 1995).

3.1 Introducao

W51A esta localizada a uma distancia cinematica de 5,5 kpc, segundo Russeil (2003),

que usa os valores recomendados pela IAU (1985) para a distancia ao centro da Galaxia

e velocidade de rotacao da Galaxia, que sao R0 = 8,5 kpc e θ0 = 220 km s−1. Segundo

Reid et al. (1988), W51, localizada no braco espiral de Sargitario, se encontra a uma

distancia de aproximadamente 5,5 ± 2,0 kpc do Sol (considerando R0 = 8,5 kpc). Apesar

de ser um dos complexos de regioes de formacao estelar mais luminosos da Galaxia,

seu forte obscurecimento a torna completamente inacessıvel aos meios opticos. A unica

possibilidade de avancar no entendimento deste complexo e recorrer a estudos nas regioes

do radio e infravermelho do espectro eletromagnetico.

Este complexo de regioes HII gigantes foi detectado pela primeira vez por sua emissao

livre-livre no contınuo radio (Westerhout, 1958). As observacoes radio indicam que W51

e composta por varias fontes individuais espalhadas de forma a ocupar uma area de

aproximadamente 1o quadrado (Bieging, 1975). A regiao mais luminosa no complexo de

W51 e G49.5-0.4 (R.A.= 19h23m42,02s e DEC. = +14d30m33,56s J2000), que por sua

vez foi dividida em oito fontes radio: W51A ate W51H, ordenadas por ascencao reta.

As fontes mais luminosas e mais extensivamente estudadas sao IRS1 em W51d e IRS2

em W51e. Este capıtulo sera dedicado ao estudo da regiao HII gigante W51A, um dos

componentes mais luminosos do complexo de W51.

Goldader & Wynn-Williams (1994) realizaram um imageamento de alta resolucao no

infravermelho proximo, cobrindo uma area de 90”× 90”que contem 4 das oito fontes

radio de W51. Alem das fontes luminosas IRS2 e IRS1 eles encontraram uma terceira

fonte que denominaram IRS3. Determinaram tambem que IRS2 trata-se de um pequeno

aglomerado composto por no mınimo 12 fontes puntuais na banda K. Comparando as

imagens obtidas em filtros estreitos centrados na linha Brγ com as imagens na banda

K, esses autores mostraram que a emissao estendida que permeia toda a regiao HII e

consistente com a emissao termica esperada de hidrogenio ionizado e helio neutro. De

fato, comparando o brilho superficial dessa emissao difusa em radio e no infravermelho

proximo, eles encontraram um valor para o avermelhamento na banda K de AK = 2, 6±0, 3

mag, com areas de maior obscurecimento. Esse trabalho nao deixou duvida de que W51

se trata de um complexo bastante importante quando nos referimos a formacao de estrelas

massivas na Galaxia e foi o ponto de partida para a identificacao e classificacao dos objetos

34

candidatos a estrelas tipo O que serao apresentados nesse capıtulo.

Um trabalho mais recente foi desenvolvido por Okumura et al. (2000). Esses autores

se dedicaram a obter informacoes sobre as propriedades do conteudo estelar de W51A,

assim como determinar a massa das estrelas, suas idades, distribuicao espacial e IMF. Suas

ferramentas foram o imageamento nas bandas J , H e K de uma area de 15’ × 15’ de modo

a cobrir todo o complexo G49.5-0.4. Esses autores contribuıram de maneira bastante

significativa para a determinacao da extincao interestelar na direcao de W51, atraves

da extincao na faixa visıvel, determinada para cada fonte em um campo de referencia

observado a 20 minutos de arco de IRS2, paralelo ao plano galatico. O histograma do

numero de estrelas para cada intervalo de extincao mostrou para esses autores que existiam

2 valores de extincao preferenciais para as estrelas, AV = 7 e AV = 19 mag. Okumura et al.

(2000) explicaram que esse efeito e causado pela presenca dos bracos espirais de Sargitario

e Perseu. Ao considerar as distancias de 5 kpc e 13 kpc para esses bracos (Georgelin &

Georgelin, 1976), Okumura et al. (2000) encontraram uma extincao interestelar visual

media de 1,2 a 1,5 mag kpc−1.

Okumura et al. (2000) encontram um valor para a IMF de W51A consistente com

o valor encontrado para as estrelas do campo de referencia quando consideraram apenas

massas entre 10 a 30 M�. Por outro lado, eles encontram um excesso de estrelas com massa

maior que 30 M�, em comparacao ao esperado pela IMF. Esses autores argumentam que

a formacao de estrelas massivas em W51A e mais intensa do que qualquer outra regiao

HII ja observada na Galaxia, fazendo de W51A um laboratorio ideal para o estudo dos

primeiros estagios do ciclo de vida de uma estrela de alta massa.

O objetivo principal deste capıtulo e rever o valor determinado para a distancia de

W51A usando o metodo da paralaxe espectroscopica. Para esta finalidade, a regiao

W51A e ideal, pois apesar de ser bastante jovem e ativa, alguns de seus componentes

nao estao completamente embebidos na nuvem molecular de forma que e possıvel o acesso

as estrelas localizadas na ZAMS. Segundo a literatura, esta regiao emite 8,71 × 1050 fotons

no contınuo de Lyman por segundo (Conti & Crowther, 2004), que equivale a emissao de

≈ 20 estrelas do tipo O3V ou ≈ 200 estrelas do tipo O7V (Martin, 1997).

3.2 Observacoes e Processamento das Imagens

Imagens de W51A nas bandas J , H e KS foram obtidas na noite de 7 de maio de 2005

usando o instrumento ISPI acoplado ao telescopio de 4-m Blanco, localizado no CTIO,

Chile. O ISPI esta montado na caixa Cassegrain que por sua montagem, nao utiliza o

sistema tip–tilt para a correcao de imagens. ISPI, no modo de media resolucao (razao

focal f/8), produz pixels de 0,3′′ em um campo de 10,25 × 10,25 minutos de arco.

Espectros na banda K de sete objetos selecionados para determinar suas paralaxes

35

espectroscopicas foram observados com o telescopio Gemini Norte, atraves do instrumento

NIRI em modo fila, durante o semestre 2004A (GN-2004A-Q13). O NIRI usando a razao

focal f/6 resulta numa escala de placa de 0,12′′ pixel−1. Nessa missao observacional foi

utilizada a camera f/6 e uma fenda com 0, 48′′ × 110′′. O grisma K utilizado produz um

espectro com uma resolucao de R ≈ 780 que corresponde a uma dispersao linear de ∼

7,08 A/pixel.

Todo o processamento basico das imagens foi realizado atraves do programa IRAF

com o pacote de reducao de dados CIRRED. Cada imagem foi corrigida por flat-field de

cupula e entao subtraıda do ceu usando a media combinada de varias imagens que foram

obtidas 10′ ao norte e 10′ a leste do aglomerado de W51A. Uma explicacao detalhada do

procedimento adotado para o processamento das imagens pode ser encontrada no Capıtulo

2 e Apendice desta tese. Os espectros Gemini foram processados usando o CIRRED e as

rotinas normais de extracao do IRAF.

3.2.1 Imageamento

As imagens de W51A atraves do instrumento ISPI foram obtidas sob condicoes nao

fotometricas devido a presenca de cirrus. O tempo de exposicao total das imagens foi

de 15, 3,4 e 2,4 minutos nos filtros J , H e KS, respectivamente. As imagens J , H

e KS individuais foram colocadas em registro e combinadas. As imagens combinadas

possuem fontes puntuais cuja gaussiana ajustada ao perfil de brilho apresenta uma largura

a meia altura de aproximadamente 0,92”, 0,91” e 0,78” em J , H e KS, respectivamente.

As magnitudes das fontes puntuais foram extraıdas das imagens combinadas atraves do

DoPHOT.

Devido a forte variacao no fluxo durante a noite, nao foram observadas estrelas padrao.

A calibracao em fluxo foi feita utilizando a magnitude de estrelas, no mesmo campo, do

catalogo 2MASS. Para essa finalidade foram escolhidas 20 estrelas, que eram comuns ao

catalogo 2MASS e as imagens feitas com o ISPI, e que estavam localizadas em regioes

de baixa nebulosidade e densidade de estrelas. A magnitude instrumental determinada

pelo DoPHOT foi entao subtraıda da magnitude aparente do catalogo 2MASS de forma a

definir a calibracao fotometrica. O espalhamento dessa calibracao em cada filtro e ±0,032

(J), ±0,051 (H) e ±0,084 (KS) mag. As incertezas nas magnitudes J , H e KS nas

imagens de W51A incluem os erros formais do DoPHOT adicionado em quadratura ao

erro no calculo da media do ponto zero fotometrico. Desta maneira o erro na magnitude

das estrelas brilhantes e dominado basicamente pelo erro na media do ponto zero. A media

dos erros finais nas magnitudes em cada filtro sao ±0,024 (J), ±0,042 (H) e ±0,077 (KS)

mag. O ponto zero fotometrico foi determinado comparando as magnitudes de abertura

do 2MASS com as magnitudes PSF determinadas pelo DoPHOT nas imagens do ISPI, de

forma que a correcao de abertura para cada filtro ja esta incluıda no valor do ponto zero.

36

Foi adotado um criterio de corte no qual todos os objetos com erro em magnitude

maior que 0,2 mag foram retirados do catalogo final com os resultados fotometricos. Este

criterio corresponde a uma magnitude limite de KS ∼ 16,5.

E importante alertar aqui nesse capıtulo adotou-se que K = KS, com excessao da

correcao de avermelhamento. Segundo Persson et al. (1998) nao existem diferencas

sistematicas relevantes entre K e KS para as estrelas que nao sao muito vermelhas, como

e o caso das estrelas do tipo OB que foram utilizadas para o calculo da distancia. A

diferenca entre K e KS vem do fato da presenca das bandas de CO em absorcao que

afetam muito mais a banda K do que KS. Nesse caso, para estrelas que apresentam CO

intrınseco, em absorcao ou emissao, como no caso de estrelas mais frias ou YSOs, a relacao

K = KS pode ser bastante grosseira. No caso das estrelas frias, que apresentam CO em

absorcao, a luminosidade de uma dada estrela atraves do filtro KS deve ser maior do que a

determinada na banda K. Isso faz com que a massa dessa estrela seja superestimada. No

caso dos YSOS, a situcao e a oposta, visto que o CO no espectro desses objetos, aparece

em emissao na maioria das vezes .

As relacoes para o calculo do avermelhamento, que normalmente considera magnitudes

K ao inves de KS, foram modificadas de forma a considerar a pequena diferenca no

comprimento de onda central entre os dois filtros, K e KS.

3.2.2 Espectroscopia

Para evitar a degradacao do espectro por pixels ruins do detetor, foi dividido o tempo

de exposicao necessario para adquirir um espectro com S/R ∼ 100 de forma a obter

espectros de cada fonte em sete posicoes ao longo da fenda. Apos cada exposicao, o

telescopio se deslocava 3 segundos de arco. Em todos os casos, duas ou tres estrelas

puderam ser observadas ao mesmo tempo, compartilhando a mesma fenda, e o tempo

de integracao foi aquele determinado para a estrela mais fraca. A contribuicao do ceu

foi obtida pela media de tres exposicoes extras, que foram observadas com a estrela fora

da fenda, em uma posicao a 1–2′ do alvo. Esse procedimento resultou num total de dez

espectros para cada estrela de interesse. Seguindo este procedimento, foram obtidos, com o

espectrografo NIRI, espectros dos sete objetos mais brilhantes em W51A: RS1 (nessa tese:

#103), RS6 (#50), RS7 (#44), RS16 (#32) e IRS2East (IRS2E) da lista de Goldader &

Wynn-Williams (1994) e #2519 (#61) e #2670 (#57) da lista de Okumura et al. (2000).

Foram extraıdos tambem os espectros de duas estrelas, #52 e #59, provavelmente em

primeiro plano, que foram incluıdas na fenda por razoes de proximidade.

Espectros uni–dimensionais foram extraıdos das imagens originais atraves da soma

do fluxo em uma abertura de oito pixels (0,96′′) centrada na estrela em cada posicao

do pontilhamento. A extracao dos espectros incluiu a subtracao do ceu local, calculado

atraves de uma abertura de oito pixels de ambos os lados, distantes 1”do espectro da

37

estrela. A emissao media da componente nebular extraıda destas aberturas laterais foi

entao subtraıda do espectro da estrela. Este procedimento nao elimina a necessidade de

observar um ceu separado, cuja media combinada deve ser subtraıda dos espectros bi–

dimensionais. Esta subtracao adicional e usada para eliminar a contaminacao nebular

proxima a estrela, apos a subtracao do ceu. Para a calibracao em comprimento de onda,

usou-se o espectro de uma lampada de argonio. O desvio padrao (RMS1) da calibracao

em comprimento de onda e ∆λ < 8 A.

As estrelas do tipo A0V, HIP98640 e HIP92177, foram observadas com a finalidade

de remover as linhas teluricas do espectro dos objetos de W51A. Ambas estrelas foram

escolhidas de forma a ter uma massa de ar similar a das estrelas de W51A no momento

em que essas foram observadas. Desta maneira, uma dessas duas estrelas teluricas foi

escolhida pelo observador e observada logo antes ou apos cada espectro de interesse de

forma que a diferenca de massa de ar fosse sempre menor do que 0,2. A estrategia

observacional utilizada para as estrelas teluricas foi a mesma utilizada para as estrelas de

W51A, no entanto, para evitar que a divisao dos espectros degradasse a razao S/R, as

estrela teluricas foram observada de forma a obter uma razao S/R de 2 a 3 vezes maior

que a dos espectros em W51A.

A linha de Brγ proveniente da fotosfera das estrelas teluricas foi removida de seus

espectros atraves do ajuste e subtracao de um perfil de Lorentz. Os espectros calibrados

em comprimento de onda foram entao divididos pelo espectro de suas respectivas estrelas

teluricas, apos a remocao da linha de Brγ.

A classificacao espectral de estrelas do tipo O e B na banda K e baseado nas linhas

fracas do CIV, HeI, NIII e HeII. Normalmente, os espectros das estrelas localizadas em

regioes HII gigantes jovens, como W51A, estao contaminados pelas linhas nebulares HeI

λ2,058 µm e Brγ λ2,166 µm, mas isso nao tem importancia, dado que estas nao sao as

linhas mais importantes utilizadas para a classificacao de estrelas do tipo OB (Hanson et

al., 1996).

Durante o processo de classificacao espectral das estrelas foi verificado que o espectro

de um membro de W51A continha as linhas fotosfericas tıpicas de estrelas do tipo O

em conjunto com as bandas de CO, que normalmente indicam envoltorios circumstelar

em proto-estrelas ou estrelas gigantes. Este resultado, que em princıpio pareceu

surpreendente, revelou-se como sendo simplesmente a contaminacao do espectro da estrela

telurica pelo espectro de uma companheira. Apesar de HIP92177 estar identificada como

uma estrela ideal de calibracao no catalogo de estrelas teluricas do observatorio Gemini,

essa estrela se trata de um sistema binario cuja companheira e uma estrela mais fria do

que G0 (Mader & Angione, 1996). Atraves da divisao do espectro combinado de HIP92177

com o da estrela telurica HIP98640, observada em sequencia em uma das noites, e possıvel

isolar o espectro da estrela do tipo G, que pode ser visto na Figura 3.1. Felizmente e

1RMS: Root-Mean-Square

38

sabido que o espectro das estrelas do tipo espectral G nao apresenta nenhuma componente

importante proxima as linhas principais na identificacao de estrelas do tipo OB, que estao

localizadas entre os comprimentos de onda 2,05 µm e 2,2 µm. De fato, as linhas do Calcio,

Ferro e Sodio, que juntamente com as bandas de CO sao encontradas em estrelas gigantes

frias (Lancon & Rocca-Volmerange, 1992), estao localizadas em comprimentos de onda

maior que 2,2 µm. Levando este fato em consideracao, o procedimento utilizado no caso

das estrelas cuja telurica escolhida pelo observador foi o sistema binario em HIP92177, foi

simplesmente ignorar todas as linhas com comprimento de onda maior que 2,2 µm. Na

figura pode ser visto tambem a posicao das linhas utilizadas para a classificacao espectral

de estrelas do tipo O.

Figura 3.1 Espectro na banda K da estrela companheira de HIP92177. O espectro daestrela do tipo espectral G foi separado do espectro de sua companheira apos a divisao doespectro combinado pelo espectro de HIP98640, observada em sequencia na mesma noite.

3.3 Resultados Fotometricos

Os objetos observados espectroscopicamente foram selecionados de forma a ter alta

probabilidade de revelar seu perfil fotosferico. Como sera visto mais adiante, esses

objetos possuem cores que seguem a lei da extincao para estrelas normais no infravermelho

proximo (J − H versus H − K). Objetos com cores muito vermelhas, ou seja, excesso

em H − K, podem apresentar um envoltorio ou disco circumstelar que impeca o acesso

a suas linhas fotosfericas e nao permita a sua classificacao espectral. Esta selecao de

candidatos foi feita previamente as observacoes com o ISPI, atraves dos dados fotometricos

de Okumura et al. (2000) e Goldader & Wynn-Williams (1994). As imagens apresentadas

39

neste capıtulo foram observadas com uma melhor qualidade em resolucao espacial e com

um tempo de exposicao maior, fornecendo um catalogo mais completo em magnitudes, e

portanto, uma analise mais robusta do conteudo estelar.

As imagens nas bandas J , H e KS obtidas com o instrumento ISPI revelam dois

aglomerados estelares bastante ricos do complexo de W51. A Figura 3.2 mostra uma

imagem colorida adotando as cores azul, verde e vermelho para representar os filtros J ,

H e KS respectivamente. O retangulo vermelho na figura, que compreende a regiao HII

Gigante W51A, indica a regiao que foi processada pelo DoPHOT para a determinacao

das magnitudes. O DoPHOT detectou 2419 estrelas na banda KS nesta regiao. Desses

objetos, apenas 1338 foram detectados na banda H e 855 na banda J .

Na figura colorida e possıvel identificar facilmente as estrelas em primeiro plano, que

nao pertencem ao aglomerado, por sua cor azulada. As estrelas mais vermelhas proximas

a regioes de maior extincao provavelmente sao objetos com excesso em emissao na banda

K, indicando a presenca de poeira quente proxima aos objetos que estao em formacao.

Objetos em segundo plano sao vistos atraves de uma grande densidade de coluna de

poeira interestelar e suas cores tambem aparecem bastante vermelhas nas imagens. Nas

regioes onde a extincao e bastante alta, dificilmente os objetos mais vermelhos se tratam

de estrelas mais distantes do que W51A. Por outro lado, objetos vermelhos longe da

nuvem provavelmente se tratam de objetos de fundo. A nebulosidade difusa e devida

principalmente a emissao Brγ na regiao HII. A area coberta pelo retangulo azul foi

utilizada como referencia para a subtracao dos objetos nao membros do aglomerado.

A Figura 3.3 mostra a localizacao dos objetos que foram observados

espectroscopicamente em W51A, assim como outros objetos que serao destacados

mais adiante. Para a construcao deste mapa foi utilizado a imagem na banda KS

obtida com o instrumento ISPI, no formato exato ao que foi processada pelo DoPHOT

(retangulo vermelho da Figura 3.2). Os objetos destacados em vermelho sao aqueles

cujos espectros sao de estrelas do tipo O. A paralaxe espectroscopica desses objetos foi

utilizadas para a determinacao da distancia de W51A como sera descrito em detalhes no

final desse capıtulo. Os objetos #32 e #103 foram classificados como estrelas do tipo

espectral B e confirmaram a distancia encontrada para W51A. Alem desses seis objetos,

foram tomados espectros dos objetos IRS2E, #59 e #52. As magnitudes e cores dos

objetos numerados na Figura 3.3 podem ser consultadas na Tabela 3.1.

3.3.1 Diagramas Cor-Magnitude e Cor-Cor de W51A

O Digrama Cor-Magnitude (CMD2: H − K versus KS) e apresentado na Figura 3.4.

A identificacao das estrelas nesse diagrama e que aparecerao nos proximos graficos sao as

mesmas da Figura 3.3. Pontos azuis e vermelhos indicam a posicao dos objetos observados

2CMD: Color Magnitude Diagram

40

Tabela 3.1. Catalogo de Magnitudes e Cores

ID J H KS J − H H − KS

IRS2E 13,13 12,30 10,31 0,83 2,92IRS2W · · · · · · 11,55 · · · · · ·#7 17,09 13,93 11,92 3,16 2,01#17 17,91 14,36 12,42 3,55 1,94#21 17,13 13,31 11,33 3,82 1,98#24 15,90 13,16 11,31 2,74 1,85#25 17,79 14,59 12,67 3,20 1,92#32 16,17 13,92 12,73 2,25 1,19#33 · · · · · · 12,57 · · · · · ·#34 · · · 16,31 12,68 · · · 3,62#44 17,31 13,67 11,31 3,65 2,35#45 · · · 15,15 12,48 · · · 2,67#50 17,50 14,11 12,23 3,39 1,88#52 13,67 12,53 12,09 1,15 0,44#57 16,88 12,91 10,77 3,97 2,14#59 13,24 12,43 12,16 0,81 0,27#61 · · · 15,16 12,51 · · · 2,65#62 · · · 14,20 12,28 · · · 1,93#64 18,17 14,36 12,35 3,80 2,02#73 16,27 13,27 11,57 3,00 1,70#90 · · · · · · 13,08 · · · · · ·#95 · · · · · · 13,22 · · · · · ·#96 · · · · · · 11,01 · · · · · ·#98 · · · 16,56 13,00 · · · 3,56#103 16,96 14,44 12,83 2,52 1,61#145 · · · 16,32 13,16 · · · 3,16#152 · · · 16,86 11,68 · · · 5,18#403 · · · · · · 10,82 · · · · · ·#754 · · · 17,28 12,94 · · · 4,35

41

Figura 3.2 Imagem em cores falsas de W51A: J e azul, H e verde e KS e vermelho. Oretangulo vermelho indica a regiao que foi processada pelo DoPHOT para a determinacaodas magnitudes. O retangulo azul abrange a regiao utilizada como campo de referencia.Norte aponta para cima e Leste para a esquerda. A imagem completa abrange uma areade 10 × 10 minutos de arco.

espectroscopicamente. Os vermelhos referem-se as estrelas classificadas como sendo do

tipo espectral O. Os objetos representados por uma seta nao foram detectados na banda

H e uma magnitude limite de H = 16, 5, para uma completeza de 80%. Desta maneira, a

posicao desses objetos no CMD representa apenas um limite inferior da cor H−KS. Uma

concentracao de pontos aparece ao redor de H − KS ∼ 0, 4, provavelmente indicando a

cor media das estrelas em primeiro plano, contaminadas apenas pela extincao interestelar.

Uma segunda e menor concentracao de objetos brilhantes aparece em torno de H −

KS = 2, 0. Este segundo aglomerado de pontos nao aparece tao bem definido como

uma sequencia principal e isso e devido ao forte avermelhamento local e que varia de

ponto a ponto em regioes jovens de formacao estelar, como W51A. Esse avermelhamento

diferencial, que sera calculado mais adiante, e o responsavel pelo forte espalhamento dos

pontos com H − KS > 0, 4. Estes objetos provavelmente sao membros do aglomerado

42

Figura 3.3 Mapa da regiao HII gigante W51A contruıdo a partir da imagem na bandaKS, tal qual foi processada pelo DoPHOT (retangulo vermelho da Figura 3.2). Os objetosdestacados em vermelho sao aqueles cujos espectros sao de estrelas do tipo O. A paralaxeespectroscopica desses objetos foi utilizada para a determinacao da distancia de W51A.Norte aponta para cima e Leste para a esquerda.

e se encontram em um estagio evolutivo bastante proximo da sequencia principal de

idade zero. Objetos com essas caracterısticas sao candidatos ideais para a determinacao

de paralaxes espectroscopicas. Note que alem desta segunda concentracao de objetos

brilhantes, algumas estrelas possuem cores bastante vermelhas no diagrama CMD. As

linhas solida e vertical na Figura 3.4 indicam a posicao teorica da ZAMS.

A Figura 3.5 mostra o Digrama Cor-Cor (CCD3: J − H versus H − KS) de W51A.

Neste caso, as setas inclinadas indicam que estes objetos nao foram detectados nas bandas

J e H para uma magnitude limite de J = H = 16, 5. Setas apontando para cima

representam estrelas mais fracas que J > 16, 5. Os numeros ao lado das estrelas e cores em

ambos os diagramas, fazem referencia aos mesmos objetos. As linhas inclinadas indicam

o avermelhamento interestelar na direcao de W51A para estrelas do tipo espectral MV

(Frogel et al., 1978) e do tipo OV (Koornneef, 1983). O pequeno numero de estrelas ao

longo da faixa de avermelhamento se deve a que muitas das estrelas de W51A, nao foram

detectadas na banda J devido a forte extincao (AJ ∼ 10, 5 mag). Foram incluıdas no

3CCD: Color Color Diagram

43

Figura 3.4 Diagrama cor-magnitude K vs H−KS de W51A mostrando a ZAMS para umadistancia D = 2, 2 kpc e AKS

= 0, 65 (linha tracejada). Um avermelhamento adicionalde AKS

= 3, 27 resulta em uma ZAMS tal qual a representada pela linha solida nafigura. Os pontos representam todos os objetos detectados pelo DoPHOT nas imagensdas bandas H e KS. Pontos azuis e vermelhos indicam a posicao dos objetos observadosespectroscopicamente. Os vermelhos referem-se a estrelas do tipo espectral O. As setasindicam que estes objetos nao foram detectados na banda H para uma magnitude limitede H = 16, 5. A nomenclatura e a mesma da Figura 3.3

diagrama apenas algumas estrelas, dentre as mais relevantes, que nao foram detectadas

em J .

Novamente o avermelhamento das estrelas localizadas a direita da linha solida desvia–

se do esperado considerando somente avermelhamento interestelar, provavelmente devido

a emissao de poeira quente. O excesso em emissao e mais pronunciado na banda KS do

que em comprimentos de onda menores. Apesar das setas no canto inferior direito da

Figura 3.5 indicarem apenas limites inferiores para as cores, estes objetos provavelmente

tambem sao afetados pela emissao termica. Eles sao brilhantes na banda KS e deveriam

ser detectados nas bandas J e H caso fossem afetados apenas pela emissao interestelar e

pela extincao tıpica do aglomerado, supondo que sejam objetos membros de W51A. Este

excesso em emissao sera discutido em detalhes na proxima secao.

44

Figura 3.5 Diagrama cor-cor J − H vs H − KS mostrando as linhas de avermelhamentointerestelar na direcao de W51A para as estrela do tipo espectral MV (linha solida grossa) eOV (linha solida fina). Os pontos representam todos os objetos detectados pelo DoPHOTnas imagens das bandas J , H e KS. Pontos azuis e vermelhos indicam a posicao dosobjetos observados espectroscopicamente. Os vermelhos referem-se a estrelas do tipoespectral O. Setas inclinadas indicam que estes objetos nao foram detectados nas bandasJ e H para uma magnitude limite de J = H = 16, 5. Setas apontando para cimarepresentam estrelas com J > 16, 5. Os asteriscos indicam o valor do avermelhamentoAKS

. Os numeros sao os mesmos que os da Figura 3.3

3.3.2 Avermelhamento e Excesso em Emissao

Okumura et al. (2000) estimaram uma idade media para W51A menor do que 0,8

milhoes de anos. Este valor esta de acordo com as caracterısticas fotometricas de W51A,

como por exemplo o forte avermelhamento, e indica que as estrelas do aglomerado nao

tiveram tempo suficiente para sair da sequencia principal. Na verdade, pode-se esperar

nesse caso que a maioria das estrelas de alta massa ainda esteja bastante proxima da

ZAMS. E possıvel entao, fazer uma estimativa do avermelhamento de um aglomerado

atraves de uma aproximacao bastante simples, dada por Mathis (1990), onde AKS∼

1, 7× (H −KS) e usando o fato de que a cor intrınseca media das estrelas quentes e bem

proxima de zero (Koornneef, 1983). Como foi discutido na secao anterior, o diagrama

mostrado na Figura 3.4 apresenta uma ZAMS muito bem delineada, formada por estrelas

45

em primeiro plano. No diagrama cor-cor na Figura 3.5 essa concentracao de pontos

determina uma cor media de (H − KS) = 0, 38, que corresponde a um AKS≈ 0, 65

mag (AV ≈ 6, 5 mag). O espalhamento no calculo de AKSmedio, σ = 0, 15 mag, e

menor do que no caso das estrelas do aglomerado, levando a uma boa aproximacao da

componente interestelar do avermelhamento, que pode ser separada do avermelhamento

local de W51A. Um valor bastante parecido e calculado atraves das cores dos objetos

detectados no campo de referencia (retangulo azul da Figura 3.2). O valor medio do

avermelhamento considerando todas as estrela detectadas no campo de referencia e AKS≈

0, 56 mag. Esse valor esta tambem em concordancia dentro das incertezas, com o valor

encontrado por Okumura et al. (2000) quando a distancia de D = 2, 2 kpc e aplicada para

W51A.

Determinar o avermelhamento local do aglomerado nao e uma tarefa tao simples em

casos como W51A, onde o espalhamento nas cores das estrelas e consideravelmente grande.

Uma estimativa do valor da componente local do avermelhamento pode, no entanto, ser

feita atraves das cores das estrelas do tipo espectral O. A cor media das quatro estrelas

observadas espectroscopicamente e (H − KS) = 2, 25 ± 0, 16, que corresponde a um

AKS= 3, 92 ± 0, 26 mag. Apos subtrair a componente interestelar, a componente media

local do avermelhamento em W51A e AKS≈ 3, 27 mag (AV ≈ 33 mag).

Uma estimativa aproximada do avermelhamento e da distancia de W51A permite

tracar a ZAMS no CMD, tal qual mostra a Figura 3.4. O procedimento utilizado para

transformar as magnitudes bolometricas (Mbol) e as temperaturas efetivas (Teff ) em cores

(H−K) e magnitudes aparentes K pode ser consultado no capıtulo 2 desta tese. Como foi

dito na secao anterior, a ZAMS e representada pela linha vertical tracejada na Figura 3.4,

deslocada para D = 2, 2 kpc e avermelhada por AKS= 0, 65 mag, devido a componente

interestelar do avermelhamento. Quando adicionamos o avermelhamento local medio

(AKS= 3, 27 mag), a ZAMS e deslocada para a direita e para baixo, como indicado pela

linha solida. Distancias maiores deslocariam a SP para baixo no diagrama cor-magnitude.

Alem do forte avermelhamento local encontrado para W51A, os diagramas cor-cor e

cor-magnitude mostram uma serie de objetos com cores bastante elevadas em comparacao

com os objetos avermelhados unicamente pelo avermelhamento interestelar e local. E

possıvel estimar um limite inferior para o excesso em emissao na banda K supondo que o

excesso nas bandas J e H e desprezıvel, e que as cores intrınsecas das estrelas embebidas

sao proximas as de estrelas OB. Assumindo que todas as estrelas do aglomerado sao

objetos jovens (supondo que nao ha contaminacao por estrelas de frente e/ou de fundo),

qualquer objeto deveria ter uma cor intrınseca (H − K)0 = 0, 0 ± 0, 06 mag (Koornneef,

1983). Adotando, para todos os objetos do aglomerado, as cores intrınsecas de uma estrela

B2V: (J − H)0 = −0, 09 e (H − K)0 = −0, 04 (Koornneef, 1983), o erro no ındice de

cor ainda e menor do que as incertezas na aproximacao de Mathis. Das diferencas entre

as cores (J − H) observadas e a cor intrınseca de uma estrela B2V, obtem–se o excesso

46

de cor, e atraves da relacao AJ = 2, 69 × EJ−H determina-se a extincao interestelar na

banda J e entao as magnitudes aparentes intrınsecas J0, H0 e K0. De outra relacao da

lei de avermelhamento de Mathis (AKS= 0, 39 × AJ), e possıvel calcular de maneira

independente a magnitude na banda KS corrigida pelo avermelhamento interestelar. A

diferenca entre este numero e o K0 fornece o excesso em emissao na banda KS devido a

emissao termica da poeira. Os resultados desta analise pode ser visto na Figura 3.6.

Figura 3.6 Excesso em emissao como uma funcao da magnitude na banda KS ja corrigidapelo avermelhamento (K0). Os cırculos mostram os objetos que foram detectados nasbandas J , H e KS. A linha solida indica Kexc = 0. Diamantes conectados fazemreferencia ao valor medio do excesso na banda KS por intervalos de 1 magnitude. Aslinhas pontilhadas mostram 1, 2 e 3 σ da media em cada intervalo. Os quadrados abertosindicam os objetos que foram detectados somente nas bandas H e KS. Valores muitopositivos indicam emissao circumstelar.

Para estrelas que nao foram detectadas na banda J (quadrados abertos na Figura 3.6),

usou-se a suposicao de que elas sao afetadas por uma extincao AJ igual a mediana

dos valores encontrados a partir das estrelas que foram detectadas em todos os filtros.

Desta forma, e possıvel novamente calcular a extincao na banda H usando a relacao de

Mathis na forma AH = 0, 62 × 〈AJ〉. Os demais passos para a determinacao do excesso

47

foram identicos aos citados acima. Para as estrelas que nao foram detectadas na banda

H, um limite inferior para o excesso na banda K pode ser calculado usando o mesmo

procedimento acima, e a magnitude limite H = 16, 5 mag.

Objetos com valores muito positivos de excesso em emissao nao podem ser explicados

por erros no procedimento de correcao do avermelhamento, de forma que este excesso e real

e deve ser levado em consideracao. Ele provavelmente representa a emissao proveniente

de um disco de acrescao ao redor de objetos menos massivos do aglomerado. Alguns

objetos se encontram muito acima de 3 σ do valor esperado para uma estrela normal. A

maioria das estrelas na Figura 3.6 apresenta um excesso negativo, de aproximadamente

0,2 mag. Esse valor negativo e consequencia da suposicao de que todas as estrelas possuem

a mesma cor intrınseca que uma estrela B2V. Na Figura 3.5 e possıvel compreender que

qualquer estrela que esteja localizada acima da linha de avermelhamento das estrelas

B2V tera, por definicao, um excesso negativo. Como o principal objetivo desta analise e

identificar objetos com excesso em emissao, que certamente estarao localizados a direita da

linha de avermelhamento das estrelas B2V, este pequeno excesso negativo para as estrelas

“normais” nao e relevante. Nas proximas secoes deste capıtulo somente as estrelas que

possuem excesso positivo foram corrigidas. Para todas as outras o excesso foi definido

como zero.

Note que estes valores representam apenas um limite inferior para o excesso, ja que

foi considerado que o excesso na banda J e desprezıvel. Na realidade, esperam-se valores

muito maiores para o excesso dos YSOs (tal qual sera discutido mais adiante). O excesso

em emissao na banda KS determinada para IRS2E, da ordem de 2 magnitudes, e bastante

parecido com os valores encontrados em Orion por Hillenbrand & Carpenter (2000).

Os valores encontrados para os objetos no topo da Figura 3.6 sao ainda mais elevados,

indicando novamente que esses objetos provavelmente sao YSOs massivos ou, em alguns

casos, regioes HII ultracompactas, como deve ser o caso de IRS2E. Goldader & Wynn-

Williams (1994) identificaram, alem de IRS2, duas fontes luminosas de W51A como IRS1-

3. As coordenadas de IRS1 coincidem com as do objeto #403, e as de IRS3 com #96

e #152 (provavelmente IRS3E e IRS3W). Proto-estrelas de baixa massa tambem podem

chegar a apresentar um excesso em emissao da ordem de dezenas de magnitudes na banda

K.

Um objeto singular e o #61. Na Figura 3.6 ele aparece como um objeto com excesso em

emissao, no entanto, seu espectro e similar ao emitido por estrelas do tipo O mais tardias.

Apesar de revelar o seu perfil fotosferico, e provavel que o excesso em emissao encontrado

em #61 seja um indicativo de que ainda existe algum remanescente do material que o

formou. Isso voltara a ser discutido em §3.4.1.

48

3.3.3 Completeza da Amostra e Estrelas Projetadas

A completeza na deteccao de objetos pelo DoPHOT foi determinada atraves de

experimentos com estrelas artificiais. Este experimento consiste basicamente em inserir

estrelas falsas em posicoes aleatorias na imagem original e entao verificar quantas destas

estrelas falsas foram detectadas pelo DoPHOT. A PSF dessas estrelas falsas foram

determinadas pela media da PSF de estrelas reais localizadas em regioes mais limpas

do ceu (onde nao havia contaminacao por nebulosidade). No total, foram inseridas 24000

estrelas em um intervalo de magnitude de 8 ≤ KS ≤ 20, que representa cerca de 10

vezes o numero de estrelas reais detectadas pelo DoPHOT na imagem original. Para

cada ∆KS = 0, 5 foram inseridas simultaneamente 10 estrelas e este procedimento foi

repetido 100 vezes. Inserir todos os objetos de uma unica vez poderia aumentar muito

o grau de aglomeramento das estrelas e assim, modificar as condicoes reais de deteccao.

A completeza de uma amostra e definida como a porcentagem de vezes que as estrelas

falsas foram detectadas. O mesmo experimento foi executado para a banda H e para as

imagens de referencia. A Figura 3.7 mostra o resultado deste experimento.

Figura 3.7 Completeza calculada atraves de experimentos com estrelas artificiais (painelesquerdo). O grafico da direita mostra as diferencas nas magnitudes de entrada e saıdadas estrelas artificiais (veja explicacao no texto).

No painel da esquerda da Figura 3.7 nota-se que a completeza e superior a 90% para

magnitudes menores do que 16, 0 na banda KS (cırculos abertos) e 16,5 na banda H

(quadrados abertos). As linhas tracejadas mostram o resultado do mesmo experimento

para as imagens do campo de referencia. Na banda KS o efeito da nebulosidade e evidente

quando comparamos os resultados obtidos na imagem do campo de referencia e na imagem

de W51A. Cada intervalo de cor e magnitude foi corrigido estatisticamente por seu fator

de completeza antes da construcao da funcao de luminosidade.

49

O painel direito da Figura 3.7 mostra as diferencas entre as magnitudes de entrada e

de saıda das estrelas artificiais. O erro na fotometria calculado desta maneira e muito

mais realista e pode ser usado para verificar os erros formais calculados anteriormente.

Utilizando os valores para os quais a fotometria e 90% completa como limite de magnitude

nas bandas H e KS, as diferencas entre as magnitudes de entrada e saıda das estrelas

falsas e ≈ 0, 17 e 0, 11 respectivamente. Esta diferenca e consideravelmente maior e mais

realista do que o erro instrumental dado pelo DoPHOT (veja §3.2.1).

Alem da incompleteza na detecao dos objetos, um outro problema que surge na analise

do conteudo estelar de uma regiao de formacao estelar e a dificuldade em identificar e

separar os objetos que nao pertencem ao aglomerado, ou seja, estrelas que estao projetadas

em primeiro ou segundo plano. Para separar as estrelas que sao membros do aglomerado

de estrelas projetadas na direcao do mesmo, foi utilizada uma regiao pequena da imagem,

delimitada pelo retangulo azul na Figura 3.2. A contagem de estrelas foi normalizada

pela area relativa projetada no ceu e entao as estrelas foram separadas em intervalos de

∆KS = 1, 0 e ∆(H − KS) = 1, 0. A densidade de estrelas no ceu foi entao subtraıda

da densidade de estrelas na regiao do aglomerado em caixas de intervalos de cor e de

magnitude. Na Figura 3.8 podemos ver graficamente o procedimento citado acima. No

caso de caixas negativas, que ocorrem quando caixas de ceu tem valores maiores que caixas

de campo, devido a flutuacoes estatısticas, seu valor e transferido a caixa adjacente que

possui maior numero de objetos e apos isso, seu valor e redefinido como zero.

Figura 3.8 Binagem dos diagramas cor-magnitude de W51A (esquerda) e da imagem dereferencia (centro). O diagrama da direita mostra a densidade de estrela que restou dasubtracao do ceu em intervalos de ∆KS = 1, 0 e ∆(H − KS) = 1, 0.

Esse procedimento funciona muito bem para estrelas em primeiro plano, visto que

50

elas se destacam bem a esquerda no CMD (veja Figura 3.4). Para as estrelas de fundo

a situacao e um pouco mais complexa, no entanto, como as GHIIR sao regioes com

alto grau de obscurecimento, a maioria das estrelas de fundo nao podem ser vistas com

esta magnitude limite. Infelizmente nao e possıvel usar este procedimento para retirar

estrelas individualmente do CMD e CCD, no entanto, este resultado pode ser usado para

corrigir a funcao de luminosidade pela contaminacao de objetos nao membros, levando

em consideracao nao somente a magnitude desses objetos, mas tambem as suas cores.

3.3.4 A Funcao de Luminosidade na Banda KS e a IMF

Apos corrigir pela contaminacao por estrelas em primeiro plano, avermelhamento

interestelar, excesso em emissao (limite inferior), e incompleteza fotometrica, a funcao

de luminosidade na banda K (KLF 4) resultante e apresentada na Figura 3.9. Um ajuste

linear excluindo os pontos que correspondem aos objetos com magnitude mais fraca que

o limite de completeza (triangulos vazios), nos fornece uma inclinacao de α = 0, 16±0, 06

(linha pontilhada na Figura 3.9). Um valor bastante proximo e obtido quando apenas os

objetos com magnitudes correspondentes a uma massa maior do que 5M� sao considerados

(α = 0, 14 ± 0, 09 – linha cheia na figura). Este valor e similar, dentro das incertezas, ao

encontrado em G333.1-0.4 (Figueredo et al., 2005), utilizando o mesmo metodo para a

correcao do excesso em emissao na banda KS. Uma inclinacao consideravelmente maior

foi obtida para NGC3576 (α = 0, 41 ± 0, 02) por Figueredo et al. (2002) e para W42

(α = 0, 40) por Blum et al. (2000).

A massa das estrelas pode ser calculada utilizando os modelos de Schaller et al. (1992),

assumindo que estas estao na ZAMS. Blum et al. (2000) sumarizaram os parametros

mais importantes para estrelas na ZAMS (ver Tabela 2.4). Supor que as estrelas estao

localizadas na ZAMS e uma aproximacao bastante razoavel para membros massivos de

aglomerados com as caracterısticas de W51A. Os principais erros nas massas estelares

sao devidos aos efeitos da emissao circumstelar e as estrelas multiplas (problema da

binaridade). A correcao para o excesso em emissao e apenas um limite inferior, visto que

foi adotado que na banda J as estrelas estao livres do excesso em emissao. Hillenbrand

et al. (1992) desenvolveram um modelo que considera o reprocessamento da luz por um

disco que mostra que o excesso nas bandas J e H tambem pode ser bastante grande para

discos que reprocessam a radiacao da estrela central. Em geral, deve–se esperar que o

excesso em emissao nos leve a valores de massa superestimados para todas as estrelas que

tem excesso em emissao.

Caso uma dada fonte seja binaria, por exemplo, sua massa combinada sera maior do

que a massa determinada de uma unica estrela com a mesma luminosidade, e o fluxo

ionizante combinado sera menor. A massa total do aglomerado sera entao subestimada,

4KLF: K-band Luminosity Function

51

Figura 3.9 Funcao de luminosidade na banda KS corrigida pelos objetos que nao saomembros do aglomerado e pela completeza na deteccao. K0 e a magnitude corrigidapelo avermelhamento e corrigida pelo excesso em emissao (veja explicacao no texto). Ostriangulos vazios foram desconsiderados na determinacao do ajuste. As linhas representamo ajuste da KLF considerando todos triangulos cheios (linha pontilhada), somente objetoscom massa > 5M� (linha cheia) e objetos no mesmo intervalo de massa apos a correcaodo excesso usando modelos de disco reprocessando materia, conforme sera discutido naproxima secao (linha tracejada).

o numero de estrelas massivas e o fluxo ionizante estarao por sua vez superestimados, e

desta forma a inclinacao da IMF sera mais plana do que seria se nao houvessem sistemas

binarios.

Com essas limitacoes em mente, e possıvel transformar a funcao de luminosidade em

uma funcao de massa inicial. Visto que outros autores tambem nao corrigem pelo efeito

da binaridade, esses resultados podem ser comparados com os resultados disponıveis na

literatura. Alem disso, se os efeitos da binaridade nao variam de regiao para regiao,

adotar o mesmo procedimento para todos os aglomerados permite compara-los de forma

homogenea. A funcao inicial de massa obtida pode ser vista na Figura 3.10.

A inclinacao da funcao de massa foi determinada pelo ajuste de todos os pontos

(linha pontilhada na Figura 3.10), com excessao dos dois primeiros, pois correspondem

a objetos com magnitude mais fraca que o limite de completeza. O valor encontrado e

Γ = −0, 61 ± 0, 25, que indica uma IMF bem mais plana que a de Salpeter, diferindo

52

em ∼ 3σ do valor encontrado por esse autor. Por outro lado, esse resultado confirma

o valor encontrado por Okumura et al. (2000) (Γ = −0, 8 ± 0, 1). Uma inclinacao

maior foi obtida para a regiao do Trapezio (Γ = −1, 43) por Hillenbrand & Carpenter

(2000), por exemplo. Ao limitar o ajuste da funcao de massa apenas para estrelas mais

massivas do que 5M� aumenta-se a probabilidade das estrelas ja se encontrarem na

ZAMS, segundo as trajetorias evolutivas pre-sequencia principal apresentada por Siess

et al. (2000). A linha cheia na Figura 3.10 mostra o ajuste da funcao de massa para

objetos com massa maior que 5M�, cuja inclinacao e ainda mais plana do que a obtida

em todo o intervalo, Γ = −0, 53±0, 34. A linha tracejada e o ajuste no mesmo intervalo de

massa diferindo do anterior apenas pelo metodo utilizado para a correcao do excesso em

emissao (Γ = −0, 48±0, 34). Nesse ultimo caso, utilizou-se modelos de disco reprocessando

materia, conforme sera discutido na proxima secao.

Figura 3.10 Funcao inicial de massa de W51A usando o modelo de Schaller et al. (1992) ea funcao de luminosidade da Figura 3.9. A linha pontilhada representa o ajuste incluindotodos os pontos exceto os dois primeiros, pois correspondem a objetos com magnitudemais fraca que o limite de completeza. A inclinacao dessa reta e Γ = −0, 61 ± 0, 25.As outras linhas representam o ajuste da KLF considerando somente objetos com massa> 5M� (linha cheia) e objetos no mesmo intervalo de massa apos a correcao do excessousando modelos de disco reprocessando materia, conforme sera discutido na proxima secao(linha tracejada).

53

Funcoes de massa planas, tais como a de W51A, foram encontradas em alguns poucos

aglomerados, como nos casos de Arcos e do Quintupleto (Figer et al., 1999), ambos estao

localizados proximos ao centro da Galaxia. Ate entao, o argumento mais plausıvel para

esse excesso de estrelas massivas e que nas regioes que estao formando estrelas na parte

interna da Galaxia, o relativo numero de estrelas de alta massa em comparacao as de

baixa massa e maior do que em qualquer outra regiao da Galaxia. No entanto, este

efeito tambem pode ser obtido se o numero de estrelas de baixa massa estiver sendo

subestimado, o que pode ser bastante comum em uma regiao tao complexa quanto o

centro da Galaxia (alta densidade de estrelas e poeira). E possıvel tambem que os efeitos

dinamicos sejam mais marcantes nestas regioes. W51A por sua vez, nao esta localizada nas

regioes centrais da Galaxia. Uma explicacao para esse efeito pode estar na dificuldade em

detectar as estrelas mais fracas devido ao forte obscurecimento da regiao. Note novamente

na Figura 3.5 que o pequeno numero de estrelas ao longo da faixa de avermelhamento

se deve a que muitas das estrelas de W51A, nao foram detectadas na banda J devido a

forte extincao (AJ ∼ 10, 5 mag). Na banda KS, a extincao e menor (AKS∼ 0,39 AJ), no

entanto, e suficiente para aumentar a magnitude aparente das estrelas de baixa massa de

forma a impedir que essas sejam detectadas pelo DoPHOT. Em algumas regioes de W51A,

AKSpode ser ainda maior, aumentando a magnitude aparente, ate mesmo no intervalo de

altas massas. Como o teste de completeza se refere as magnitudes aparentes das estrelas

de W51A, essa correcao nao e suficiente para eliminar o efeito da nao deteccao de objetos

submetidos a regioes de forte avermelhamento.

Integrando a funcao de massa entre os limites 5 < M/M� < 120 determinou-se um

limite inferior para a massa de W51A, ja que as estrelas com massa menor que 5M�

nao foram incluıdas. O limite superior de integracao corresponde a massa do objeto

mais luminoso modelado por Schaller et al. (1992) com metalicidade igual a solar. A

massa integrada de W51A e M>5M�= (0, 99 ± 0, 4) × 103M�. A massa total de W51A

pode ser determinada, integrando a IMF entre os limites 0, 08 < M/M� < 120, onde

o limite inferior de massa foi adotado de Hillenbrand & Hartmann (1998), que segundo

esses autores, e o ponto no qual numero de estrelas comeca a diminuir no limite de baixas

massas em Orion. O valor encontrado para a massa total de W51A e entao Mtotal =

(2, 28±0, 96)×103M�. Levando em consideracao que o excesso em emissao e subestimado

para essas estrelas, o valor encontrado para a massa total de W51A esta superestimado.

3.3.5 Objetos com Excesso em Emissao

Como pode ser visto nas figuras 3.4, 3.5 e 3.6, existem alguns objetos em W51A que se

destacam por serem brilhantes e ao mesmo tempo possuirem cores bastante avermelhadas

e um excesso em emissao significativamente acima dos 3σ em relacao a media das estrelas.

Este e o caso dos objetos listados na Tabela 3.2. Essas evidencias indicam que estes objetos

podem ser YSOs massivos. E necessaria, entretanto, a confirmacao espectroscopica.

54

Na segunda coluna da Tabela 3.2 estao os valores para o excesso em emissao na banda

KS que foram determinados usando o procedimento explicado em §3.3.2. O objeto peculiar

#61 foi incluıdo na analise. As evidencias da presenca de disco circumstelar justificam

um tratamento especial no que tange a correcao de seu excesso em emissao na banda KS

desses objetos. Com essa finalidade foram utilizados os modelos que consideram discos

que reprocessam a radiacao da estrela central, desenvolvidos por Hillenbrand et al. (1992).

Iniciando com um excesso em emissao maximo (∆K = 4, 05) valido para estrelas do tipo

espectral O7 (Tabela 4 de Hillenbrand et al. (1992)) foi determinada a magnitude visual

absoluta. Para transformar a magnitude absoluta em tipo espectral e massa foi utilizado

a calibracao de Blum et al. (2000), para a ZAMS. O valor encontrado e na maioria dos

casos muito menor do que o valor inicial que corresponde a uma estrela O7. Neste caso

o excesso foi obviamente superestimado e a nova luminosidade e massa subestimada.

Partindo agora desta massa menor obtida e usando o excesso em emissao correspondente

da tabela 4 de Hillenbrand et al. (1992) determina-se uma nova massa e luminosidade,

desta vez superestimada. O proximo passo e reduzir o excesso em emissao considerado e

repetir esse procediemto ate que ocorra uma convergencia entre o tipo espectral inicial e

final.

Esses calculos foram feitos para todas as estrelas da Tabela 3.2 e os resultados aparecem

nas colunas 3, 4 e 5. Note na Tabela 3.1 que com excessao de IRS2E, todos os objetos

tratados nessa secao nao foram detectados na banda J . O avermelhamento foi entao

calculado utilizando a aproximacao de Mathis (1990) na forma AKS≈ 1, 7× ((H −KS)+

0, 04−0, 5). Para os objetos que nao foram detectados na banda H, usou-se a cor H−KS

media das estrelas do tipo O de W51A. O termo 0, 04 e a cor intrınseca de uma estrela

do tipo B2V. Foi adicionado um excesso na cor H − KS = 0, 5, que segundo Hillenbrand

et al. (1992) e constante e devido ao reprocessamento do disco. Para os objetos que nao

possuem magnitudes na banda H foi utilizado H = 16, 5 como magnitude limite. Nesses

casos o valor do excesso em emissao na banda KS devido a um disco reprocessando materia

deve ser ainda maior do que os apresentados na tabela.

Os valores encontrados com o modelo de disco nao levam em consideracao a

luminosidade produzida pela acrescao de materia ou simplesmente uma inclinacao do

disco em relacao a linha de visada. Por outro lado, os valores determinados atraves da

fotometria apenas, assumem que o excesso em emissao da banda J e desprezıvel. De

qualquer maneira, o excesso em emissao foi calculado de duas maneiras independentes e

os resultados devem ser comparados.

A KLF e a IMF foram recalculadas utilizando os novos valores para o excesso em

emissao dos objetos listados na Tabela 3.2. Um ajuste dos pontos cujas magnitudes

correspondem a uma massa maior do que 5M�, na nova funcao de luminosidade resultou

em uma inclinacao de α = 0, 13 ± 0, 09 (linha tracejada da Figura 3.9). Um ajuste

considerando apenas objetos mais massivos que 5M� resultou em uma IMF ainda mais

55

Tabela 3.2. Objetos com excesso em emissao na banda KS

ID Kexca Kdisc

b AKS

c Massad Tipo Espectrald

IRS2E 1,48 3,58 4,13 14 B0.5IRS2W* 4,41 2,99 3,01 5 B2#33* 3,39 2,84 3,01 3 B6#34 3,08 3,28 5,31 9 B1#45 2,13 2,93 3,71 5 B3#61 2,11 2,90 3,68 5 B3#62 1,39 2,37 2,47 4 B5#90* 2,88 2,27 3,01 3 B6#95* 2,74 2,22 3,01 3 B6#96* 4,95 3,11 3,01 7 B1#98 3,02 3,17 5,21 7 B1#145 2,62 2,97 4,54 5 B2#152 4,64 4,06 7,93 45 O5.5#403* 5,14 3,16 3,01 7 B1#754 3,81 3,53 6,53 13 B0.5

aCalculado conforme explicado em §1.3.2, assumindo queo excesso em emissao na banda J e desprezıvel

bExcesso em emissao de um disco face–on com uma fontecentral correspondente ao tipo espectral na coluna 6.

cExtincao resultante apos corrigir o excesso em H −KS

usando os modelos para um disco acretando materia.

dTipo espectral e massa do objeto central obtidos atravesdos modelos de disco, e das propriedades da ZAMSdeterminadas em Blum et al. (2000).

∗Estrelas para as quais o excesso em emissao provenientedos modelos de disco sao subestimados, provavelmentedevido ao avermelhamento.

56

plana que a encontrada anteriormente, Γ = −0, 48± 0, 34 (linha tracejada da Figura 5.8).

A massa integrada de W51A e nesse caso M>5M�= (1, 0 ± 0, 5) × 103M� e quando todo

o intervalo de massa 0, 08 < M/M� < 120 e considerado, Mtotal = (1, 2 ± 0, 5) × 103M�.

3.3.6 O Fluxo no Contınuo de Lyman

W51A emitiria 8,71 × 1050 fotons por segundo no contınuo de Lyman segundo (Conti

& Crowther, 2004) para uma distancia de 5,5 kpc. Para emitir tal quantidade de fotons, a

essa distancia, seriam necessarias ≈ 20 estrelas do tipo O3V ou ≈ 200 estrelas do tipo O7V

(Martin, 1997). No entanto, a funcao inicial de massa encontrada para W51A nas secoes

anteriores, assim como a encontrada por Okumura et al. (2000), nao indica a presenca

de centenas de estrelas do tipo O para dar origem a tanto fluxo. Por outro lado, o fato

das imagens nao revelarem um aglomerado rico, pode ser simplesmente devido ao alto

obscurecimento local que nao permite detectar a maior parte das estrelas.

O valor encontrado para a distancia de W51A usando a paralaxe espectroscopica de

quatro estrelas do tipo O, como sera discutido em detalhes nas proximas secoes desse

capıtulo, foi D = 2,2 ± 0,3 kpc, que e significativamente menor do que a distancia

cinematica 5,5 kpc. Essa correcao na distancia diminui o numero de fotons no contınuo

de Lyman de W51A, observado atraves do fluxo radio, para NLyC = 1, 4 × 1050.

Tendo em vista que as estrelas que contribuem significativamente para este fluxo sao

as estrelas mais brilhantes e que estao dentro dos limites de completeza da fotometria

utilizada neste capıtulo, foi calculado o numero de fotons no contınuo de Lyman

proveniente de W51A, obtendo o valor de NLyC = 1, 0 × 1050 fotons por segundo s−1.

Um valor bastante proximo e encontrado atraves da IMF apresentada na Figura 3.10

(linha cheia), quando os intervalos de massa foram transformados em intervalos de

NLyC utilizando os parametros fornecidos por Martin (1997) para estrelas do tipo O

– NLyC = 1, 7 × 1050 fotons por segundo s−1. Considerando a IMF encontrada para o

caso em que o excesso em emissao foi calculado atraves de um modelo de disco (linha

tracejada da Figura 3.10), determinou-se NLyC = 1, 9 × 1050. Os valores encontrados

para o NLyC atraves dos dois metodos para a correcao do excesso sao bastante proximos.

O NLyC obtido a partir do fluxo medido em radio e apenas um limite inferior para

o fluxo emitido pelas estrelas, pois parte dos fotons e absorvido pelos graos de poeira

e outra parte e perdida simplesmente porque escaparam atraves de direcoes com baixa

profundidade otica. Por outro lado, e provavel que algumas estrelas ionizantes nao foram

detectadas nas bandas J , H e em KS, devido ao alto obscurecimento da regiao. Isso esta

de acordo com o fato de W51A nao parece ser um aglomerado rico, tanto nas imagens

como nos diagramas CCD e CMD. Dessa maneira, ambos os valores determinados para

o NLyC, via ondas de radio e via infravermelho proximo, devem ser considerados como

um limite inferior para o fluxo no contınuo de Lyman por segundo proveniente de W51A.

57

3.4 Resultados Espectroscopicos

Os espectros dos objetos observados em W51A, com o instrumento NIRI no telescopio

Gemini Norte podem ser vistos nas Figuras 3.11, 3.13, 3.12 e 3.14. Todos os espectros

foram divididos por um ajuste de baixa ordem do contınuo depois de serem corrigidos por

suas linhas de absorcao teluricas. Embora o ceu local tenha sido subtraıdo dos espectros

desses objetos, existem resıduos de emissao local que podem mudar a aparencia das linhas

de He I e Brγ.

Para identificar o tipo espectral das estrelas, seus espectros foram comparados com

o das estrelas padrao espectroscopicas catalogadas por Hanson et al. (1996) e Bik et al.

(2005). As transicoes de maior importancia para a classificacao espectral de estrelas do

tipo O sao o tripleto de CIV cujos comprimentos de onda no vacuo sao 2,0705, 2,0769 e

2,0842 µm, o complexo de NIII em emissao, localizado em 2,116 µm, e o HeII em absorcao

em 2,1891 µm. Estrelas mais frias que O7 comecam a apresentar HeI em absorcao ao lado

azul da linha de NIII, justo em 2,1126 µm.

O complexo de NIII foi identificado por Hanson et al. (1996) em estrelas do tipo O

mais quentes como sendo geradas na transicao NIII(8–7). Essa transicao e um sistema

multiplo, o que explica o perfil alargado encontrado nessas estrelas, centrado em 2,116 µm.

A largura dessa linha varia moderadamente com a temperatura, mas pode ser bastante

diferente dependendo da classe de luminosidade do objeto. O tripleto de CIV em 2,071,

2,077 and 2,084 µ e na maioria das vezes bastante fraco e pode ser visto apenas quando a

razao sinal ruıdo e suficientemente alta. O presente sistema de classificacao desenvolvido

por Hanson et al. (1996) nao possui resolucao espectral e relacao S/R suficientemente alta

para a identificacao das classes de luminosidade. No entanto, as linhas do HeI (2,0581 µm)

e o Brγ (2,1661 µm) podem ser utilizadas com a finalidade de distinguir aproximadamente

entre anas e gigantes ou supergigantes quando essas linhas nao sao contaminadas pela

nebulosidade (Hanson et al., 2005). E de se esperar, quando nao ha contaminacao, uma

forte absorcao em Brγ para anas e gigantes e uma fraca absorcao ou emissao dessa linha

em supergigantes.

3.4.1 Estrelas do tipo O

Os espectros apresentados na Figura 3.11 podem ser facilmente comparados com as

estrelas do tipo O catalogadas por Hanson et al. (1996). A razao sinal ruıdo desses

espectros e S/R ∼ 100 − 120, suficientemente alta para identificar e separar as linhas

do tripleto CIV e do NIII. As linhas de absorcao teluricas das estrelas #44, #50 e #61

foram removidas de seus espectros originais atraves da divisao dos mesmos pelo espectro

da estrela HIP92177. Deve-se recordar a esse ponto que esse objeto e um sistema binario e

que essa estrela possui uma companheira do tipo G0. Isso faz com que as linhas centradas

58

2.05 2.1 2.15 2.2

#61 - O7.5 V

#50 - O6.5 V

#44 - O5.0 V

#57 - O4.0 V

Figura 3.11 Espectro na banda K dos objetos #57, #44, #50, #61 de W51A que foramclassificados como estrelas do tipo espectral O usando o catalogo desenvolvido por Hansonet al. (1996). A resolucao espectral e de R ≈ 780 que corresponde a uma dispersao linearde ≈ 7,08 A/pixel. O fluxo foi somado em uma abertura de oito pixels (0,96′′) em umafenda de 0, 48′′×110′′ de abertura. A razao sinal ruıdo desses espectros e S/R ∼ 100−120.

em comprimentos de onda maior do que 2,2 µm nao sejam suficientemente confiaveis. Na

Figura 3.11 os espectros foram limitados entre 2,05 a 2,20 µm. A estrela #57 foi dividida

pela estrela telurica HIP98640.

Na Tabela 3.3 estao as larguras equivalentes das principais linhas utilizadas para

59

Figura 3.12 Espectro na banda K dos objetos #103 (painel da esquerda) e #32 (painelda direita). Esses objetos provavelmente se tratam de estrelas do tipo espectral Bpertencentes a W51A, no entanto, a baixa razao sinal ruıdo S/R < 60 dificultou aclassificacao espectral.

Figura 3.13 Espectro na banda K de IRS2E confirmando que esse objeto provavelmentese trata de uma regiao ultra–compacta (Okumura et al., 2000).

classificar as estrelas apresentadas na Figura 3.11. Essa classificacao resultou nos tipos

espectrais indicados na figura.

A presenca das linhas do CIV e NIII em emissao nao deixa duvida de que essas quatro

estrelas sao do tipo espectral O. As linhas relativamente fortes de NIII e HeII presentes no

espectro de #57 indica que essa estrela e mais quente do que uma estrela O6. A ausencia

de CIV em 2,071 µm coloca #57 na subclasse kO3-O4 de Hanson et al. (1996). A linha

do CIV aparece bastante fraca e misturada (blended) com a terceira linha do tripleto. No

espectro de #44 as linhas do CIV indicam que a estrela e mais fria do que uma O4 e mais

quente que uma O7. Por outro lado a linha de NIII e ainda mais forte e coloca #44 na

subclasse kO5-O6. No espectro de #50, a linha de NIII aparece mais fraca indicando que

essa estrela e provavelmente mais fria do que as anteriores. O CIV ainda esta presente

60

2.05 2.1 2.15 2.2 2.25 2.3 2.35 2.4

#59

#52

Figura 3.14 Espectro na banda K dos objetos #52 e #59. As linhas de CaI, FeIe NaI presentes no espectros dessas estrelas, assim como as suas cores, sugerem queprovavelmente esses objetos sao estrelas cujo tipo espectral e menor que G0, nao sendoportanto, membros de W51A.

porem mais fraco do que na estrela anterior colocando #50 entre os tipos espectrais 6

e 7. Para #61, a absorcao em HeI ao lado azul da linha de NIII nao deixa duvidas de

que essa estrela e mais fria do que uma O7 e a coloca em kO7-O8. As linhas de HeI e

o Brγ aparecem como forte absorcao do contınuo da estrela. No entanto, e dificil estar

seguro sobre a classe de luminosidade exata dessas estrelas. Por outro lado, como foi

dito na §3.3.2, #61 apresenta excesso em emissao, apesar do espectro revelar o seu perfil

fotosferico. Excesso em emissao e um forte indicativo de que existe poeira sendo aquecida

bastante proxima a estrela. De fato, o espectro de #61 apresenta linhas em emissao nos

comprimentos de onda 2,29, 2,32, 2,35 e 2,38 µm, que correspondem as bandas do CO,

bastante comum nos espectros de objetos com material remanescente de sua formacao,

assim como disco de acrescao. No entanto, como o espectro de #61 foi dividido pelo

espectro da estrela HIP92177, cuja companheira apresenta CO em absorcao, nada pode

ser concluıdo da analise dessas linhas que estao acima de 2,2 µm. Devido a presenca

de objetos extremamente jovens nessa regiao, e provavel que as estrelas do tipo O ainda

nao tiveram tempo suficiente para evoluir para outras classes de luminosidade alem da

sequencia principal. Seguindo esse criterio #61 e classificada como uma estrela da ZAMS.

61

Tabela 3.3. Largura Equivalente (A) das linhas usadas para a classificacao das estrelasdo tipo O

Linhas #57 #44 #50 #61

HeI (2,059µm) 1,75 ± 0,13 1,42 ± 0,22 5,35 ± 0,37 6,21 ± 0,28*abCIV (2,071µm) - 0,37 ± 0,05 0,72 ± 0,14*b 0,24 ± 0,12CIV (2,080µm) 0,32 ± 0,04*b 0,96 ± 0,08 0,53 ± 0,14 0,61 ± 0,17NIII (2,116µm) 0,95 ± 0,05 1,82 ± 0,09 0,64 ± 0,11*b 1,70 ± 0,21Brg (2,166µm) 0,68 ± 0,09 0,41 ± 0,09 3,83 ± 0,22 11,23 ± 0,20*abHeII (2,189µm) 0,21 ± 0,10*ab - 0,51 ± 0,16*ab 0,63 ± 0,12*ab

∗b – Linhas que aparecem misturadas (blended) nos espectros

∗ab – Linhas que aparecem em absorcao nos espectros

3.4.2 Estrelas do tipo B

A razao sinal ruıdo dos espectros das estrelas #32 e #103 e baixa em comparacao

com os espectros que foram classificados anteriormente. Com S/R < 60, nao e possıvel

identificar as linhas mais fracas, como as do tripleto de CIV e NIII (Hanson et al., 1996).

Fazendo valer a boa resolucao espacial do instrumento NIRI, os espectros foram suavizados

usando um filtro BOXCAR com 3 pixels de largura. Os espectros resultantes dessa

suavizacao, sao os que aparecem na Figura 3.12. As linhas de absorcao teluricas das

estrelas #32 e #103 foram extraıdas dos espectros atraves de uma divisao pelas estrelas

HIP98640 e HIP92177, respectivamente.

Note que em ambos os espectros, a regiao dominada pelo tripleto do CIV esta

completamente misturada com a emissao nebular de H2 e do FeII, impossibilitando

a utilizacao dessas linhas para a classificacao do tipo espectral desses objetos. Por

outro lado, a ausencia de NIII em emissao em ambos os espectros, por si so, elimina

a possibilidade de essas estrelas serem mais quentes do que O9. A linha em absorcao do

HeI ao lado azul do NIII indica, por outro lado, que essas estrelas sao mais quentes que

uma B3. O dubleto de magnesio localizado nos comprimentos de onda 2,137 µm e 2,143

µm em conjunto com as linhas de FeII em 2,088 µm que aparecem no espectro da estrela

#32 foram identificados tambem em estrelas do tipo B2 no catalogo de estrelas padrao

de Hanson et al. (1996). Essas estrelas catalogadas, assim como #32, apresentam linhas

intensas de Brγ e HeI em emissao.

A estrela #103 apresenta um perfil bastante fraco centrado em um comprimento de

onda bastante proximo ao do HeII em 2,188 µm. A presenca dessa linha colocaria #103

na subclasse kO9-B1 de Hanson et al. (1996). O fato de o centro da linha nao coincidir

exatamente com o comprimento de onda do HeII pode ser explicado pela modificacao do

62

espectro com a suavizacao, no entanto, deve-se ter uma certa cautela quanto a classificacao

adotada para essa estrela.

3.4.3 O objeto IRS 2E

O espectro de um dos objetos mais luminosos nas imagens de W51A, IRS2E, e

apresentado na Figura 3.13. A posicao desse objeto nas figuras 3.5, 3.4 e 3.6 mostra

que ele e mais luminoso do que as estrelas do tipo O identificadas acima. Estrelas OB

sao realmente muito luminosas no infravermelho proximo e sua luminosidade permanece

praticamente constante ao longo de toda sua trajetoria evolutiva. Nos espectros dos

YSOs normalmente esta presente a cabeca de banda do CO em 2,29 µm, que nao aparece

no espectro da Figura 3.13. Esse espectro foi divido pelo espectro da estrela telurica

HIP98640, cujo espectro nao esta contaminado. As fortes linhas de emissao centradas nos

comprimentos de onda do Brγ e do HeI aparecem acompanhadas de uma serie de linhas

do hidrogenio molecular e de linhas proibidas do FeIII.

Segundo Okumura et al. (2000), IRS2E e uma regiao HII compacta e bastante jovem

(∼ 105 anos). Em Okumura et al. (2001) os mesmos autores argumentam que a emissao

de linhas do hidrogenio molecular proveniente dos YSOs e dominada por excitacao

colisional devido ao choque provocado pelo fluxo bipolar. No entanto, os resultados

desses autores indicam que a emissao por fluorescencia e dominante em IRS2E, ao inves

da excitacao por choque. Em outras palavras, eles explicam que a emissao em H2 se

deve a fluorescencia no UV, caracterıstica de uma regiao de fotodissociacao de densidade

moderada (104−105cm−3). O catalogo de Bik et al. (2005), fornece um bom material para

a identificacao de YSOs e regioes HII ultracompactas. O espectro de IRS2E e bastante

parecido com o que esses autores apresentam para a contrapartida no infravermelho

proximo da fonte radio correspondente a regiao ultra compacta G25.2-1.74. Segundo esses

autores, as linhas de HeI, [FeIII] e H2 sao bastante comuns em regioes HII ultracompactas

e em ambientes aonde a emissao nebular domina. O HeI encontrado nessas fontes denota

que estrelas do tipo O estao localizadas dentro dessas regioes. Sendo IRS2E uma regiao

HII ultracompacta, seu fluxo no infravermelho e dominado pela poeira que e aquecida

pelas estrelas do aglomerado. Apenas uma pequena fracao do fluxo dessas regioes aparece

no infravermelho medio. A regiao HII ultracompacta em si emitira a maior parte do seu

fluxo no infravermelho distante e submilimetrico.

3.4.4 Estrelas projetadas sobre o aglomerado

As estrelas #52 e #59 foram observadas na mesma fenda utilizada para as estrelas

do tipo O de W51A, e seus espectros (Figura 3.14) indicam que essas sao mais frias do

que uma estrela do tipo G0. Dadas suas magnitudes e cores (ver Figura 3.4 e 3.5), essas

estrelas nao podem estar localizadas a mesma distancia do aglomerado. Seus espectros

63

Tabela 3.4. Propriedades das estrelas OB de W51A

ID KS H − KS AKSDZAMS (kpc) DV (kpc) Tipo Espectral

#44 11,31 2,35 4,08 2,03 1,82 O5#50 12,23 1,88 3,28 3,09 3,62 O6.5#57 10,77 2,14 3,72 1,96 2,11 O4#61 12,51 2,65 4,59 1,61 1,97 O7.5

Valor Medio 2,25 ± 0,16 3,92 ± 0,28 2,2 ± 0,3 2,4 ± 0,4

originais foram divididos pelo espectro da estrela HIP92177 com a finalidade de eliminar

as linhas teluricas. Vale a pena lembrar novamente que essa estrela telurica do tipo A0

possui uma companheira mais fria do que G0. Note que os espectros dessas duas estrelas,

mesmo apos a divisao pelo espectro combinado apresentam linhas de CO em absorcao,

bem como linhas de CaI, normalmente identificadas em estrelas frias.

3.5 A Distancia de W51A

Na secao anterior foram apresentados os espectros de sete estrelas em W51A: quatro

estrelas do tipo O, duas tipo B rescente e uma regiao HII ultra–compacta. Nessa secao, a

distancia de W51A e determinada utilizando as estrelas do tipo O e logo apos confirmada

pela paralaxe espectroscopica das estrelas do tipo B. As principais caracterısticas dessas

estrelas sao resumidas na Tabela 3.4. As distancias apresentadas na Tabela 3.4 para as

estrelas do tipo espectral O foram calculadas de duas maneiras, a primeira considerando

que as estrelas estao localizadas na sequencia principal de idade zero (DZAMS) e a

segunda supondo que as mesmas ja sao estrelas queimando seu hidrogenio na sequencia

principal (DV ). Para o primeiro caso foram utilizadas as magnitudes e cores intrınsecas da

Tabela 2.4. Para a sequencia principal, a distancia foi determinada usando as magnitudes

intrınsecas de Vacca et al. (1996) e as cores de Koornneef (1983). Considerando apenas as

estrelas do tipo O, os valores encontrados para a distancia de W51A foram DZAMS = 2,2

± 0,3 kpc e DV = 2,4 ± 0,4 kpc. Como W51A se trata de uma regiao de formacao estelar

bastante jovem, os valores determinados para a ZAMS sao mais adequados. A incerteza

na distancia apresentada na Tabela 3.4 e o espalhamento na media das distancias dividido

pela raız quadrada do numero de objetos considerados no calculo da media.

Utilizando a distancia determinada a partir das estrelas do tipo O e possıvel estimar a

luminosidade das estrelas #32 e #103, assim como suas massas e tipos espectral. Usando

o valor DZAMS = 2,2 kpc, e respectiva magnitude KS e avermelhamento AKS, a magnitude

absoluta encontrada para essas estrelas e de MK = -0,95 (#32) e -1.52 (#130). Essas

64

magnitudes colocam #32 e #130 entre os tipos espectrais B0.5 e B1, respectivamente,

segundo as propriedades da ZAMS. Considerando os valores deteminados para a sequencia

principal, os tipos espectrais correspondentes permanecem no mesmo intervalo.

3.6 Discussao e Sumario

Neste capıtulo foram apresentadas imagens nas bandas J , H e KS da regiao HII gigante

W51A obtidas com o instrumento ISPI no telescopio de 4-m Blanco. Os resultados

fotometricos sao consistentes com os apresentados em trabalhos anteriores, tal qual

Okumura et al. (2000). Espectros na banda K para sete de seus objetos mais brilhantes

foram obtidos com o telescopio Gemini Norte atraves do instrumento NIRI. Dentre esses,

4 foram classificados como estrelas do tipo O, dois como estrelas do tipo B e um como

regiao ultracompacta. As estrelas do tipo O serviram como base para a determinacao da

distancia de W51A atraves do metodo da paralaxe espectroscopica.

Varios objetos com excesso em emissao foram identificados e estudados

fotometricamente. O excesso em emissao na banda KS desses objetos foi calculado de

duas maneiras independentes, a primeira supondo que o excesso em emissao na banda J

e desprezıvel e a segunda considerando que o excesso em emissao e proveniente de um

disco de acrescao do tipo face–on. Apos a correcao do excesso em emissao, a funcao

de luminosidade na banda KS e a IMF foram calculadas e comparadas com aquelas

encontradas para outras regioes HII gigantes da Galaxia. A inclinacao da funcao de

luminosidade 0, 13 < α < 0, 16 e similar, dentro das incertezas, as encontradas em outros

aglomerados jovens. A inclinacao da IMF por sua vez e um pouco mais plana que as

encontradas por nosso grupo ate o momento, −0, 6 < Γ < −0, 5. Uma explicacao possıvel

para esse efeito esta na dificuldade em detectar as estrelas mais fracas e ate algumas

estrelas mais massivas submetidos ao forte obscurecimento de W51A (AKS> 4 mag nas

regioes mais densas).

O valor encontrado para a distancia de W51A via paralaxe espectroscopica, 2,2 ±

0,3 kpc, e consideravelmente menor do que a distancia cinematica: 5,5 kpc (Conti &

Crowther, 2004). A consequencia desse resultado e que W51A e uma regiao menor e

menos populosa do que se supunha. Apesar do numero de fotons no contınuo de Lyman

diminuir consideravelmente com a nova distancia, de 8,71 × 1050 para 1,4 × 1050 fotons por

segundo, W51A continua sendo uma regiao HII gigante contendo objetos interessantes que

merecem uma atencao adicional em trabalhos futuros. O numero de fotons no contınuo

de Lyman calculado a partir da IMF e 1,7 × 1050 < NLyC < 1, 9× 1050. A massa

total de W51A, estimada a partir da IMF no intervalo de massa 0, 08 < M/M� < 120, e

1, 2 × 103 < Mtotal/M� < 2, 3 × 103.

65

Capıtulo 4

G333.1-0.4

Nesse capıtulo serao apresentadas imagens de alta resolucao angular obtidas no

infravermelho proximo da regiao HII gigante G333.1–0.4, nas quais foi detectado um

aglomerado de estrelas OB. Alem de estrelas OB, identificou-se a presenca de objetos

massivos em estagio bastante recente de formacao. Serao apresentados tambem nesse

capıtulo, espectros na banda K de tres estrelas.

Dentre as estrelas observadas espectroscopicamente, duas revelaram linhas fotosfericas

tıpicas de estrelas do tipo O em seus espectros. O espectro da terceira estrela nao apresenta

nenhuma linha fotosferica, no entanto, e evidente a presenca das bandas do CO em 2,3µm

em emissao. De acordo com sua luminosidade intrınseca, esse objeto deve ser mais quente

que uma estrela do tipo B recente, e esta ainda envolvido por um disco circumstelar ou

envelope que, por sua vez, produz excesso em emissao no infravermelho proximo.

Foi encontrado excesso em emissao na banda K em uma serie de outros membros

brilhantes de G333.1–0.4, e esse excesso e um indicativo da existencia de um disco ou

envelope, nao somente no objeto observado espectroscopicamente, mas tambem ao redor

de varias outras estrelas jovens e massivas presentes no aglomerado.

Com base na fotometria e espectroscopia das estrelas do tipo O, determinou-se que

G333.1–0.4 esta localizado a uma distancia de 2,6 ± 0,4 kpc. Esse valor e coerente com

a distancia cinematica (valor mais proximo) determinada via linhas de recombinacao em

comprimentos de onda de radio.

A inclinacao da funcao de luminosidade de G333.1–0.4 e similar a encontrada em

outros aglomerados jovens. A inclinacao da IMF esta dentro do intervalo −1, 3 ± 0, 2 <

Γ < −1, 1±0, 2 para estrelas com uma massa maior do que 5 M�. Duas maneiras distintas

e independentes foram utilizadas para estimar o excesso em emissao das estrelas massivas

individualmente, resultando nos limites inferior e superior para a inclinacao da IMF.

A contribuicao em numero de fotons no contınuo de Lyman emitido por todas as

estrelas detectadas no aglomerado e 0, 2 × 1050 s−1 < NLyc < 1, 9 × 1050 s−1. A massa

total de G333.1–0.4, integrada a partir de 5 M�, e 1, 0 × 103 M� < MTotal < 1, 3 × 103

66

M�.

4.1 Introducao

A regiao HII gigante G333.1–0.4 (R.A.= 16h21m03,3s e DEC. = −50d36m19s J2000)

esta localizada a uma distancia cinematica de 2,8 kpc (valor mais proximo) ou 11,3 kpc

(valor mais distante) segundo Vilas–Boas & Abraham (2000), adotando R0 = 7,9 kpc.

Para regioes localizadas dentro do cırculo solar, tal qual G333.1–0.4, os modelos de rotacao

cinematicos fornecem dois valores possıveis de distancia para uma mesma velocidade,

gerando a bem conhecida ambiguidade na determinacao da distancia para linhas de visada

na direcao do GC (Watson et al., 2003). Alem disso, componentes nao circulares do vetor

velocidade podem levar a distancias equivocadas. O metodo da paralaxe espectroscopica,

que e completamente independente do modelo de rotacao, leva a uma distancia de 2,6 ±

0,4 kpc, tal qual sera apresentado no final desse capıtulo.

G333.1–0.4 nao aparece em imagens no comprimento de onda do visıvel, mas revela-se

como uma regiao de formacao estelar no infravermelho proximo. Identificada pela primeira

vez como um aglomerado estelar nas imagens 2MASS no infravermelho proximo por Dutra

et al. (2003), essa regiao HII gigante e uma velha conhecida em comprimentos de onda de

radio, por seus masers de OH e moleculas de amonia. Segundo Conti & Crowther (2004),

que colocam G333.1–0.4 um pouco mais distante que Vilas–Boas & Abraham (2000):

3,5 kpc, essa regiao emite 1,2 × 1050 fotons no contınuo de Lyman por segundo, o que

equivale a emissao de ≈ 3 estrelas do tipo O3V ou ≈ 28 estrelas do tipo O7V (Martin,

1997).


Imagens nas bandas J , H e K de G333.1–0.4 foram obtidas na noite do dia 01 de maio

de 1999. Um novo conjunto de imagens a 65′′ ao leste do aglomerado foi adquirido em

10 de julho de 2001. Ambos conjuntos de imagens utilizaram o sistema tip–tilt para a

correcao de imagens, no modo de alta resolucao (razao focal f/14) do telescopio de 4-m

Blanco, no CTIO. As imagens foram obtidas atraves do instrumento OSIRIS acoplado ao

telescopio. Os espectros na banda K foram obtidos com o mesmo instrumento, acoplado

ao mesmo telescopio nas noites dos dias 19, 21 e 22 de maio de 2000 e 11 de julho de 2001.

OSIRIS usando a razao focal f/14 resulta em uma escala de placa de 0,16′′ pixel−1.

Todo o processamento basico das imagens foi realizado atraves do programa IRAF

com o pacote de reducao de dados CIRRED. Cada imagem foi corrigida por flat-field de

cupula e entao subtraıda do ceu usando a media combinada de varias imagens que foram

obtidas a 10′ ao sul do aglomerado. Os espectros foram processados usando o CIRRED e

67

as rotinas normais de extracao do IRAF. No modo espectroscopia, o ceu foi obtido a 1-2′

das fontes.

4.2.1 Imageamento

Todas as imagens de G333.1–0.4 foram obtidas sob condicoes fotometricas. O tempo

total de exposicao das imagens observadas em 1999 foi 270s, 135s e 81s nas bandas J ,

H e K, respectivamente. Essas imagens foram colocadas em registro e combinadas.

As imagens combinadas possuem fontes puntuais cuja gaussiana ajustada ao perfil de

brilho apresenta uma FWHM de aproximadamente 0,63”, 0,54” e 0,56” em J , H e

K, respectivamente. As magnitudes das fontes puntuais foram extraıdas das imagens

combinadas atraves do DoPHOT. O mesmo procedimento para a reducao dos dados foi

utilizado para as images obtidas em 2001, separadamente, e o resultado da fotometria

de ambas imagens combinadas, em todos os filtros, foi incluıdo em uma unica lista.

As imagens obtidas em 1999 sao mais profundas em tempo de exposicao do que as

imagens executadas em 2001, e por essa razao os testes de completeza da fotometria,

assim como a correcao por incompleteza para cada grupo de imagens foram feitos de

maneira independente (mais detalhes nas proximas secoes).

A calibracao em fluxo foi feita utilizando a estrela padrao GSPC S875–C (tambem

conhecida como [PMK98] 9170) de Persson et al. (1998) cujas magnitudes foram

determinadas no sistema fotometrico do observatorio de Las Campanas (LCO). O sistema

LCO e essencialmente o mesmo sistema que o utilizado neste trabalho (CIT/CTIO - Elias

et al., 1982), embora existam correcoes para as cores das estrelas entre esses dois sistemas.

Nenhuma transformacao foi determinada tanto para o OSIRIS quanto para os sistemas

CIT/CTIO e LCO. A Figura 4.1 mostra um mapa para a identificacao dos principais

objetos em G333.1–0.4. Para a construcao desse mapa foi utilizada a imagem na banda

K construıda apos combinar e registrar as duas imagens resultades das observacoes em

1990 e 2001. A area usada como campo de referencia (ceu) esta indicada pelo quadrado

no canto inferior esquerdo.

A estrela padrao foi observada logo apos a aquisicao dos dados de G333.1–0.4 e com

uma diferenca em massa de ar de 0,17 em relacao ao aglomerado. O fato de ignorar a

correcao nas cores somado a essa diferenca de massa de ar resulta em uma incerteza de 2%

nas magnitudes na banda J . Nenhuma correcao foi aplicada para essa pequena diferenca

entre a massa de ar da estrela padrao e G333.1–0.4.

Foi utilizado uma correcao de abertura de 16 pixels de raio para transformar as

magnitudes instrumentais em escala de fluxo. Para isso foram utilizadas dez estrelas

nas imagens de G333.1–0.4. Para determinar o ponto zero na magnitude das imagens

tomadas em 2001, foram escolhidas estrelas em comum as imagens de 1999.

As incertezas nas magnitudes J , H e K nas imagens de 1999 incluem o erro formal do

68

146

,,10

11

10

539

482

18

598 4

1

29

13

488

146

416

472

146

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539

482

18

598 4

1

29

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488

146

416

472

Figura 4.1 Mapa da regiao HII gigante G333.1–0.4 construıdo a partir das imagens nabanda K obtidas nos anos de 1999 (aglomerado) e 2001 (65′′ para o leste). O quadrado nocanto inferior esquerdo indica a regiao utilizada para definir as estrelas projetadas (vejatexto). Os numeros indicam a localizacao dos objetos que serao citados nesse capıtulo esao os mesmos para todas as figuras. Na figura o norte aponta para cima e o leste paraa esquerda. A imagem tem dimensoes de 1′, 69 × 2′, 87, que corresponde a uma area de≈ 4′′, 752 apos ignorar os dois retangulos brancos nos cantos superior e inferior direito.

DoPHOT, somado em quadratura ao erro no ponto zero na magnitude e as incertezas na

correcao de abertura utilizada para transformar magnitudes instrumentais em magnitudes

OSIRIS. A soma em quadratura dos erros na correcao de abertura e ponto zero e de

0,010, 0,017 e 0,044 mag em J , H e K, respectivamente. O espalhamento na media da

diferenca das magnitudes instrumentais das estrelas selecionadas nas imagens de 1999

com a finalidade de calibrar em fluxo as imagens de 2001 e de 0,04, 0,07 e 0,06 mag em J ,

H e K, respectivamente. Desta maneira, os erros nas magnitudes das estrelas brilhantes

de 2001 sao dominados por esse espalhamento. A media final dos erros na magnitude,

incluindo todos os objetos detectados pelo DoPHOT e 0,047, 0,049 e 0,078 mag em J , H

e K respectivamente. Foi adotado um criterio de corte arbritario em 0,2 mag, no qual

estrelas com uma incerteza na magnitude maior do que esse valor foram excluıdas da

catalogo final de objetos.

A completeza na deteccao do DoPHOT foi determinada atraves de um experimento

com estrelas artificiais, tal qual foi executado em W51A no capıtulo anterior. Em

resumo, esse experimento consiste na insercao de estrelas falsas em posicoes aleatorias

69

das imagens originais, e entao na conferencia de quantas vezes o DoPHOT as recuperou.

A PSF das estrelas falsas foi definida a partir da media da PSF das estrelas reais que

se encontravam isoladas e longe das regioes de forte nebulosidade. Se fosse incluıdo

um grande numero de estrelas falsas na imagem real de uma unica vez, a densidade

de estrelas no campo seria alterada de maneira significativa, modificando as condicoes

reais de deteccao. Por isso a estrategia utilizada foi adicionar um numero pequeno de

estrelas e repetir o procedimento varias vezes. Um total de 24000 estrelas falsas foram

adicionadas a imagem real abrangendo um intervalo de magnitude de 8 ≤ K ≤ 20. Esse

numero de estrelas e vinte e sete vezes maior do que o numero de estrelas reais detectadas

pelo DoPHOT originalmente. Para cada ∆K = 0, 5 foram inseridas simultaneamente

10 estrelas nas imagens na banda K (240 estrelas em cada intervalo). O DoPHOT foi

executado nessa nova imagem contendo as estrelas falsas, de forma a estimar quantas

delas eram recuperadas em cada intervalo de magnitude. Esse procedimento foi repetido

100 vezes. A completeza de uma amostra e definida entao como a porcentagem de vezes

que as estrelas falsas foram detectadas. Na Figura 4.2 podemos ver o resultado deste

experimento – a completeza fotometrica. O desempenho da fotometria e melhor do que

92% para magnitudes menores do que 16, 0 na banda K.

Figura 4.2 Completeza determinada para a fotometria de G333.1–0.4. O painel daesquerda mostra a completeza, em porcentagem de deteccao, determinada atraves doexperimento com estrelas artificiais. O painel da direita indica a diferenca entre asmagnitudes de entrada das estrelas artificiais e as magnitudes encontradas pelo DoPHOT(veja texto)

O procedimento explicado acima foi repetido para as imagens nas bandas J e H e

em ambos os casos o desempenho da fotometria e melhor do que 92% para magnitudes

J < 16, 5 e H < 16, 75. O painel da direita na Figura 4.2 mostra a diferenca entre

70

as magnitudes das estrelas artificiais inseridas nas imagens e as magnitudes fornecidas

pelo DoPHOT. Utilizando uma magnitude limite igual a K = 16, 0, a diferenca entre as

magnitudes de entrada e de saıda das estrelas falsas e da ordem de 0,044. Essa diferenca

e similar as incertezas instrumentais na magnitude, tal como determinada pelo DoPHOT.

Apesar da Figura 4.2 mostrar apenas os resultados do teste de completeza na fotometria

da imagem na banda K de 1999, o mesmo experimento foi executado para as imagens

obtidas com os outros filtros no mesmo ano e nas imagens tomadas em 2001, que sao de

fato menos profundas em deteccao quando comparadas com as de 1999. Os resultados da

fotometria de 1999 e 2001 foram corrigidos separadamente antes de serem incluıdos em

uma mesma tabela para a construcao da funcao de luminosidade.


Foram obtidos, atraves do instrumento OSIRIS, espectros na banda K das tres estrelas

mais brilhantes em G333.1–0.4: #1, #2 e #4. Os espectros uni–dimensionais foram

extraıdos das imagens originais atraves da soma do fluxo em uma abertura de dois pixels

(0,32′′) centrada na estrela em cada posicao do pontilhamento. A extracao dos espectros

inclui a subtracao do ceu local, calculado atraves de uma abertura de oito pixels de ambos

os lados, distantes 1”do espectro da estrela. Alem disso, foram observados espectros de

ceu, proximo a cada estrela, com a finalidade de subtrair a emissao da componente nebular

uniforme do espectro da estrela.

A calibracao em comprimento de onda foi feita atraves da posicao das linhas brilhantes

de OH do espectro do ceu (Oliva & Origlia, 1992). O espectro das estrelas, apos ser

calibrado em comprimento de onda, foi dividido pelo contınuo de uma estrela do tipo

B9V com a finalidade de remover as bandas teluricas em absorcao. A diferenca em massa

de ar entre os objetos da estrela B9V e < 0,05 e nenhuma correcao para essa pequena

diferenca foi aplicada.

O perfil fotosferico do Brγ foi removido do espectro da estrela do tipo B9V desenhando

uma linha manualmente entre dos pontos do contınuo. Isso e possıvel porque a regiao do

Brγ e livre de linhas teluricas fortes, permitindo entao obter um modelo para remocao

dessas linhas. Normalmente, o Brγ e uma linha bastante importante na classificacao do

tipo espectral de estrelas em uma aglomerado estelar. O criterio de classificacao de estrelas

do tipo OB na banda K e baseado em linhas mais fracas como o CIV, HeI, NIII e HeII.

De fato, o espectro de estrelas que hospedam uma regiao HII jovem, tal qual G333.1–0.4,

deve estar contaminado pela emissao nebular de HeI (2,058 µm) e Brγ, mas isso nao e

decisivo, pois essas linhas nao sao fundamentais para a classificacao de estrelas do tipo O

(Hanson et al., 1996).

A resolucao espectral do OSIRIS em 2,2 µm e R ∼ 3000, o que corresponde a uma

dispersao linear de λ/pix ∼ 3,6 A/pixel.

71

4.3 Resultados do Imageamento

As imagens nas bandas J , H e K de G333.1–0.4 revelam um aglomerado rico e bastante

embebido, que pode ser facilmente visto no lado direito da Figura 4.1, onde a densidade

de estrelas e maior do que a area da esquerda. O DoPHOT detectou um total de 866

estrelas nas imagens da banda K do aglomerado e do campo localizado a 65′′ para o leste.

Dessas 866 estrelas, 757 foram detectadas tambem na banda H e 343 em todos os tres

filtros. Nao foram detectados objetos nas bandas J e H que nao foram encontrados em

K com um erro na magnitude menor do que o limite de corte. A dimensao da imagem

final e 1′, 69 × 2′, 87, que corresponde a uma area de ≈ 4, 75 arcmin2 apos ignorar os dois

retangulos brancos nos cantos superior e inferior direito.

A imagem colorida de G333.1–0.4, apresentada na Figura 4.3, foi construıda

combinando as tres imagens no infravermelho proximo, adotando o criterio de cores:

azul, verde e vermelho para J , H, e K, respectivamente. As estrelas mais azuis sao,

provavelmente, estrelas projetadas em primeiro plano e as mais vermelhas, objetos com

com excesso em emissao na banda K, indicando a presenca de poeira quente em objetos

formados muito recentemente no aglomerado. Objetos projetados em segundo plano

vistos atraves de uma alta densidade de coluna de poeira interestelar tambem aparecem

avermelhados na figura. A regiao que aparece mais brilhante na Figura 4.3, cruzando a

regiao central do aglomerado desde norte ate o sul e principalmente devido a emissao Brγ

que esta ionizando a parte da nuvem de onde o aglomerado nasceu. Na imagem tambem

aparecem regioes mais escuras, como a vista ao oeste da cauda brilhante na Figura 4.3.

Essa geometria sugere que G333.1–0.4 e uma regiao de formacao estelar bastante jovem

contendo estrelas massivas que estao ionizando a regiao iluminada e estrelas que ainda

nao se formaram completamente.

O diagrama cor H−K versus magnitude K e apresentado na Figura 4.4. Na secao §4.5

sera determinada a paralaxe espectroscopica de 2,6 kpc para G333.4–0.1. A identificacao

das estrelas nesse diagrama e a mesma da Figura 4.1. Existem duas concentracoes de

pontos no CMD, a primeira aparece ao redor de H − K ≈ 0, 3, que corresponde a

uma extincao de AK = 0, 42 mag (AV ≈ 4, 2 mag) usando a curva de avermelhamento

interestelar de Mathis (1990). Essa sequencia representa as estrelas em primeiro plano.

A extincao esperada para essa posicao ao longo do plano galatico e AV ≈ 1, 8 mag/kpc

ou AK ≈ 0, 18 mag/kpc (Jonch–Sorensen & Knude, 1994). A segunda concentracao de

objetos aparece ao redor de H − K = 0, 8 ou AK = 1, 22 mag, provavelmente indicando

a cor media dos membros do aglomerado. Algumas estrelas apresentam cores muito

mais vermelhas do que essa, especialmente os objetos mais brilhantes na banda K. Esses

objetos estao localizados em H−K > 2, 0 ou AK = 3, 2 no CMD. A linha vertical tracejada

indica a posicao da sequencia principal de idade zero teorica (Tabela 2.4) deslocada para a

distancia de 2,6 kpc e com um avermelhamento interestelar de AK = 0, 42 mag. A inclusao

72

Figura 4.3 Imagem em cores falsas de G333.1–0.4: J e azul, H e verde e K e vermelho. Ascoordenadas do centro da imagem sao RA (J2000) = 16h21m03,3s e Dec. = −50o36′19′′

e o tamanho da imagem e 1,9′ × 1,7′ (tamanho do pixel = 0,16′′). O norte aponta paracima e o Leste para a esquerda.

de um avermelhamento local de AK = 0, 80 mag nos calculos resulta no deslocamento da

ZAMS para a posicao indicada pela linha vertical solida.

A Figura 4.5 mostra o diagrama cor J − H versus cor H − K de G333.1–0.4. Nesse

diagrama as linhas solidas indicam o avermelhamento interestelar tıpico para estrelas do

tipo M (Frogel et al., 1978), do tipo O (Koornneef, 1983) e estrelas T Tauri (Meyer et al.,

1997) (linha tracejada). A linha vertical solida entre a sequencia principal das estrelas

do tipo M e O indica a posicao da ZAMS. Asteriscos mostram as posicoes no diagrama

para as quais o valor do avermelhamento e AK = 0, 1, 2 e 3. Os pontos sao os objetos

detectados em todos os filtros. As barras de erro fazem referencia aos erros finais nas

magnitudes e cores.

73

Figura 4.4 Diagrama cor H − K versus magnitude K de G333.1–0.4. A linhatracejada mostra a posicao da ZAMS deslocada para a distancia de 2,6 kpc e com umavermelhamento interestelar de AK = 0, 42 mag. Uma componente local adicionadaao avermelhamento AK = 0, 80 mag (AKtotal = 1, 22 mag) desloca a ZAMS para aposicao indicada pela linha vertical solida na figura. Os numeros sao os mesmos queos da Figura 4.1

4.3.1 Estrelas Membros do Aglomerado

Ate o momento, assumiu-se que todas as estrelas detectadas pelo DoPHOT pertenciam

a regiao HII gigante G333.1–0.4, supondo que a mostra de estrelas nao era contaminada

por estrelas projetadas em primeiro e/ou segundo plano. De fato, nao e uma tarefa facil

identificar e separar essas duas populacoes que nao atraves de metodos estatısticos. Todos

os detalhes do procedimento utilizado para separar os objetos membros de G333.1–0.4

das estrelas projetadas na direcao do aglomerado pode ser acompanhado passo a passo

na Figura 4.6. O painel esquerdo na figura mostra o CMD com as todas as estrelas

detectadas pelo DoPHOT (membros do aglomerado e estrelas projetadas) separadas em

caixas com intervalos de ∆K = 1, 0 e ∆(H − K) = 1, 0. As estrelas localizadas dentro

da regiao indicada pelo quadrado no canto esquerdo da Figura 4.1 foram utilizadas para

definir a populacao de estrelas projetadas, como um campo de referencia. A suposicao e,

nesse caso, que nessa area pequena estao presentes apenas estrelas em primeiro e segundo

74

Figura 4.5 Diagrama cor-cor: J−H versus H−K mostrando as linhas de avermelhamentointerestelar para as estrela do tipo espectral MV (linha solida grossa) e OV (linha solidafina). Os pontos representam todos os objetos detectados pelo DoPHOT nas imagensdas bandas J , H e K. Os asteriscos indicam o valor de AK ao longo das linhas deavermelhamento.

plano em relacao a G333.1–0.4 e nenhuma membro do aglomerado. A contagem de

estrelas dentro desse quadrado foi normalizada pela area relativa projetada no ceu e entao

distribuıda em intervalos de cores e magnitudes exatamente da mesma maneira citada

acima (painel central da Figura 4.1). A densidade de estrelas projetadas (painel central)

foi entao subtraıda do CMD contendo todas as estrelas (painel esquerdo) em intervalos

de magnitudes e cores, resultando em um diagrama descontaminado estatisticamente por

estrelas de campo (painel da direita). No caso de contagens negativas, que ocorrem

quando o numero de estrelas projetadas em um determinado intervalo e maior do que o

numero de estrelas no diagrama contendo todas as estrelas detectadas devido a flutuacoes

estatısticas, o valor e entao subtraıdo da caixa adjacente que possui o maior numero de

objetos.

Esse procedimento funciona bem para estrelas de primeiro plano, ja que essas sao

relativamente poucas na direcao do aglomerado. Para as estrelas de fundo, a situacao

75

Figura 4.6 Diagrama cor-magnitude separado em intervalos de ∆K = 1, 0 e ∆(H −K) =1, 0 com a finalidade de excluir as estrelas projetadas na direcao do aglomerado. OCMD completo, considerando todas as estrelas detectadas, e apresentado no painel daesquerda. O CMD no painel central e o das estrelas projetadas (estrelas dentro da caixana Figura 4.1). A contagem de estrelas foi normalizada pelas areas relativas projetadasno ceu. O painel da direita mostra o CMD de G333.1–0.4 obtido da diferenca entre osCMDs dos paineis esquerdo e central.

e mais complexa. No entanto, acredita-se que um excesso de estrelas projetadas, que

poderia contaminar a mostra de estrelas que esta sendo considerada como pertencente

ao aglomerado, e difıcil de ocorrer, devido ao alto obscurecimento provocado pela nuvem

molecular e pelo proprio aglomerado. Infelizmente nao e possıvel usar este procedimento

para retirar estrelas individualmente do CMD e CCD, no entanto, este resultado pode

ser utilizado para corrigir a funcao de luminosidade pela contaminacao de objetos nao

membros, levando em consideracao nao somente a magnitude desses objetos, mas tambem

as suas cores.


O avermelhamento na direcao de G333.1–0.4 foi calculado atraves da lei de extincao AK

∼ 1,6×EH−K (Cardelli et al., 1989; Mathis, 1990), utilizando a cor media intrınseca H−K

= −0, 04 de Koornneef (1983) para estrelas OB. A lei de extincao de Cardelli et al. (1989)

assume que RV = 3, 1. De fato, essa lei para a extincao interestelar nao e completamente

independente do ambiente para λ > 0,9 µm, como explicado por Whitney et al. (2004).

No entanto, no caso particular das bandas J , H e K (Figura 3 de Whitney et al., 2004),

as diferencas na lei de extincao sao pequenas o suficiente para serem completamente

ignoradas. As estrelas mais brilhantes do que K = 14 possuem uma cor media observada

76

de H − K = 0, 8, que corresponde a AK = 1,22 mag (AV ≈ 12,2 mag). A componente

interestelar do avermelhamento pode ser separada da componente local para as estrelas

do aglomerado, usando a sequencia principal formada pelas estrelas em primeiro plano,

que pode ser facilmente destacada no CMD da Figura 4.5 com H − K ≈ 0, 3, como foi

dito na §4.3. Para G333.1–0.4, a componente interestelar e entao AK ≈ 0, 42, conduzindo

a uma componente local de AK ≈ 0, 8 mag. A respeito da componente interestelar do

avermelhamento, como foi mencionado na secao §4.3, o valor que foi encontrado (AK ≈

0, 42) concorda muito bem com o valor esperado por Jonch–Sorensen & Knude (1994),

para a distancia de 2,6 kpc (AK ≈ 0, 47).

Para desenhar a ZAMS no CMD, utilizou-se as cores H − K de Koornneef (1983) e

as magnitudes K da Tabela 2.4. A ZAMS, tal como mostra a linha verical tracejada na

Figura 4.4, foi deslocada para a distancia D = 2, 6 kpc e avermelhada por AK = 0,42

devido a componente interestelar do avermelhamento. Quando o avermelhamento local

e adicionado, AK = 0, 8, a ZAMS e deslocada para a direita e para baixo, como mostra

a linha solida da mesma figura. Nao e possıvel determinar de maneira precisa a posicao

da ZAMS, devido ao espalhamento no valor do avermelhamento. Um pequeno grupo de

estrelas relativamente brilhantes (K ∼ 12) entre essas duas linhas, sugere que algumas

delas, se nao todas, devem estar de fato na ZAMS.

Objetos localizados a direita da linha de avermelhamento tıpica de estrelas do tipo

O, no CCD da Figura 5.4, representado por uma linha diagonal solida, tem cores que

desviam do esperado como avermelhamento interestelar puro. Isso e frequentemente visto

em aglomerados estelares jovens e e explicado por poeria quente no ambiente circumstelar

proximo a estrela. E possıvel determinar um valor limite para o excesso em emissao na

banda K supondo que o excesso nas bandas J e H e desprezıvel, e que a cor intrınseca

das estrelas embebidas e a mesma que a das estrelas do tipo OB na ZAMS. Assumindo

que a mostra de estrelas e composta apenas por objetos jovens (e nao contaminada por

estrelas projetadas), todas as estrelas OB devem ter uma cor intrınseca consistente com

o intervalo (H − K)0 = 0, 0 ± 0, 06 mag (Koornneef, 1983). Foi adotado entao, para

todas as estrelas do aglomerado a cor intrınseca de uma estrela B2 V:(J −H)0 = −0, 09 e

(H −K)0 = −0, 04 (Koornneef, 1983). O erro em adotar um unico ındice de cor e menor

do que a incerteza na lei da extincao que esta sendo utilizada. Da diferenca entre as cores

J −H observadas e a intrınsica de uma B2 V adotada, obtem-se a extincao na banda J a

partir da lei de extincao. Em outras palavras, assumindo que a cor J − H nao e afetada

por excesso em emissao circumstelar, foi determinada a extincao interestelar para cada

estrela da mostra. As magnitudes intrınsecas foram entao obtidas baseadas em AJ . O

excesso em emissao na banda K e entao Kexc = K0 - (K − AK) ou simplesmente, com a

diferenca entre o AK observado e o AK estimado via J − H.

A Figura 4.7 mostra o resultado dos procedimentos explicados acima. Nessa figura

foram incluıdos somente os objetos com magnitudes J , H e K determinadas. A linha

77

solida indica Kexc = 0. Diamantes conectados fazem referencia ao valor medio do excesso

na banda K por intervalos de 1 magnitude. As linhas pontilhadas mostram 1, 2 e 3 σ da

media em cada intervalo. Objetos com valores muito positivos de excesso em emissao no

canto superior direito da Figura 4.7, nao podem ser explicados por erros no procedimento

de correcao do avermelhamento porque os mesmos possuem magnitudes J , H, e K bem

determinadas. Eles podem representar a emissao por um disco de acrescao ao redor dos

objetos menos massivos no aglomerado. Objetos como #488, #472 e #416 estao bem

acima dos 3 σ do espalhamento esperado para estrelas normais.

Figura 4.7 Excesso em emissao como uma funcao da magnitude na banda K ja corrigidapelo avermelhamento (K0). Na figura foi incluıdo somente os objetos que foram detectadosnas bandas J , H e K (pontos). A linha solida indica Kexc = 0. Diamantes conectadosfazem referencia ao valor medio do excesso na banda K por intervalos de 1 magnitude.As linhas pontilhadas mostram 1, 2 e 3 σ da media em cada intervalo. Valores muitopositivos indicam excesso em emissao.

A maioria das estrelas na Figura 4.7 apresentam um excesso negativo modesto, de

aproximadamente −0, 2 mag. Esse valor negativo e consequencia da suposicao de que

78

todas as estrelas possuem a mesma cor intrınseca de uma estrela B2V e isso nao e

fısicamente correto. Ao observar a Figura 4.5 e possıvel compreender que qualquer

estrela que esteja localizada acima da linha de avermelhamento das estrelas B2V tera,

por definicao, um excesso negativo. Como o principal objetivo desta analise e identificar

objetos com excesso em emissao, que certamente estarao localizados a direita da linha

de avermelhamento das estrelas B2V, este pequeno excesso negativo para as estrelas

“normais” nao e absolutamente relevante.

Na Figura 4.7, o maior excesso em emissao encontrado (quase duas magnitudes para o

objeto #6) esta em concordancia com os valores encontrados por Hillenbrand & Carpenter

(2000) para estrelas jovens no aglomerado de Orion. Nas secoes seguintes, somente as

estrelas que possuem excesso positivo foram corrigidas. Para todas as outras o excesso

foi definido como zero. YSOs de baixa massa podem chegar a apresentar um excesso em

emissao da ordem de dezenas de magnitudes (Hillenbrand & Carpenter, 2000), dependendo

da idade do aglomerado.

4.3.3 A KLF e a IMF

Apos corrigir pela contaminacao por estrelas que nao sao membros de G333.1–

0.4, avermelhamento interestelar, excesso em emissao (limite inferior) e incompleteza

fotometrica, a funcao de luminosidade resultante e apresentada na Figura 4.8. Um ajuste

linear (linha solida da figura) excluindo os pontos cujas medidas desviam a mais de 3σ, tem

uma inclinacao de α = 0, 24 ± 0, 02. Uma inclinacao consideravelmente maior foi obtida

para NGC3576 (α = 0, 41± 0, 02) por Figueredo et al. (2002) e para W42 (α = 0, 40) por

Blum et al. (2000). Um ajuste linear incluindo somente as estrelas que foram detectadas

nos tres filtros, J , H e K (linha tracejada na Figura 4.8) resulta em uma inclinacao muito

proxima a encontrada considerando todas as estrelas (α = 0, 26 ± 0, 04). A coincidencia

nao e surpreendente, ja que o ajuste em ambos os casos e dominado pelos objetos mais

brilhantes, e que foram detectados nos tres filtros.

E possıvel fazer uma estimativa da massa das estrelas atraves dos modelos de Schaller

et al. (1992), assumindo que estas estao na ZAMS ao inves de estarem na pre–sequencia

principal. Essa aproximacao e razoavel para as estrelas mais massivas de um aglomerado

jovem. Estrelas mais massivas do que M = 5M� devem estar localizadas na ZAMS

de acordo com a trajetoria evolutiva pre–sequencia principal sugerida por Siess et al.

(2000). Os erros nas massas estelares, dada essa restricao, devem ser devidos aos efeitos

do excesso em emissao circumstelar e binaridade. A correcao apresentada na secao anterior

e apenas um limite inferior, pois foi assumido que o excesso esta presente principalmente

na banda K, mas, de acordo com a Figura 4.7, nao existem muitas estrelas com excesso

em emissao no intervalo de altas massas. Hillenbrand et al. (1992) desenvolveram um

modelo de disco acretando materia que deixa claro que o excesso nas bandas J e H deve

79

Figura 4.8 A funcao de luminosidade na banda K do aglomerado (CMD do painel a direitada Figure 4.6), corrigida pela incompleteza na deteccao. K0 e a magnitude corrigida peloavermelhamento e corrigida pelo excesso em emissao (veja explicacao no texto). Um ajustelinear para as estrelas detectadas em todos os filtros (linha tracejada) resulta em umainclinacao para a KLF bastante similar ao ajuste obtido considerando todos os objetos(linha solida). Os triangulos vazios foram desconsiderados na determinacao do ajuste.

ser significativamente alto para discos reprocessando a radiacao de uma estrela central.

Subestimar o excesso em emissao resultara em uma superestimativa da massa das

estrelas e do aglomerado como um todo. A inclinacao da funcao de massa deve ser menos

afetada. E muito difıcil quantificar o efeito da binaridade na IMF. Se uma dada fonte e

binaria, por exemplo, sua massa combinada deve ser maior do que a determinada a partir

da luminosidade de uma unica estrela e o fluxo combinado deve ser menor. A massa

total do aglomerado seria entao subestimada, e o numero de estrelas massivas e o fluxo

ionizante seria, por sua vez, superestimado. A inclinacao da IMF encontrada seria entao

mais plana do que a real.

Com essas limitacoes em mente, e possıvel transformar a KLF em uma IMF. Visto

que outros autores normalmente nao corrigem pelo efeito da binaridade, esses resultados

podem ser comparados com os resultados disponıveis na literatura desde que os efeitos da

binaridade nao variem de regiao para regiao.

80

A funcao de massa inicial obtida pode ser vista na Figura 4.9. A inclinacao da funcao

de massa encontrada e Γ =-1, 1 ± 0, 2, que e mais plana do que a inclinacao sugerida

por Salpeter (1, 5 σ - Salpeter (1955)) A Figura 4.9 mostra os intervalos de magnitudes

transformados em massas (triangulos) e o ajuste desses pontos considera apenas objetos

mais massivos do que 5, 0M� (linha solida). A linha tracejada na figura indica a inclinacao

encontrada para o caso em que os objetos mais massivos do que 5, 0M� possuem suas

magnitudes JHK determinadas pelo DoPHOT. Esse ajuste (Γ = −1,0 ± 0,2) e bastante

proximo ao encontrado para todas as estrelas. Esses resultados dependem do calculo do

excesso em emissao que pode ser bastante incerto. Na secao seguinte sera discutido que

um calculo diferente do excesso em emissao resulta em uma inclinacao para a IMF que e

consistente com o valor de Salpeter.

Figura 4.9 A IMF determinada para os membros do aglomerado aplicando os modelosde Schaller et al. (1992) para a funcao de luminosidade na banda K da Figura 5.7.Usando todas as estrelas da mostra, o melhor ajuste e Γ = −1,1 ± 0,2 (linha solida),nao e signiticativamente diferente do valor encontrado por Salpeter (1955). O ajusteconsiderando somente as estrelas com magnitudes medidas nas tres bandas fotometricas(linha tracejada) resulta em uma inclinacao similar (Γ = −1,0 ± 0,2). Somente estrelascom M > 5 M� foram consideradas em ambos os casos.

81

Massey et al. (1995) comparou a inclinacao da IMF de diferentes associacoes de estrelas

OB galacticas e nas nuvens de magalhaes e esses autores nao encontraram nenhuma

diferenca significativa em relacao ao valor encontrado por Salpeter. Uma IMF mais

inclinada foi obtida para a regiao do Trapezio (Γ = −1, 43 ± 0, 10) por Hillenbrand &

Carpenter (2000) e para NGC3576 (Γ = −1, 62 ± 0, 12) por Figueredo et al. (2002)

(Capıtulo 5 desta tese). Valores mais planos para a inclinacao da IMF foram encontrados

somente em alguns pouco aglomerados, e de maneira mais notavel em Arcos e Quintupleto

(Figer et al., 1999), ambos proximos ao centro da Galaxia. IMF mais plana indica que

na formacao estelar nas proximidades do centro da Galaxia o numero de estrelas de alta

massa formada, em relacao ao de baixa massa, e maior do que em qualquer outra parte

da Galaxia. E possıvel que os efeitos dinamicos sejam mais marcantes nestas regioes.

Portegies Zwart et al. (2001) modelaram o aglomerado de Arcos incluindo efeitos de

evolucao dinamica do aglomerado levando em conta a presenca do potencial gravitacional

do centro da Galaxia. Esses autores encontram que o numero de estrelas resultante e

consistente com a IMF dada por Salpeter.

Um limite inferior aproximado para a massa total de G333.1–0.4 foi determinado

integrando a IMF entre os limites 5 < M/M� < 90. O limite superior de integracao

corresponde a massa de uma estrela do tipo espectral O3 de acordo com a Tabela 2.4.

A massa do aglomerado, integrada a partir de 5 M�, e MTotal = (1, 3 ± 0, 5) × 103 M�.

Considerando todo o intervalo de massa, ou seja, 0, 08 < M/M� < 90 o valor para a

massa total do aglomerado e MTotal = (5, 2± 1, 0) × 103. Considerando que o excesso em

emissao e subestimado para essas estrelas, esse limite inferior para a massa do aglomerado

pode estar superestimado.

O numero de fotons no contınuo de Lyman a partir da IMF (Figura 4.9) pode

ser calculado atraves da contribuicao de todas as estrelas de G333.1–0.4. O fluxo no

contınuo de Lyman vem apenas das estrelas mais brilhantes, aonde a fotometria e bastante

completa. Os intervalos de massa na IMF foram entao transformado em fluxo no contınuo

de Lyman usando os resultados de Vacca et al. (1996) para as estrelas mais massivas que

18 M�. O valor encontrado para o fluxo total foi 1, 9 × 1050 fotons s−1.

4.3.4 Objetos Estelares Jovens Embebidos

Como pode ser visto nas Figuras 4.4, 4.5 e 4.7, alguns dos objetos brilhantes em G333.1–

0.4, apresentam cores bastante vermelhas e alem disso possuem excesso em emissao na

banda K. Esse e o caso dos objetos #4, #6, #9, #13, #14, #598. Em NGC3576

(Figueredo et al., 2002) foram encontrados quatro objetos com evidencia fotometrica de

emissao circumstelar, cujos espectros continham as bandas de CO em emissao ou absorcao.

A estrela #4 em G333.1–0.4, como sera visto na proxima secao, tambem mostra as cabecas

de banda do CO em seu espectro.

82

Tabela 4.1. Propriedade dos YSOs: Resultados da Fotometria

ID J − H H − K K Kexca AK

b Tipo Espectralc Massac

#4 1,80 ± 0,02 1,44 ± 0,04 10,92 ± 0,04 0,35 2,37 O7.5 29#6 2,69 ± 0,02 3,28 ± 0,04 11,20 ± 0,04 1,67 5,31 O4 70#9 2,56 ± 0,02 1,80 ± 0,04 12,08 ± 0,04 0,26 2,94 O9 22#10 2,26 ± 0,02 1,28 ± 0,05 11,49 ± 0,04 -0,08 2,11 O8.5 23#11 4,20 ± 0,05 2,46 ± 0,05 11,85 ± 0,04 -0,05 4,00 O4.5 58#13 3,43 ± 0,04 2,59 ± 0,04 12,28 ± 0,04 0,54 4,21 O6.5 34#14 2,67 ± 0,02 2,51 ± 0,04 12,19 ± 0,04 0,91 4,08 O8 27#416 1,10 ± 0,04 1,38 ± 0,05 15,72 ± 0,05 0,71 2,27 A7 1,7#472 0,26 ± 0,03 1,26 ± 0,05 15,05 ± 0,05 1,09 2,08 A5 1,7#488 1,77 ± 0,06 2,20 ± 0,07 14,86 ± 0,04 1,13 3,58 B4 4#598 2,53 ± 0,07 1,89 ± 0,08 10,49 ± 0,06 0,38 3,09 O4.5 59

aAssumindo que as cores intrınsecas sao as mesma de estrelas normais Koornneef (1983)e que o excesso em emissao so e efetivo na banda K.

bAvermelhamento encontrado apos corrigir o excesso em emissao na banda K, veja secao§4.3.4

cPropriedades encontradas a partir da magnitude K corrigida, assumindo coresintrınsecas e propriedades da ZAMS ou estrelas OB tıpicas. Foram utilizadas aspropriedades listadas na Tabela 2.4 para a classificacao espectral e a massa das estrelas,veja texto.

Algumas propriedades intrınsecas dos YSOs podem ser determinadas apos a correcao

pelo excesso em emissao e avermelhamento dos dados fotometricos do diagrama cor–

magnitude. Na Tabela 4.1 sao apresentadas as propriedades dos objetos citados no

paragrafo anterior, que possuem excesso em emissao, tal qual foi determinado na secao

§4.3.2 (somente excesso em K). Em todos os casos, o avermelhamento local e maior

do que o avermelhamento medio encontrado para todo o aglomerado. As duas ultimas

colunas na tabela mostram o tipo espectral e a correspondente massa dessas estrelas.

Dada essa evidencia de disco circumstelar estimou-se um excesso em emissao usando

os modelos de Hillenbrand et al. (1992) para discos de acrescao que reprocessam a luz

da estrela central. Iniciando com um excesso em emissao maximo (∆K = 4, 05) valido

para estrelas do tipo espectral O7 (Tabela 4 de Hillenbrand et al., 1992) foi determinada

a magnitude visual absoluta. Para transformar a magnitude absoluta em tipo espectral

e massa foi utilizada a Tabela 2.4. O valor encontrado e na maioria dos casos muito

menor do que o valor inicial que corresponde a uma estrela O7. Neste caso o excesso

foi obviamente superestimado e a nova luminosidade e massa subestimadas. Partindo

agora desta massa menor obtida e usando o excesso em emissao correspondente da Tabela

83

Tabela 4.2. Propriedades dos YSOs: Modelo de disco reprocessante.

ID K–exca AKb Tipo Espectralc Massac

#4 2,9 1,57 B4 4#6 3,5 4,51 B0.5 14#9 2,8 2,14 B6 3#10 2,4 1,31 B5 4#11 3,0 3,2 B2 6#13 3,0 3,41 B2 5#14 3,0 3,28 B2 5#416 1,1 1,47 G0 1#472 1,3 1,28 F5 1,2#488 1,7 2,78 A2 2#598 3,2 2,29 B1 7

aExcesso em emissao resultante de um discoreprocessante visto de face (face-on) com umafonte central cujo tipo espectral pode ser vistona coluna 4.

bValor da extincao resultante apos correcaopelo excesso (H − K) para o caso dediscos reprocessantes. O excesso H − K eaproximadamente constante e igual a ≈ 0.5 mag;veja a secao §4.3.4.

cTipo espectral e massa obtidos a partirdos dados fotometricos, correcao de extincao,modelos de excesso em emissao e propriedadesda ZAMS.

4 de Hillenbrand et al. (1992) determina-se uma nova massa e luminosidade, desta vez

superestimada. O proximo passo e reduzir o excesso em emissao considerado ate que

ocorra uma convergencia entre o tipo espectral inicial e final. Esse procedimento foi

adotado para todas as estrelas da Tabela 4.2. O avermelhamento foi calculado da mesma

maneira que os da Tabela 4.1, exceto que nesse segundo caso foi incluıdo um excesso

na cor H − K = 0, 5, que segundo Hillenbrand et al. (1992), e constante e devido ao

reprocessamento do disco.

Os valores nas Tabelas 4.1 e 4.2 fornecem uma boa aproximacao do intervalo do

excesso presente. Os valores apresentados na Tabela 4.2 nao levam em consideracao a

luminosidade produzida pela acrescao de materia ou simplesmente uma inclinacao do

disco em relacao a linha de visada. Por outro lado, os valores determinados atraves

da fotometria na Tabela 4.1, assumem que o excesso em emissao nas bandas J e H

84

sao desprezıvel. O mesmo procedimento, usando fotometria JHK foi adotado para

duas estrelas de NGC3576 (Figueredo et al., 2002). Barbosa et al. (2003) encontraram

praticamente o mesmo tipo espectral a partir de imageamento no infravermelho medio.

Apesar dos valores apresentados na Tabela 4.2 nao serem limites superiores verdadeiros,

por nao levarem em conta a acrescao que pode ser de fato muito intensa se o disco e visto

inclinado, e possıvel usar esses valores como um caso de “excesso elevado”. E possıvel

tambem usar essa suposicao, adotando as massas dos objetos mostradas na Tabela 4.2

para construir uma nova IMF e comparar com a encontrada anteriormente (Figura 4.9).

A inclinacao da IMF nesse caso de “excesso elevado” e Γ = −1, 3 ± 0, 2 que e similar ao

determinado por Salpeter (1955) (0,25 σ do valor de Salpeter).

Os novos valores para a massa, determinados a partir da correcao do “excesso elevado”,

indicam que NLyC = 0, 2 × 1050s−1. Esse valor e menor do que o numero de fotons

no contınuo de Lyman detectado via observacoes radio, 0, 6 × 1050s−1 considerando a

paralaxe espectroscopica derivada na proxima secao. E possıvel definir um limite inferior

para a inclinacao da IMF como Γ < −1, 3. A massa integrada do aglomerado entre os

limites 5 < M/M� < 90 nesse caso e MTotal > 1, 0 × 103 M�.

4.3.5 G333.1–0.4 #18

Na Figura 4.7 foram incluıdos somente os objetos que tiveram suas magnitudes J , H

e K determinadas, mas o objeto #18 nao foi detectado na banda J , e por essa razao

necessita ser discutido separadamente. Esse objeto e bastante brilhante, tem sua cor

fortemente avermelhada e o maior excesso em emissao do aglomerado (K = 12,46 e H−K

= 5,74). A Figura 4.10 mostra as imagens desse objeto peculiar nas bandas J , H e K

respectivamente.

A figura 4.10 demonstra que a fonte #18 e extremamente vermelha e sugere que esse

objeto #18 provavelmente e um YSO fortemente embebido que consiste de uma estrela

do tipo O ou ate mesmo uma UCHII. Esse e o mesmo caso de varios objetos encontrados

em W51A., Na Tabela 3.2 do capıtulo anterior foi identificado alguns deles (tais como

W51A#96 e W51A#403). Esse objeto tem um excesso em emissao > 4,05 mag na banda

K quando e usado o modelo de disco reprocessando a luz da estrela central (Hillenbrand et

al., 1992). Certamente, esse e um objeto, que assim como alguns dos de W51A merecem

um estudo mais detalhado em comprimentos de onda maiores. Esses estudos ainda podem

ser de grande valia para o entendimento dos processos envolvidos na formacao de uma

estrela massiva.

85

#17#700 #546

#181’’

#17#700 #546

#181’’

#17#700 #546

#181’’

Figura 4.10 Imagens nas bandas J , H e K do objeto G333.1–0.4#18 com mapasde contorno para evidenciar a diferenca em fluxo entre as imagens tomadas em umcomprimento de onda maior e menor. O objetos #18 esta localizado em α = 16h21m02,62se δ = −50o35′54,9′′.

4.4 Resultados: Analise dos Espectros

Os espectros das fontes #1 e #2 sao apresentados na Figura 4.11 e o do YSO #4

aparece na Figura 4.12. Os espectros das estrelas #1 e #2 foram divididos por um ajuste

de baixa ordem do contınuo, apos a extracao das bandas de absorcao teluricas. A razao

sinal/ruıdo e maior que 80 para todos os objetos. Embora esses espectros tenham sido

subtraıdos por um ceu que foi extraıdo atraves de uma abertura a ∼ 1′′ de cada lado da

estrela, e possıvel que a emissao estendida afete os perfis do He I e Brγ provenientes das

proprias estrelas.

4.4.1 Estrelas do tipo O

Os espectros das estrelas #1 e #2 podem ser comparados com as estrelas padrao

espectroscopicas catalogadas por Hanson et al. (1996). Os perfis de maior importancia

para a classificacao das estrelas do tipo OB sao o tripleto de CIV em 2,0705, 2,0769 e

86

20500 21000 21500 22000 22500Wavelength (Angstroms)

0.7

0.8

0.9

1

1.1

1.2

1.3

Nor

mal

ized

Rat

ioHeI

CIV NIII Brγ HeII

G333.1-0.4 (#1)

20500 21000 21500 22000 22500Wavelength (Angstroms)

0.7

0.8

0.9

1

1.1

1.2

1.3

Nor

mal

ized

Rat

io BrγNIII

HeI

HeI

G333.1-0.4 (#2)

HeII

Figura 4.11 Espectro na banda K das duas fontes mais brilhantes em G333.1–0.4: #1(O6) e #2 (O8V). A resolucao espectral em 2,2 µm e R ∼ 3000. Os espectros foramsomados em uma abertura de 0′′, 64 para abranger todo o fluxo espalhado pela fenda de0′′, 48 de largura e inclui subtracao do ceu extraıdo atraves de uma abertura a ∼ 1′′ decada lado da estrela. Cada espectro teve suas bandas de absorcao telurica subtraıdas efoi normalizado por um ajuste de baixa ordem do contınuo. As linhas do He I (2,058 µm)e Brγ podem estar contaminadas pela emissao nebular.

2,0842 µm (comprimentos de onda no vacuo), o complexo de NIII em 2,116 µm (emissao),

e o HeII em 2,1891 µm (absorcao). A linha de CIV em 2,0842 µm e tipicamente fraca e so

pode ser detectada em espectros cuja razao sinal/ruıdo seja suficientemente alta (Hanson

et al., 1996). O sistema de classificacao atual desenvolvido por Hanson et al. (1996) nao

tem um indicador forte da classe de luminosidade dos objetos. Ainda assim, as linhas

de HeI (2,0581 µm) e Brγ (2,1661 µm) podem ser utilizadas para distinguir de forma

aproximada anas e gigantes das supergigantes. Geralmente e esperado fortes absorcoes de

Brγ para anas e gigantes e, por outro lado, uma fraca absorcao ou emissao dessa mesma

transicao no caso das supergigantes.

A presenca de NIII e HeII no espectro da estrela #1 (veja Figura 4.11) nao deixa

duvidas de que a mesma se trata de uma estrela do tipo espectral O. O CIV em emissao

a inclui na subclasse kO5–O6. A aparente linha espectral em absorcao centrada no

comprimento de onda do Brγ e do HeI sugere que o objeto #1 provavelmente e uma estrela

ana ou gigante. O espectro o catalogo de Hanson et al. (1996) que mais se aproxima do

espectro dessa fonte e o da estrela HD 93130, classificada como uma O6III(f). Realmente

e muito difıcil discernir qual e a classe de luminosidade exata. Nos trabalhos anteriores,

executados por esse grupo, foi adotado que todas as estrelas estao na ZAMS devido

a presenca de YSOs massivos no aglomerado. Seguindo o mesmo procedimento, #1 e

classificada como uma estrela O6V.

O espectro da estrela #2 mostra HeI em 2,0581 µm (emissao), HeI em 2,1137 µm

87

20500 21000 21500 22000 22500 23000Wavelength (Angstroms)

0.4

0.6

0.8

1

1.2

1.4

1.6

1.8

Nor

mal

ized

Rat

io

NaI

CO

Figura 4.12 Espectro na banda K do objeto G333.1–0.4#4 mostrando a ausencia de linhasfotosfericas e emissao em CO. Uma linha de NaI esta presente em 2,207 µm.

(absorcao fraca), NIII em 2,116 µm (emissao) e Brγ (2,1661 µm) em absorcao. A presenca

de HeI e a ausencia do tripleto de CIV indica que essa estrela e mais fria do que a estrela

#1 e uma comparacao com o catalogo de Hanson et al. (1996) a aproxima do tipo espectral

de uma estrela O8V. De qualquer maneira, como foi dito na secao §4.2.2, os espectros

de estrelas em regioes HII, como G333.1–0.4, estao frequentemente contaminados pelas

linhas nebulares do HeI e Brγ. No caso da estrela #1 isso nao e tao crıtico mas, para

uma classificacao espectral mais precisa da estrela #2 seria necessario uma melhor razao

sinal/ruıdo.

4.4.2 G333.1–0.4 #4

O espectro do objeto G333.1–0.4 #4 e mostrado na Figura 4.12. O espectro desse

objeto nao apresenta linhas fotosfericas, indicando que ele ainda esta (pelo menos

parcialmente) envolto no casulo que o formou. Esse fato e corroborado pelo excesso

em emissao na banda K determinado pela fotometria (veja Table 4.1 e Figura 4.5).

A cabeca de banda do CO em 2,2935 µm aparece em emissao, e isso e usualmente

88

atribuıdo a presenca de um material circumstelar morno (> 1000K) e bastante denso

(ρ ≈ 1010 cm−3) proximo da estrela (Scoville et al., 1983; Carr, 1989). De fato, varios

mecanismos e modelos vem sendo propostos para explicar a origem da emissao em CO

dos YSOs. Esses incluem discos circumstelares, ventos estelares, mecanismos de acrescao

magnetica como os funnel flows, e ate instabilidades internas no disco similar as observadas

em objetos do tipo FU Orionis e estrelas T Tauri em uma fase de acrescao de materia

via disco de acrescao (Carr, 1989; Carr et al., 1993; Chandler et al., 1993; Biscaya et al.,

1997). Hanson et al. (1997) e Figueredo et al. (2002) identificaram a presenca de CO em

emissao em varias estrelas massivas em M17 e NGC3576, respectivamente. Um espectro

de alta resolucao da fonte #4 foi obtido por Blum et al. (2004), que argumentam que essa

emissao e consistente com a presenca de um disco.

4.5 Determinacao da Distancia

Nas secoes anterior, os espectros de duas estrelas brilhantes da regiao HII gigante

G333.1–0.4 foram classificados como sendo de estrelas do tipo O (O6 e O8). E possıvel

entao determinar a distancia de G333.1–0.4 atraves dos resultados espectroscopicos e

fotometricos apresentados nesse capıtulo. A distancia foi calculada assumindo que as

estrelas do tipo O mostradas na Figura 4.11 estao na ZAMS ou pertencem a classe de

luminosidade das anas (SP). O tipo espectral em cada caso e definido como O6 (estrela

#1) e O8 (estrela #2). Para o caso da ZAMS, a MK foi adotada da Tabela 2.4. Para as

anas, a distancia foi determinada usando as magnitudes absolutas MV dadas por Vacca

et al. (1996) e as cores V − K de Koornneef (1983). Os valores de distancia encontrados

em cada caso estao na Tabela 4.3. Para os tipos espectrais encontrados, as distancias

correspondentes sao de 2, 6±0, 4 and 3, 5±0, 7 kpc para a ZAMS e anas, respectivamente.

O primeiro valor e o mais indicado devido a presenca de YSOs massivos no aglomerado. A

incerteza na distancia media e igual ao espalhamento na media calculada com as distancias

individuais, adicionada em quadratura a incerteza produzida pelo erro em AK (250 – 500

pc).

O valor encontrado para a distancia de G333.1–0.4 esta em boa concordancia com o

valor mais proximo de distancia encontrado por Vilas–Boas & Abraham (2000): 2,8 kpc.

A distancia desses autores foi obtida atraves da velocidade das linhas de recombinacao

radio e um modelo de rotacao Galactica. Smith et al. (1978), supondo que G333.1–0.4

estava do outro lado do centro da Galaxia, a 10,7 kpc do Sol, determinaram um valor

para o NLyC de 10, 8 × 1050 fotons s−1. Adotando o valor medio encontrado nessa

secao, 2, 6 kpc, indicado pela paralaxe espectroscopida das estrelas do tipo O, esse fluxo

diminui para 0, 6 × 1050 s−1. Esse valor e aproximadamente tres vezes menor do que o

valor determinado contando as estrelas individualmente nas imagens, 1, 9 × 1050 s−1, ou

usando a IMF (veja secao §4.3.3).

89

Tabela 4.3. Propriedades das Estrelas do Tipo O

ID Ka H − Ka AKb DZAMS

c DVc

#1 9,16 ± 0,06 0,54 ± 0,08 0,94 2,4 3,0#2 10,22 ± 0,04 0,57 ± 0,04 0,98 2,7 3,9Valores Medios 0,96 ± 0,15 2,6 ± 0,4 3,5 ± 0,7

aOs erros na fotometria foram determinados pela soma em quadratura dasincertezas fotometricas mais a incerteza no ajuste da PSF, veja §4.2.

bOs erros em AK sao dominados pela variacao no expoente da lei de potencia dalei de extincao interestelar (±0, 16 - Cardelli et al., 1989); O erro no valor medio deAK e a soma em quadratura do espalhamento no calculo da media com a incertezasistematica devida a lei de extincao (0,16 mag).

cEstimativa da distancia assumindo a media dos valores encontrados para cadaclasse de luminosifdade, ZAMS e anas (V), veja no texto. Os erros na distancia saodeterminados atraves do espalhamento no calculo da media, somado em quadraturacom a componente (250 – 500 pc) devido a incerteza sistematica em AK .


Nesse capıtulo foram apresentadas imagens nas bandas J , H e K do aglomerado estelar

em G333.1–0.4 (Figura 4.3) e espectros de tres dos seus membros mais brilhantes. Dois

deles possuem linhas em emissao e absorcao tıpicas de estrelas do tipo O. O espectro de

G333.1–0.4 #4 (Figura 4.12) nao revela linhas fotosfericas, mas mostra CO em emissao.

Esse perfil indica que essa estrela ainda esta fortemente embebida no material que a formou

e talvez possua um disco circumstelar ao seu redor. O excesso em emissao na banda K

presentes nos objetos #4, #6, #9, #13, #14, #18, #483, #488 e #158 e similar ao de

objetos encontrados em outras regioes HII gigantes da Galaxia. Esses objetos parecem

estar fortemente embebidos eu seus discos ou envelopes circumstelares. O objetos #18

e um YSO extremamente encoberto pela nuvem que o formou, e para investigar sua

natureza e necessario observar em comprimentos de onda maiores.

A KLF e IMF foram determinadas e comparadas com as de outros aglomerados

massivos. A inclinacao encontrada para a KLF (α = 0, 24±0, 02) e similar a determinada

para outros aglomerados jovens, e a inclinacao da IMF de G333.1–0.4, −1, 3 < Γ < −1, 1,

e consistente, em 1,25 σ, com a inclinacao dada por Salpeter.

O tipo espectral de estrelas do tipo O juntamente com a fotometria apresentada

nesse capıtulo restringe a distancia de G333.1–0.4, que era incerta considerando apenas

os resultados em radio. A paralaxe espectroscopica das estrelas #1 e #2 dirimiram a

ambiguidade na distancia, colocando G333.1–0.4 a uma distancia de 2,6 ± 0,4 kpc, que e

90

consistente com a distancia mais proxima fornecida por Vilas–Boas & Abraham (2000).

Isso implica em um NLyC = 0,6 × 1050 s−1, que e consideravelmente menor do que o

adotado por Smith et al. (1978). O numero de fotons no contınuo de Lyman, calculado

a partir da contribuicao de todas as estrelas massivas em G333.1–0.4 e 0, 2 × 1050 s−1

< NLyC < 1, 9 × 1050 s−1. A massa total integrada entre os limites 5 < M/M� < 90 e

1, 0 × 103 M� < MTotal < 1, 3 × 103 M�. A massa total, considerando todo o intervalo

de massa, desde 0, 08 M� e MTotal = (5, 2 ± 1, 0) × 103.

91

Capıtulo 5

NGC 3576

Este capıtulo e dedicado ao estudo do conteudo estelar da regiao HII gigante NGC 3576.

Apos uma curta introducao onde os trabalhos teoricos mais relevantes sobre esta regiao

sao descritos, apresenta-se imagens nos comprimentos de onda do infravermelho proximo.

Coletamos espectros na banda K de 8 objetos brilhantes desta regiao. Alguns desses

objetos observados espectroscopicamente possuem suas cores avermelhadas de acordo com

a lei de extincao interestelar para estrelas normais. Outros objetos apresentam um excesso

em emissao na banda K em relacao as estrelas normais. Nenhum dos objetos observados

revelou linhas fotosfericas tıpicas de estrelas do tipo espectral O ou B.

A ausencia de linhas fotosfericas nos espectros das estrelas que foram observadas pode

ser um indicativo de que estes objetos ainda estao completamente envolvidos pelo material

do qual se formaram ou ainda estao se formando (cocoons). O espectro da fonte mais

brilhante na banda K (NGC 3576#48) mostra as cabecas de banda de CO 2,3 µm em

emissao. Tres outras estrelas que foram observadas apresentam o mesmo perfil de CO em

absorcao. Linhas em emissao de Hidrogenio molecular estao presentes no espectro de tres

das 8 fontes observadas, sugerindo a possibilidade de choques entre regioes mais densas

proximas a estas estrelas.

Neste capıtulo concluiu–se que o objeto singular NGC 3576#48 se trata de uma

estrela O tardia ou B recente que ainda esta envolvida por um disco ou envelope

circumstelar espesso. Outros membros de NGC 3576 relativamente brilhantes, assim como

NGC 3576#48 tambem apresentam excesso em emissao na banda K. Esses objetos, assim

como outros que foram encontrados, com as mesmas caracterısticas em outras regioes

HII gigantes da nossa galaxia, reforcam o cenario de um disco ou envoltorio ao redor de

estrelas massivas e jovens.

A inclinacao da funcao de massa inicial encontrada para NGC 3576, Γ = −1, 62, e

compatıvel, dentro das incertezas, com o valor determinado por Salpeter e similar ao que

foi observado nas nuvens de Magalhaes e na periferia da nossa Galaxia.

92

5.1 Introducao

NGC3576 (G291,3–0,71) esta localizada a uma distancia cinematica de 2, 8± 0, 3 kpc,

adotando o valor de De Pree et al. (1999), apos corrigir a distancia ao GC (R0 = 8 kpc).

NGC3576 aparece nas imagens em comprimentos de onda do visıvel como uma regiao

HII de baixo brilho. No infravermelho porem, ela esta entre as regioes mais luminosas

da Galaxia (Goss & Radhakrishnan, 1969). De fato, com 1, 6 × 1050 fotons s−1 inferido

por observacao radio, essa regiao pode ser classificada como GHIIR. A grosso modo, esta

emissao e equivalente a esperada de quatro estrelas do tipo O3 ou varias estrelas do tipo

espectral O mais tardias. Com este fluxo sendo emitido por segundo, podemos esperar

em NGC3576 uma grande concentracao de estrelas do tipo O.

McGee & Gardner (1968), McGee & Newton (1981), Wilson et al. (1970) e De Pree et

al. (1999) detectaram linhas de recombinacao em comprimentos de onda radio na direcao

de NGC3576. Goss & Shaver (1970) observaram NGC3576 no contınuo radio. Foram

detectadas fontes maser em NGC3576: CH3OH (Caswell et al., 1995) e H2O (Caswell et

al., 1989). A deteccao de masers de H2O no infravermelho medio (10 µm) que possuem

uma contrapartida compacta, quente e que emitem em radio e uma das formas mais

utilizadas para a identificacao de estagios primitivos de formacao estelar e do estudo da

geometria do meio ambiente denso ao redor da estrela. Moorwood & Salinari (1981) e Persi

et al. (1994) fizeram um estudo fotometrico dos membros mais brilhantes de NGC3576

nos comprimentos de onda entre 1 e 2,5 µm. Esses autores argumentam que a distribuicao

espectral de energia desses objetos sugere que os mesmos apresentam excesso em emissao.

Uma intensa linha de CO (J=2–1) em 230 GHz foi observada por White & Phillips (1983)

no centro de NGC3576.


Imagens de NGC3576 nas bandas J , H e K foram obtidas nas noites de 3 e 4 de marco

de 1999 e 19 e 20 de maio de 2000 usando o instrumento OSIRIS acoplado ao telescopio de

4-m Victor M. Blanco, no modo de alta resolucao (razao focal f/14). Nas noites de 9 e 13

de julho NGC3576 foi observada atraves do instrumento CIRIM montado no telescopio de

1,5-m do CTIO. Os espectros dos objetos mais brilhantes em NGC3576 foram observados

com o telescopio Blanco, atraves do instrumento IRS em 17 de maio, 2 e 3 de junho de

1998 e com o OSIRIS usando novamente o sistema f/14 tip-tilt nas noites de 3 e 4 de

marco, 2 e 3 de maio de 1999 e 7 e 12 de julho de 2001.

Todo o processamento basico das imagens foi realizado atraves do programa IRAF.

Cada imagem foi corrigida por flat-field de cupula e entao subtraıda do ceu usando a

media combinada de varias imagens que foram obtidas a 5–10 minutos de arco ao sul do

aglomerado de NGC3576. Uma explicacao detalhada do procedimento adotado para o

93

processamento das imagens pode ser encontrada no capıtulo 2 e apendice desta tese.

5.2.1 Imageamento

As imagens de NGC3576 atraves do instrumento OSIRIS em 1999 foram obtidas sob

condicao fotometricas. O tempo de exposicao total das imagens foram 180s, 45s e 45s nos

filtros J , H e K, respectivamente. As imagens J , H e K individuais foram colocadas em

registro e combinadas. As imagens combinadas possuem fontes puntuais cuja gaussiana

ajustada ao perfil de brilho apresenta uma FWHM de aproximadamente 0,61”, 0,88” e

0,64” em J , H e K, respectivamente. As magnitudes das fontes puntuais foram extraıdas

das imagens combinadas atraves do DoPHOT. A calibracao em fluxo foi feita utilizando

a estrela padrao GSPC S427-D (tambem conhecida como [PMK98] 9123) de Persson et

al. (1998) cuja magnitude foi determinadas no sistema fotometrico do observatorio de

Las Campanas (LCO). O sistema LCO e essencialmente o mesmo sistema que o utilizado

neste trabalho (CIT/CTIO - Elias et al. (1982)), em outras palavras, nao foi feita nenhuma

transformacao entre os sistemas OSIRIS, CIT/CTIO ou LCO.

A estrela padrao foi observada imediatamente apos a observacao de NGC3576 e com

uma diferenca em massa de ar de 0,24. Nao foi feita nenhuma correcao para esta pequena

diferenca em massa de ar. A correcao de abertura, dentro de um raio de 20 pixels, foi

aplicada para transformar as magnitudes instrumentais em escala de fluxo. Com esse

objetivo foram selecionadas seis estrelas isoladas nas imagens de NGC3576. Como as

estrelas mais brilhantes nas imagens de 1999 estavam saturadas, imagens com um tempo

de exposicao menor foram obtidas em maio de 2000. Apesar destas ultimas imagens nao

terem sido observadas em condicoes fotometricas, as estrelas em comum em ambas missoes

observacionais foram utilizadas para determinar o ponto zero nas magnitude das estrelas

brilhantes que estavam saturadas na primeira missao.

As incertezas nas magnitudes J , H e K nas imagens de 1999 incluem os erros formais

do DoPHOT adicionados em quadratura ao erro na medida da estrela padrao e a incerteza

na correcao de abertura. A soma em quadratura das incertezas na correcao de abertura

e magnitude da estrela padrao resulta em ±0,032, ±0,034 e ±0,069 mag em J , H e

K, respectivamente. O espalhamento na magnitude instrumental na lista de estrelas

detectadas em 1999 que foram usadas para calibrar em fluxo as imagens de 2000 sao

±0,010 (J), ±0,012 (H) e ±0,010 (K) mag; desta maneira o erro na magnitude das estrelas

brilhantes e dominado basicamente pela incerteza na correcao de abertura e magnitude

da estrela padrao. Os erros na fotometria DoPHOT sao maiores que ± 0,01 mag. Foi

adotado um criterio de corte no qual tiramos do nosso catalogo todos os objetos com erros

em magnitudes maiores que 0,05 mag. Este criterio corresponde a uma magnitude limite

de J, H ∼ 15,0.

Imagens com uma resolucao angular menor (razao focal f/8) nas bandas J , H and K

94

foram obtidas atraves do instrumento CIRIM no telescopio de 1,5-m. Esta configuracao

nos permitiu uma escala de 1,16” pixel−1. As imagens individuais em cada filtro,

assim como as de alta resolucao angular, foram colocadas em registro e combinadas.

Nestas imagens a FHWM medida foi da ordem de 2,2”. Apesar de tambem terem sido

observadas sob condicoes fotometricas, estas imagens nao sao tao profundas quanto as

obtidas no telescopio de 4-m. Estas imagens foram utilizadas apenas para a transformacao

astrometrica visto que abragem uma area maior do que as de alta resolucao angular.


Foram obtidos espectros dos oito objetos mais brilhantes em NGC3576: #11, #48, #69

e #160 com o espectrografo IRS e #4, #78, #95 e #184 com o OSIRIS. Os espectros

foram divididos pelo contınuo do espectro medio de varias estrelas do tipo A com o

objetivo de remover as linhas teluricas em absorcao. O perfil fotosferico centrado em

Brγ foi removido do espectro medio das estrelas do tipo O desenhando uma linha que

conecta os dois pontos do contınuo adjacentes ao perfil. Os espectros unidimensionais

foram extraıdos utilizando uma abertura de ± 2 pixels. A extracao inclui subtracao do

ceu com aberturas de 1-2′′ em cada lado do objeto.

A calibracao em comprimento de onda foi feita medindo a posicao das linhas brilhantes

de OH do espectro do ceu na banda K (Oliva & Origlia, 1992). A resolucao espectral em

2,2 µm e λ/∆λ ≈ 3000 para o OSIRIS e λ/∆λ ≈ 825 para o IRS.

5.3 Imageamento no Infravermelho Proximo

As imagens nas bandas J , H e K do OSIRIS revelam um aglomerado estelar

ainda embebido na nuvem que o formou. Foram detectadas 315 estrelas na banda K

considerando uma magnitude limite K = 16 (veja abaixo) em uma regiao de 0,03 graus

quadrados. A Figura 5.1 mostra um mapa da regiao usando a imagem na banda K.

Uma figura colorida de NGC3576, construıda com a combinacao de tres imagens no

infravermelho proximo, e apresentada na Figura 5.2. Nesta figura foram adotadas as

cores azul, verde e vermelho para representar os filtros J , H e K respectivamente. Desta

maneira, as estrelas mais azuis se tratam provavelmente de estrelas que nao pertencem

ao aglomerado e que simplesmente estao em primeiro plano. As estrelas mais vermelhas

sao objetos com excesso em emissao na banda K, indicando a presenca de poeira quente

nos objetos que se formaram recentemente no aglomerado. Objetos localizados atras

de NGC3576, vistos atraves da alta densidade de coluna de poeira interestelar tambem

devem aparecer vermelhos nestas imagens. A nebulosidade difusa e devida principalmente

a emissao Brγ na regiao HII. As partes escuras abaixo e a esquerda da Figura 5.2 sao

regioes da nuvem de gas e poeira da qual NGC3576 esta emergindo. Estas evidencias

95

nao nos deixam duvidas de que esta regiao se trata de um aglomerado jovem que contem

estrelas massivas que estao atualmente fragmentando a nuvem local. O aglomerado e

assimetrico, com a maioria das estrelas abrangendo um semicırculo de forma a aparentar

que o aglomerado esta destruindo a nuvem a partir do nordeste em direcao ao sudoeste.

#11

#04

#14

#282

#278

#205

#235

#125

#57

#191

#85

#69#50

#60

#48#95

#83#75

#93

#42

#52#103

#160

#78

#184

Figura 5.1 Mapa construıdo usando uma imagem na banda K de NGC3576. Os quadradosindicam as estrelas cujos espectros sao apresentados nas Figuras 5.10 e 5.11. Norte e paracima e Leste e para a esquerda. As coordenadas centrais da imagem sao RA (J2000)= 11h11m53,6s e Dec. = -61018′20,8′′ e o tamanho da imagem e 1,77′ x 1,65′. Ascaixas retangulares indicam as subsecoes que foram utilizadas no desenvolvimento doexperimento com estrelas artificiais (veja texto).

O digrama cor-magnitude (H − K versus K) e apresentado na Figura 5.3. Os

cırculos abertos indicam estrelas mais fracas que H = 15. Uma concentracao de pontos

aparece ao redor de H − K = 1, provavelmente indicando a cor media dos membros

do aglomerado. Algumas estrelas possuem cores bastante vermelhas, especialmente as

96

Figura 5.2 Imagem em cores falsas de NGC3576: J e azul, H e verde e K e vermelho.Norte aponta para cima e Leste para a esquerda.

estrelas mais brilhantes no diagrama CMD. As linhas solidas e verticais indicam a posicao

teorica da ZAMS.

A Figure 5.4 mostra o digrama cor-cor (J−H versus H−K) de NGC3576. Neste caso,

os cırculos abertos indicam estrelas mais fracas que J = 15. Os triangulos representam

estrelas mais fracas que H = 15 e J = 15. Os numeros ao lado das estrelas em ambos

os diagramas, fazem referencia aos mesmos objetos. As linhas inclinadas indicam o

avermelhamento interestelar na direcao de NGC3576 para estrelas do tipo espectral MV

(Frogel et al., 1978), do tipo OV (Koornneef, 1983) e estrelas T Tauri (Meyer et al., 1997).

O avermelhamento das estrelas localizadas a direita da linha solida desviam do esperado

considerando somente avermelhamento interestelar, provavelmente devido a emissao de

poeira quente. O excesso em emissao e mais pronunciado na banda K do que em

comprimentos de onda menores. Apesar de os cırculos abertos e triangulos no canto

inferior direito da Figura 5.4 apenas indicarem limites inferiores para as cores, estes

objetos provavelmente tambem sao afetados pela emissao termica. Eles sao brilhantes

na banda K e deveriam ser detectados nas bandas J e H caso fossem afetados apenas

pela emissao interestelar e pela extincao tıpica do aglomerado, no caso de se tratarem de

97

-1 0 1 2 3 4 5H - K

8

10

12

14

16

18

K

11

H > 15 magAk = 0.43Ak = 1.57HD97499

O3

O6

O9

B7

A2

F0

G0K0

Ak = 1

48

50

14

67

54280

52

160

8372

103

2875

4293

5778

69

95

4184

60205125282

23519185

278

B2

A0

F5

Figura 5.3 Diagrama cor-magnitude K vs H − K de NGC3576 mostrando a sequenciaprincipal de idade zero (ZAMS) para uma distancia D = 2, 8 kpc e AK = 0, 43. Os pontosrepresentam todos os objetos detectados pelo DoPHOT nas imagens das bandas H e K.Os cırculos abertos indicam que estes objetos nao foram detectados na banda H para umamagnitude limite de H = 15. Os numeros sao os mesmos que os da Figura 5.1

objetos membros de NGC3576.


As caracterısticas do aglomerado indicam que as estrelas nao tiveram tempo suficiente

para evoluir alem da sequencia principal. E esperado entao que a maioria das estrelas de

alta massa estejam proximas a sequencia principal de idade zero (ZAMS). Desta maneira

e possıvel determinar o avermelhamento na direcao de NGC3576 atraves de uma simples

aproximacao dada por Mathis (1990): AK ∼ 1,6×(H−K) e levando em consideracao o fato

de que a cor media intrınseca das estrelas quentes (estrelas O e B) e aproximadamente zero

(Koornneef, 1983). As estrelas mais brilhantes que K = 14 possuem uma cor media de

H−K = 0, 98, que corresponde a um avermelhamento de AK = 1,57 mag (AV ≈ 15,7 mag).

A componente do avermelhamento interestelar pode ser separada do avermelhamento total

do aglomerado atraves da estrela HD 97499. Esta estrela deve estar em primeiro plano,

98

0 1 2 3 4H - K

-1

0

1

2

3

4

J - H

M (Frogel et al. 1978)O (Koornneef 1983)J > 15 magJ and H > 15 mag

506754

280 52

160

14

83

72

103

28

42

93

75

69

85

Ak = 0

Ak = 1

Ak = 2 Ak = 3

Ak = 2

Ak = 1

Ak = 0

Ak = 3

48

57

78

954

18460

205125

235

282272

11

Figura 5.4 Diagrama cor-cor J − H vs H − K mostrando as linhas de avermelhamentointerestelar na direcao de NGC3576 para as estrela do tipo espectral MV (linha solidagrossa) e OV (linha solida fina). Os pontos representam todos os objetos detectadospelo DoPHOT nas imagens das bandas J , H e K. Triangulos abertos indicam que estesobjetos nao foram detectados na banda J e H para uma magnitude limite de J = H = 15.Os cırculos abertos representam estrelas com J > 15. Os asteriscos indicam o valor doavermelhamento AK. Os numeros sao os mesmos que os da Figura 5.1

visto que, alem de ser muito mais brilhante e menos avermelhada do que as estrelas do

aglomerado, possui uma distancia da fonte radio de aproximadamente 2 minutos de arco.

A partir de seu tipo espectral B1-2IV-V Michigan Spectral Catalogue - (Houk & Cowley,

1975) e magnitude, Persi et al. (1994) determinou a distancia de 2,4 kpc para esta estrela.

Nossas medidas para a mesma estrela resulta em H − K = 0, 19, implicando em um

AK = 0, 37. Isto nos da um valor de AK = 0, 154 mag kpc−1, que e bastante proximo ao

valor esperado para a extincao na direcao do plano Galactico. Para a distancia de 2,8 kpc

de NGC3576, a componente interestelar e entao AK = 0, 43, implicando em um valor para

o avermelhamento local de AK = 1, 14. Nesta tese nao foi possıvel verificar a distancia

de NGC3576 encontrada por Persi et al. (1994) via paralaxe espectroscopica, como sera

discutido mais adiante, mas espera-se que as distancias cinematicas sejam confiaveis para

esta direcao galatica.

Com o objetivo de tracar a ZAMS no diagrama CMD, as magnitudes bolometricas

99

(MBol) e temperaturas efetivas (Teff ) foram transformadas em cores H −K e magnitudes

aparente K. Para isso, os modelos de Schaller et al. (1992) para a ZAMS com abundancias

solares foi adotado. A correcao bolometrica (BC), aplicada para determinar as magnitudes

visuais absolutas veio de Vacca et al. (1996) para os tipos espectrais O e B0 e de Malagnini

et al. (1986) para tipos espectrais mais tardios. As cores intrınsecas (V −K)0, (J −K)0,

e (H − K)0 foram determinadas por Koornneef (1983). Com o modulo de distancia e a

magnitude visual aparente, e possıvel transformar MBol em magnitude aparente K0. A

relacao entre tipos espectrais e Teff veio de Vacca et al. (1996) desde estrelas do tipo O

ate B0 e de Johnson (1966) para os outros tipos espectrais. As cores de Koornneef foram

determinadas atraves do sistema fotometrico Johnson, que e praticamente identico ao

sistema SAAO (Carpenter et al., 1990). Existe uma relacao de transformacao dos ındices

de cores H−K entre os sistemas SAAO e CIT/CTIO. Essa correcao e de aproximadamente

1% e pode ser negligenciada quando comparada com os erros fotometricos e com o

avermelhamento diferencial.

A ZAMS e representada por uma linha solida vertical na Figura 5.3, apos ser deslocada

para a distancia de D = 2, 8 kpc e avermelhada por AK = 0,43 devido a componente

interestelar. Quando adicionamos o avermelhamento local (AK = 1, 14), a linha que

representa a ZAMS e novamente deslocada para a direita e para baixo, como indicado pela

linha tracejada. O espalhamento no avermelhamento dos objetos membros do aglomerado

torna difıcil a determinacao de uma posicao exata para a ZAMS. Do pequeno grupo de

estrelas relativamente brilhantes (K ∼ 11) localizado entre essas duas linhas, uma ou

mais devem marcar a posicao da ZAMS. Infelizmente, sem espectros dessas estrelas e

impossıvel verificar o quanto esta afirmacao e verdadeira.

Objetos localizados a direita da linha das estrelas do tipo O (Figura 5.4) possuem

cores que desviam do esperado para avermelhamento interestelar puro. Este efeito,

bastante comum em aglomerados estelares jovens, pode ser explicado pela poeria quente

no ambiente circumstelar. E possıvel fazer uma estimativa do limite inferior do excesso

em emissao na banda K supondo que o excesso nas bandas J e H e desprezıvel, e que a

cor intrınseca da estrela embebida e a mesma que a das estrelas OB. De fato, assumindo

que a mostra de estrelas e composta apenas por objetos jovens, sem contaminacao por

estrelas em primeiro plano ou de fundo, todos os objetos devem ter uma cor intrınseca

dentro do intervalo (H − K)0 = 0, 0 ± 0, 06 mag (Koornneef, 1983). Desta maneira,

e possıvel definir que todos os objetos da mostra possuem a cor intrınsica igual a de

uma estrela B2V: (J − H)0 = −0, 09 e (H − K)0 = −0, 04 (Koornneef, 1983). Nestas

circunstancias, o erro no ındice de cor e menor do que a incerteza na lei de avermelhamento

que estamos usando para calcular a extincao interestelar. O excesso de cor, desta maneira,

e determinado pela diferenca entre a cor J − H observada e a adotada por uma estrela

B2V. A relacao AJ = 2, 58 × EJ−H nos permite entao determinar a extincao interestelar

na banda J e assim as magnitudes aparentes intrınsecas J0, H0 and K0. Expressando a lei

de avermelhamento (AK = 0, 382×AJ) de outro modo, e possıvel determinar a magnitude

100

na banda K corrigida pela extincao interestelar. A diferenca entre este valor e K0 pode

ser definido como o excesso em emissao na banda K, devido a emissao termica da poeira.

Vamos admitir que as estrelas que nao foram detectadas na banda J sejam afetadas por

uma extincao interestelar igual a mediana do valor encontrado para as estrelas que foram

detectadas na banda J . Desta maneira, a extincao interestelar na banda H e calculada

usando a mesma lei expressa como: AH = 0, 624 × AJmediana. Partindo deste ponto, o

procedimento para calcular o excesso em emissao na banda K segue exatamente os mesmos

passos descritos acima. Para estrelas que nao sao detectadas nas bandas J e H, ainda

e importante calcular o excesso, visto que estes objetos, potencialmente interessantes,

sao demasiado vermelhos para serem detectados em comprimentos de onda menores.

Um limite inferior para o excesso pode ser calculado usando o mesmo procedimento

acima, mas asumindo uma magnitude limite H = 15 para todos os objetos que nao

foram detectados em H. O resultado da estimativa do excesso em emissao na banda K

e apresentado na Figura 5.5. Objetos com valores elevados de excesso em emissao, tais

quais os localizados no canto superior direito da Figura 5.5, nao podem ser explicados

pelos erros no procedimento da correcao do avermelhamento e portanto, devem ser reais.

Objetos como os do canto superior esquerdo da figura, provavelmente possuem emissao

proveniente de discos de acrescao ao redor de objetos menos massivos do aglomerado.

5.3.2 Funcao de Luminosidade e de Massa Inicial

Uma regiao proxima a NGC3576 foi observada, seguindo o mesmo procedimento

observacional adotado para o aglomerado, com o objetivo de separar os objetos que

sao membros do aglomerado das estrelas projetadas no ceu. A tecnica utilizada foi a

de contagem de estrelas, normalizando pela area relativa do ceu observado e, logo apos,

dividindo em intervalos de ∆K = 0, 5 e ∆(H − K) = 0, 5. A densidade de estrelas

no campo foi entao subtraıda da densidade de estrelas do aglomerado em intervalos de

magnitude e de cor. Este procedimento funciona bem para estrelas em primeiro plano,

ja que elas nao sao muito numerosas. No caso das estrelas de fundo, a situacao e mais

complexa. No entanto, como NGC3576 e altamente obscurecida, poucas estrelas de fundo

devem ser detectadas com este limite de magnitude.

A completeza na deteccao do DoPHOT foi determinada atraves de um experimento com

estrelas artificiais. Este experimento consistiu em inserir estrelas artificiais em posicoes

aleatorias na imagem original, e entao conferir quantas vezes o DoPHOT as recuperou. A

PSF das estrelas artificiais foi definida como a media do valor da PSF das estrelas reais

que se encontravam isoladas e em regioes de fundo de ceu baixo. Inserimos um total de

2400 estrelas no intervalo de magnitudes 8 ≤ K ≤ 20, que representa seis vezes o numero

de estrelas reais detectadas pelo DoPHOT na imagem original. Para cada ∆K = 0, 5

foram inseridas simultaneamente 5 estrelas, e este procedimento foi repetido 20 vezes. A

101

8 9 10 11 12 13 14K

-3

-2

-1

0

K-b

and

exce

ss m

agni

tude

J, H and KH and K

#48

Figura 5.5 Excesso em emissao na banda K como uma funcao da magnitude apos corrigidapelo avermelhamento (K◦). Valores muito negativos para o excesso sugerem emissaocircumstelar.

inclusao de todas as 100 estrelas ao mesmo tempo em uma imagem iria alterar o grau de

aglomeramento e modificar as condicoes de deteccao. A completeza na deteccao e definida

desta maneira, como a fracao de vezes em que as estrelas artificiais foram recuperadas

das imagens. Este experimento foi executado utilizando a imagem original de NGC3576 e

tambem em cada uma das tres subsecoes que foram extraıda da imagem original (caixas

retangulares na Figura 5.1). A sub–imagem no canto superior direito e representativa das

detecoes limitadas por estatıstica de fotons. A caixa retangular localizada no centro da

imagem original e limitada pela forte nebulosidade. A caixa localizada no canto inferior

esquerdo, por sua vez, representa um ambiente de alto grau de aglomeramento de estrelas.

A Figura 5.6 mostra a completeza fotometrica. A linha tracejada (sem sımbolos) faz

referencia aos resultados obtidos com toda a imagem. Nota-se nesta figura que o limite

de compleza e diferente para cada subsecao da imagem, ou seja, para a area com forte

nebulosidade (cırculos), alta densidade de estrelas (quadrado), e para a regiao com poucas

estrelas e ceu escuro (triangulos). O desempenho da fotometria e melhor que 90% para

estrelas isoladas de magnitude < 15. Por outro lado, as estrelas na zona com nebulosidade

necessitam ser dez vezes mais brilhantes para serem detectadas com a mesma eficiencia.

102

Como nao existe uma forma objetiva de definir limites para as subsecoes e aplicar correcoes

para cada ambiente, uma unica correcao de completeza, aquela extraıda da imagem inteira,

foi utilizada (linha tracejada). Na Figura 5.6, a correcao utilizada e bastante proxima a

curva limitada pelo aglomeramento. Isto implica que para obter fotometria mais profunda

destes campos e necessario uma melhora na resolucao espacial dos detectores, assim como

a utilizacao de optica adaptativa.

8 10 12 14 16 18 20K

0

20

40

60

80

100

Com

plet

enes

s

crowded areahigh backgroundphoton statisticwhole frame

Figura 5.6 Completeza (em porcentagem de deteccao) determinada atraves doexperimento com estrelas artificiais. A linha tracejada representa os resultados paraa imagem completa, e os sımbolos representam as tres subregioes selecionadas pararepresentar ambientes de alto aglomeramento, forte nebulosidade e estatıstica de fotons(veja mais detalhes no texto)

Apos expurgar objetos que nao sao membros do aglomerado, corrigir pelo

avermelhamento interestelar, excesso em emissao (limite inferior) e completeza

fotometrica, e possıvel representar a funcao de luminosidade na banda K de NGC3576,

tal qual pode ser vista na Figura 5.7. Um ajuste linear, excluindo medidas que desviam

do ajuste por mais de 3σ, tem uma inclinacao α = 0, 41 ± 0, 02. Esta inclinacao

103

concorda bastante bem com a inclinacao da KLF encontrada para a regiao W42, que

possui caracterısticas bastante similares as de NGC3576. Blum et al. (2000) obtiveram

α = 0, 40 em W42.

7 8 9 10 11 12 13 14 15K

1

10

100N

umbe

r per

0.5

mag

nitu

de b

in

0

α = 0.41

Figura 5.7 Funcao de luminosidade na banda K apos correcao por incompleteza e porcontaminacao. K◦ esta corrigida pelo avermelhamento e excesso em emissao.

E possıvel fazer uma estimativa da massa das estrelas atraves dos modelos de Schaller

et al. (1992) assumindo que todas as estrelas estao localizadas na ZAMS e nao em estagios

pre–sequencia principal (veja discussao em §6.3.2). Esta e uma suposicao razoavel para

os membros mais massivos de um aglomerado jovem. Os erros mais significativos na

determinacao da massa estelar sao devidos aos efeitos da emissao circumstelar e a possıvel

multiplicidade. Nossa correcao do excesso em emissao representa somente um limite

inferior, ja que assumimos que o excesso nas bandas J e H eram desprezıveis. Hillenbrand

et al. (1992) desenvolveram modelos de disco de acrescao que leva em consideracao o

excesso nestas duas bandas e, de fato este excesso pode ser bastante elevado para discos

que reemitem a radiacao da estrela central. Em geral espera-se que o excesso em emissao

104

produza uma superestimativa da massa de uma dada estrela e do aglomerado como um

todo. A inclinacao da funcao inicial de massa deveria ser menos afetada, no entanto, isso

e difıcil de quantificar, principalmente quando incluımos o efeito da binaridade na IMF.

Se uma dada estrela e binaria, por exemplo, sua massa combinada sera maior do que

a determinada pela luminosidade de uma unica estrela e seu fluxo ionizante combinado

sera menor. A massa total do aglomerado seria subestimada neste caso, e o numero de

estrelas massivas e o fluxo ionizante seriam superestimados. Portanto, a IMF seria menos

inclinada do que e na realidade.

Com todas estas limitacoes em mente, e possıvel transformar a KLF em IMF. Levando

em consideracao o fato de que outros autores nao fazem correcoes por multiplicidade,

nossos resultados podem ser comparados com esses, desde que este parametro nao varie

de aglomerado para a aglomerado. A inclinacao da IMF determinada para NGC3576

e Γ = −1, 62 (Figura 5.8), que e consistente com o valor determinado por Salpeter

(Salpeter, 1955) para a vizinhanca solar. Uma inclinacao similar foi encontrada para

a regiao do Trapezio (Γ = −1, 43) por Hillenbrand & Carpenter (2000). Por outro lado,

inclinacoes maiores foram reportadas somente para poucos aglomerados, e de maneria

mais significativa nos casos dos aglomerados de Arcos e Quintupleto (Figer et al., 1999),

ambos proximos ao centro da nossa Galaxia. Inclinacoes mais acentuadas implicam que

nas regioes de formacao estelar no interior da Galaxia, o numero de estrelas de alta massa

em relacao as de baixa massa e maior que em outras regioes da Via Lactea. Uma outra

possibilidade e que efeitos dinamicos, privilegiando a formacao de estrelas massivas, sejam

mais importantes nas partes internas da Galaxia, como ja foi argumentado na introducao

desta tese.

Um limite superior para a massa total de NGC3576, ja que a IMF e superestimada

devido ao excesso em emissao, pode ser determinado integrando a IMF entre os limites

0, 08 < M/M� < 58 - onde a distribuicao de pontos pode ser considerada contınua.

O limite inferior de massa foi adotado por Hillenbrand & Hartmann (1998) apos a

identificacao, por varios autores, de uma queda abrupta na IMF em Orion. A massa

integrada de NGC3576 e Mtotal = 5,4 x 103 M�, entretanto, este e apenas um limite

superior.

5.3.3 A natureza do objeto NGC 3576#48

O objeto #48 e muito mais brilhante do que o esperado para uma estrela normal e

necessita ser tratado de maneira independente. Supondo que este objeto e apenas afetado

por um avermelhamento interestelar igual ao valor medio encontrado para NGC3576:

AK = 1, 57, sua magnitude, apos corrigida pelo avermelhamento deveria ser K0 = 6, 78.

Levando em consideracao a cor H − K de #48 para calcular seu excesso em emissao na

banda K, um disco deveria contribuir apenas com ∆K = −0, 3. Este excesso em emissao

105

1 10 100Mass (M )

1

10

100

Num

ber o

f Sta

rs Γ = -1.62

o.Figura 5.8 Funcao inicial de massa - IMF dos membros do aglomerado usando os modelosde Schaller et al. (1992) e a funcao de luminosidade da Figura 5.7. A KLF utilizada foicorrigida por incompleteza, contaminacao, assim como pelo avermelhamento e excesso ememissao.

esta sendo claramente subestimado, visto que o fluxo da estrela e completamente ofuscado

pela emissao do disco de tal forma que todas as linhas fotosfericas ficam encobertas

(voltaremos a este tema mais adiante). Alem disso, se o excesso em emissao fosse

realmente tao pequeno, a luminosidade de #48 corresponderia a um grupo de quatro

estrelas de 100 M� cada uma, nao resolvidas em um limite de 0,6′′, o que e bastante

improvavel. Se o objeto #48 se tratar de uma unica estrela do tipo O3V, ele contribuiria

com NLyc = 1,17 ± 0,05 × 1050 s−1.

De uma maneira alternativa, e possıvel calcular o excesso em emissao utilizando os

modelos de Hillenbrand et al. (1992) para discos, de modo iterativo. Iniciando pelo

maximo valor tabelado do excesso, ∆K = 4, 05, que e o valor esperado para uma estrela

do tipo espectral O7 (tabela 4 de Hillenbrand et al. (1992)) determina-se facilmente MV .

Usando as calibracoes de Vacca et al. (1996) chega-se a um tipo espectral muito menor do

que uma estrela O7, tal qual foi definida no inıcio. O proximo passo e reduzir o valor do

excesso em emissao (adequado para uma luminosidade estelar menor), determinar uma

massa final maior, e iterar ate que haja um convergencia entre os tipos espectrais iniciais

106

e finais. Esta convergencia, no caso de #48, ocorreu para ∆K = −3, 17, que corresponde

a um tipo espectral B1V e uma massa M = 17 M�. Trata-se, no entanto, de um limite

inferior, visto que a extincao na direcao de #48 e, provavelmente, maior do que a media

encontrada para o aglomerado. Sob estas circunstancias, pode-se dizer entao que #48 e

um objeto estelar jovem que dara origem a uma estrela do tipo O tardia ou B recente,

muito similar aos objetos mais brilhantes na banda K detectados por Blum et al. (2000)

em W31. O Objeto #48 esta completamente imerso em um disco denso e extenso, e sua

contribuicao para a massa de NGC3576 e fotons ionizantes pode ser desprezada.

Comparando a localizacao dos objetos detectados na banda K com as fontes IRS1 e

IRS3 detectadas no infravermelho medio por (Persi et al., 1994), #48 encontra-se bastante

proxima aos objetos de IRS1 e #11 de IRS3. Estas fontes aparecem tambem no catalogo

IRAS Small Scale Structure Catalogue como X1109-610 e no catalogo IRAS Point Source

Catalogue como IRAS11097-6102. No caso de IRS1, no entanto, um estudo mais recente

atraves de imagens de alta resolucao no infravermelho medio (Barbosa et al., 2003) indica

que esta fonte esta associada com o objeto #50 detectado nas imagens na banda K de

NGC3576, e este objeto encontra-se 1′′ mais ao sul do objeto #48.

5.3.4 Propriedades Gerais do Aglomerado Estelar

O numero de fotons no contınuo de Lyman determinada atraves da IMF, apos excluir

o objeto #48 e NLyc = 0,42 ± 0,22 x 1050 s−1. Se incluıssemos o objeto #48 no calculo do

NLyc de NGC3576, considerando que o mesmo se trata de uma estrela normal da ZAMS,

sua contribuicao deveria ser maior do que NLyc = 1,17 x 1050 s−1. Este valor e bastante

proximo ao derivado atraves de observacoes radio por De Pree et al. (1999), NLyc = 1,6

± 0,4 x 1050 s−1, apos corrigir a distancia do centro galatico para 8 kpc. No entanto,

como foi dito em §6.3.3, o objeto #48 provavelmente e muito menos massivo do que se

suporia com uma analise rapida e descuidada do excesso em emissao. Isso quer dizer

que o NLyc e altamente sensıvel ao procedimento utilizado para corrigir o excesso em

emissao e a extincao. Muito provavelmente, estamos perdendo uma boa quantidade das

estrelas do tipo O na sequencia principal, responsaveis pela fluxo ionizante detectado em

comprimentos de onda de radio. Alem disso, espectros das oito estrelas mais brilhantes de

NGC3576 , que serao descritos na proxima secao, indicam que as estrelas ionizantes devem

ser mais fracas. Algumas das propriedades de NGC3576 estao resumidas na tabela 5.1.

NGC3576 esta localizada na borda nordeste de uma nuvem molecular. A densidade

de estrelas aumenta em direcao ao sudoeste, terminando abruptamente, com algumas

fontes completamente embebidas (Figura 5.2). A distribuicao espacial do ındice de cor

dos objetos (Figura 5.9) tambem indica um gradiente similar. Isto e devido em parte, ao

aumento da extincao em direcao ao interior da nuvem de gas e poeria. No entanto, as

cores vermelhas sao intrınsecas a muitas das fontes, ja que existem objetos com excesso em

107

Tabela 5.1. Propriedades Gerais de NGC3576

Distancia 2,8 ± 0,3 kpcDiametro 1,5 pcMassa <5,4 x 103 M�

Densidade de Estrelas <3,1 x 103 M� pc−3

Inclinacao da IMF Γ = −1, 62NLyc (IMF) 0,42 - 1,67 x 1050s−1

NLyc (radio) 1,6 ± 0,4 x 1050s−1

emissao nesta zona. Isto sugere que as estrelas localizadas no sudoeste sao mais jovens

do que as do nordeste, e isso e corroborado com os resultados de Behrend & Maeder

(2001), cujos modelos sugerem que estrelas de diferentes massas podem se formar ao

mesmo tempo, em um mesmo surto de formacao estelar. Um cenario bastante parecido

para NGC3576, no qual a formacao estelar esta ocorrendo e avancando em direcao ao

interior do aglomerado, foi sugerido por Persi et al. (1994) e De Pree et al. (1999) e nossas

imagens confirmam de forma dramatica que este deve ser o caso; veja Figura 5.2.

5.4 Analise Espectroscopica

Os espectros de oito membros brilhantes de NGC3576 (#4, #11, #48, #69, #78, #95,

#160 e #184), sao apresentados nas Figuras 5.10 e 5.11. Em adicao a estes espectros,

sao apresentados no topo de cada figura o espectro de uma estrela em primeiro plano do

tipo M e outra do tipo A para comparacao. O espectro da estrela do tipo A tambem

foi dividido pela inclinacao media do contınuo de outra estrela do tipo A observada. Os

numeros sao os mesmos das Figuras 5.1; 5.3; e 5.4. Os fluxos, como aparecem no eixo y

das Figuras 5.10 e 5.11, foram normalizados como explicado no capıtulo 2 desta tese. A

razao sinal–ruıdo e S/N ≈ 40 para #4, #11 e #95 e > 100 para os outros objetos.

Para serem apresentados em escala de fluxos, os espectros foram divididos por λ4

e multiplicados pelo fluxo na banda K correspondentes as magnitudes na banda K

apresentadas na tabela 5.2. No entanto, seria suficiente comparar os espectros apenas

divididos pela estrela do tipo A. Na figura e possıvel ver que todos os espectros apresentam

uma inclinacao no contınuo em direcao ao lado vermelho, quando comparados com as

estrelas em primeiro plano do tipo A e M. Desta maneira, essas oito estrelas provavelmente

tratam-se de membros de NGC3576, no entanto, nao podemos descartar a possibilidade de

serem estrelas de fundo. Devemos levar em consideracao que estes objetos estao projetados

atraves da parte central do aglometado e que, desta maneira, estao sujeitos a um alto

108

-100 0 100 200 300 400 500 600 700X (pixels)

0

100

200

300

400

500

600

700

Y (p

ixel

s)

(H - K) > 1.250.3 < (H - K) < 1.25(H - K) < 0.3

Figura 5.9 Distribuicao espacial dos ındices de cor H − K. O norte esta para cima e oLeste para a esquerda. Esta figura mostra um evidente aumento no excesso de cor nadirecao sudoeste (canto inferior direito)

obscurecimento (AK = 1, 57) devido ao gas e poeira do proprio aglomerado. Os objetos

#48, #95 e #160 nao nos deixam duvidas de que sao membros de NGC3576, ja que,

alem de estarem localizados na regiao central, possuem um forte excesso em emissao. O

objeto #69 e brilhante nas bandas H e K e julgando–o por sua cor H−K, ele deveria ser

brilhante tambem em J , aparecendo entre as linhas de avermelhamento na Figura 5.4. O

espectro deste objeto na figura 5.11 e bastante parecido com o de #78, que e 1,5 magnitude

mais fraca e mesmo assim e detectada na banda J . Esta aparente confusao foi esclarecida

com o imageamento na banda K por Blum et al. (2004) (Fevereiro de 2002) atraves do

instrumento Phoenix no telescopio Gemini Sul sob condicoes atmosfericas ideais (seeing

∼ 0,25–0,3”). Nessas imagens, o objeto #69 aparece como uma pequena nebulosa sem

nenhum sinal da fonte puntual embebida. Provavelmente o objeto #69 e material denso

compactado e que esta sendo ionizado pelo objeto #48 ou qualquer outra fonte proxima.

A linha em emissao em H2 2,122 µm pode ser produzida tanto por choque quanto por

ionizacao.

Os perfis que aparecem em 2,058 (He I) e 2,166 µm (Brγ) na figura 5.10 e 5.11 sao

devido a contaminacao pela nebulosa. Os espectros foram extraıdos de tal maneira que

109

21000 22000 23000Wavelength (A)

0

1

2

3

4

5

6

7

8

9

Nor

mal

ized

Inte

nsity

M-type (foreground)CO

H2

#48

#184

#160

#4

Figura 5.10 Espectros de quatro objetos membros do aglomerado de NGC3576 nos quaispode-se notar a ausencia de linhas fotosfericas e bandas de CO em emissao (#48) ouabsorcao (#184, #180 e #4). No caso da estrela #48 tambem e possıvel ver uma das linhasde hidrogenio molecular (H2 - λ 2,12183 microns) mesmo apos subtracao das componentesnebulares He I e Brγ. O espectro no topo da figura e de uma estrela do tipo M em primeiroplano. Os fluxos foram divididos pelo espectro de uma estrela do tipo A e normalizadosem 2,19 µm. As estrelas #48 e #160 foram observadas atraves do instrumento IRS e asestrelas #4, #48 e #184 com o OSIRIS.

a componente nebular em larga escala e subtraıda em excesso. Em alguns objetos estas

linhas aparecem em emissao, devido a emissao nebular mais acentuada proxima a estrela.

Os objetos #48, #160, #78 e #69 apresentam H2 2,122 µm em emissao. Esta linha

aparece, tambem em emissao, nos objetos #11 e #95, mas como as componentes do He I

e Brγ nao foram subtraıdas em excesso, este perfil pode ser devido a contaminacao da

emissao nebular local. A cabeca de banda do CO em 2,2935 µm aparece em absorcao nos

espectros de #4, #160, #184 e em emissao em #48. Nenhum desses espectros apresentam

linhas fotosfericas, indicando que eles ainda estao bastante envolvidos pelos casulos onde

nasceram (birth cocoons). Este cenario e corroborado pelo excesso em emissao na banda

K determinado pela fotometria, exceto no caso dos objetos #4 e #184 (Table 5.2).

Tem sido proposto diversos mecanismos para explicar a origem da emissao em CO nos

YSOs. Estes incluem discos circumstelar, ventos estelares ou do disco, mecanismos de

110

21000 22000 23000Wavelength (A)

0

1

2

3

4

5

6

7

Nor

mal

ized

Inte

nsity

A3V (foreground)

#69

#78

#95

#11

H

Br-γ

2

Figura 5.11 Espectros de quatro objetos membros de NGC3576 com ausencia de linhasfotosfericas. Os objetos #11, #69 e #78 apresentam H2 em emissao. O perfil em absorcaoem #95 pode ser explicado por uma subtracao excessiva da componente nebular. Asestrelas #11 e #69 foram observadas atraves do instrumento IRS e as estrelas #78 e #95com o OSIRIS. Os fluxos foram divididos pelo espectro de um contınuo construıdo coma media de varias estrelas do tipo A, e normalizado em 2,19 µm. O espectro no topo dafigura e de uma estrela do tipo A3V em primeiro plano (tambem dividida pelo contınuodas estrelas do tipo A.

acrescao por campo magnetico, tais como funnel flows, e instabilidades na parte interna

do disco similares as observadas em objetos como FU Orionis e estrelas T Tauri em uma

fase em que o disco esta acretando materia (Carr, 1989; Carr et al., 1993; Chandler et

al., 1993; Biscaya et al., 1997). Martin (1997) mostrou que um gas caindo em queda

livre ao longo de linhas de campo pode dar origem a um perfil de linha em concordancia

com aquelas observadas, e que a forma deste perfil e determinada principalmente pela

inclinacao do disco em relacao a linha de visada. Hanson et al. (1997) reportaram a

presenca de CO em emissao em varias estrelas massivas em M17. A situacao e menos

clara para os objetos #4, #160 e #184 que apresentam CO em absorcao. O baixo valor

encontrado para o excesso de cor, nos casos de #4 e #184, indica que eles poderiam

ser estrelas mais frias, pre–sequencia principal em uma fase de contracao. Ao mesmo

tempo que nao podemos descartar a possibilidade de que estas estrelas sejam estrelas de

111

Tabela 5.2. Propriedades dos YSOs

ID J − Ha H − Ka Ka K-excb Notas

#4 1,51 0,93 9,95 -0,01 CO abs#11 >0,99 1,10 12,91 -0,26#48 3,04 2,21 8,35 -3,17 H2 & CO em#69 >3,44 1,45 10,10 -0,62 H2 em#78 2,02 1,38 11,67 -0,16 H2 em#95 1,67 1,41 9,26 -0,40#160 >0,95 2,93 11,12 -2,09 CO abs#184 1,23 0,81 10,40 -0,07 CO abs

aMagnitudes nao corrigidas pelo avermelhamento; erros(J − H ± 0, 05, H − K ± 0, 08, K ± 0, 07)

bExcesso em magnitude na banda K apos correcao peloavermelhamento

fundo do tipo M mais evoluıdas, elas aparecem projetadas no nucleo de uma regiao recem

formada. Estes objetos devem ser estudados de maneira mais profunda no futuro, e se

eles sao de fato estrelas pre–sequencia principal, entao a IMF determinada acima tem

uma componente cuja massa foi superestimada.

A emissao molecular de H2 e produzida por choques e pode indicar a existencia de um

fluxo de gas. Como o fundo de ceu proximo a estrela foi subtraıdo, o espectro mostra

somente a componente em H2 espacialmente nao resolvida. Nessas circunstancias pode-

se entao confiar que a emissao em H2 em #48 e #69 origina-se proxima a estrela. No

entanto, como estas duas fontes estao separadas por somente ∼ 11′′, a emissao pode estar

associada com ambos ou apenas um dos objetos.

E realmente surpreendente que a maioria das estrelas cujos espectros nao mostram

perfis fotosfericos, estejam localizadas tao proximas a linha de avermelhamento

interestelar. No entanto, este resultado esta de acordo com os modelos de Hillenbrand

et al. (1992) para tipos espectrais recentes, o qual prediz excesso na cor relativamente

pequeno (∆(H - K) < 0, 5) para objetos com forte excesso em emissao (∆K < 4, 0). Estes

modelos nao predizem uma distancia tao grande das linhas de avermelhamento, tal qual

acontece nos casos dos objetos #160 e #50. Estas fontes podem estar rodeadas por uma

nuvem de poeira local, alem do disco de acrescao.

112


Neste capıtulo foram apresentadas imagens nas bandas J , H e K da regiao HII gigante

recem formada NGC3576 (Figure 5.2) e espectros na banda K para oito de seus obejtos

mais brilhantes. O excesso em emissao calculado para os objetos #4, #11, #48, #69,

#78, #95, #160 e #184, combinado com a ausencia de linhas fotosfericas e com CO em

emissao ou absorcao em seus espectros (Figura 5.10), indica que eles sao estrelas bastante

jovens e massivas ainda acretando material da nuvem que a formou. A ausencia de linhas

fotosfericas e a evidencia de disco de acrescao no espectro de varios de seus membros,

indicam que NGC3576 e um dos aglomerados estelares mais jovens da Via Lactea.

Os resultados obtidos tambem confirmam um cenario de formacao estelar progressiva

desde o NE em direcao as regioes mais internas da nuvem (SW), mas o fato de NGC3576

ser muito jovem deve contradizer a suposicao de uma maior abundancia de He na regiao

NE da regiao HII gigante reportado por De Pree et al. (1999). Nao existem estrelas

evoluıdas no aglomerado que poderiam produzir o enriquecimento e o tempo para difundir

o material nuclear processado pelo ambiente nebular seria muito maior do que a idade

do aglomerado. O fato de que a excitacao nebular aumente desde o NE, produzindo um

linha forte de He, pode ter influenciado os resultados desses autores.

Como os espectros apresentados nao permitem a determinacao da distancia via

paralaxe espectroscopica (nenhuma linha fotosferica foi detectada nas estrelas luminosas),

a valor adotado foi a distancia radio obtida por De Pree et al. (1999) apos ser revisada

para 2,8 kpc, utilizando a mais recente determinacao da distancia ao centro da Galaxia

(R0 = 8 kpc, Reid (1993)). Devido a incerteza na distancia e a dificuldade em corrigir a

magnitude na banda K pela emissao da poeira interestelar e extincao, somente limites para

os parametros do aglomerado foram calculados. Estes parametros, que foram resumidos na

tabela 5.1, mantem o cenario de um aglomerado massivo e bastante denso. No entanto, o

fluxo ionizante calculado a partir da IMF e muito menor do que o obtido via observacoes

radio. Isso e consistente com o fato de nao termos encontrado espectroscopicamente

nenhuma estrela massiva na sequencia principal que ionize o aglomerado. Estas estrelas,

provavelmente estao localizadas atras de nuvens densas e fortemente obscurecidas.

O fato de que varias das estrelas mais brilhantes de NGC3576 nao terem revelado suas

linhas fotosfericas em nossos espectros dao margem a questoes tais como: Onde estao as

estrelas ionizantes de NGC3576 ? E bastante plausıvel que algumas das estrelas fracas

detectadas sao na realidade objetos luminosos vistos atraves de uma forte camada de

extincao, e que nao foram corrigidos pelo avermelhamento de forma acurada, porque eles

escaparam da deteccao na banda J e H. Este argumento pode explicar tambem o porque

da luminosidade no contınuo de Lyman calculada via IMF ser tao pequena em comparacao

com o calculado em comprimentos de onda de radio.

113

Capıtulo 6

Estrutura Espiral da Galaxia

Um dos objetivos deste projeto e tracar a estrutura espiral da nossa galaxia atraves da

distribuicao de regioes HII gigantes. Como ja foi discutido anteriormente, estas regioes

sao excelentes tracadores do perfil espiral e por esta razao sao amplamente utilizadas em

trabalhos que se referem a estrutura da Galaxia. Em todos os casos elas sao inseridas

aos mapas tradicionais atraves de suas distancias. Essas distancias sao determinadas via

velocidade de linhas de recombinacao em comprimentos de onda de radio, aplicando o

modelo de rotacao da Galaxia. Esse metodo apresenta duas limitacoes importantes, que e

a degenerescencia da distancia para a direcao do centro da Galaxia e a ambiguidade para

direcoes no raio interno do cırculo da orbita do Sol.

O capıtulo se iniciara com uma breve revisao das distancias encontradas para seis

regioes HII gigantes via paralaxe espectroscopica, que sao independentes de qualquer tipo

de modelo cinematico. Dessas seis distancias, duas delas fazem parte do corpo desta tese e

foram apresentadas nos capıtulos anteriores (W51A e G333.1-0.4), tres foram publicadas

anteriormente pelo grupo, W43 (Blum et al., 1999), W42 (Blum et al., 2000) e W31

(Blum et al., 2001). A sexta distancia refere-se a regiao HII gigante G331.5-0.1, cujos

espectros, obtidos atraves do instrumento GNIRS acoplado ao telescopio Gemini Sul,

foram recebidos recentemente. Apesar da analise completa dessa GHIIR nao estar contida

nesta tese, a distancia de G331.5-0.1 foi calculada atraves da paralaxe espectroscopica

de quatro estrelas do tipo O, seguindo o mesmo procedimento utilizado para W51A e

G333.1-0.4. A distancia encontrada para essa GHIIR sera incluıda a lista de distancias

analisada nesse capıtulo. A estas seis, serao adicionadas mais seis valores que foram

determinados recentemente por Bik et al. (2005) para as regioes HII gigantes M8, W49A,

NGC3576 e G298.9-0.4, por Hanson et al. (1997) para M17 e por Stolte et al. (2004) para

a NGC3603. As distancias obtidas pela paralaxe espectroscopica de estrelas OB foram

comparadas com as distancias cinematicas. As distancias encontradas para as doze regioes

sao sistematicamente menores do que as distancias obtidas atraves do modelo cinematico.

Nas ultimas secoes desse capıtulo serao discutidos, no contexto galactico, os resultados

que foram obtidos para as distancias das regioes HII estudadas. O cenario emergente

114

implica em luminosidades menores para as regioes HII gigantes do que as estimadas

anteriormente, e como consequencia, taxas menores de formacao estelar. No entanto,

no que tange ao tipo morfologico da Via Lactea, os resultados reforcam a classificacao

atual e coloca a nossa galaxia entre os tipos morfologicos Sbc ou Sc.

6.1 Distancias determinadas atraves da paralaxe

espectroscopica de estrelas do tipo O

No decorrer desta tese foram determinadas as paralaxes espectroscopicas de estrelas

do tipo O em tres regioes HII gigantes. Essas paralaxes forneceram distancias (DPE)

independentes do modelo de rotacao da Galaxia. A principal vantagem desse metodo, alem

de sua precisao, e a possibilidade de eliminar a ambiguidade nas distancias cinematicas

(DC) dessas regioes.

No Capıtulo 3, usando o metodo da paralaxe espectroscopica foi mostrado que a regiao

HII gigante W51A que, segundo (Conti & Crowther, 2004) usando metodos cinematicos,

estava a 5,5 kpc do Sol, encontra-se a apenas 2,2 ± 0,3 kpc. Por essa razao o valor do

numero de fotons no contınuo de Lyman emitido por essa GHIIR diminuiu de 8,71 ×

1050 para 1,4 × 1050 fotons por segundo. No capıtulo seguinte ocorreu fato semelhante

com a regiao HII gigante G333.1-0.4. Essa regiao HII estava a uma distancia cinematica

de 3,5 kpc segundo Conti & Crowther (2004). A nova distancia determinada nesta tese

foi de DPE = 2,6 ± 0,4 kpc. Consequentemente o valor do fluxo no contınuo de Lyman

foi diminuıdo de 1,2 × 1050 para 0,7 × 1050 s−1. Por fim, resultados obtidos muito

recentemente para G331.5-0.1 (Figueredo et al., 2006b, em preparacao), demonstram que

esse aglomerado, cuja distancia cinematica e 10,8 kpc, esta a uma distancia de DPE = 4,5

± 0,3 kpc. Com essa nova distancia o valor do numero de fotons no contınuo de Lyman

calculado para essa GHIIR passa de NLyC = 14,45 × 1050 s−1 para NLyC = 2,51 × 1050

s−1.

Em trabalhos anteriores do nosso grupo, foram medidas distancias para mais tres

regioes HII gigantes: W31, W42 e W43. Os resultados para W31 (Blum et al., 2001)

resolveram o problema da ambiguidade na distancia cinematica, e colocaram W31 no

nosso lado da Galaxia em relacao ao centro galactico: DPE = 3,4 ± 0,5 kpc. No caso

de W43 (Blum et al., 1999) que tem distancia cinematica de 6,2 kpc, foi encontrado um

valor para a distancia DPE = 5,0 ± 0,7 kpc menor do que a distancia cinematica mais

proxima. Por fim, a ambiguidade foi mais uma vez eliminada quando Blum et al. (2000)

diminuiram a distancia da regiao HII W42 calculada cinematicamente como 11,5 kpc para

a DPE = 2.2 ± 0.8 kpc. Considerando o fluxo no contınuo de Lyman, o caso de W42 e

crıtico, pois a nova distancia dessa GHIIR, determinada por Blum et al. (2000) implica

que W42 emite apenas NLyC = 0,3 × 1050 s−1 fotons no contınuo de Lyman, ou seja,

menos do que o necessario para ser qualificada como regiao HII gigante. O mesmo ocorre

115

com a regiao HII G333.1-0.4. Em resumo, todos os casos estudados ate o momento por

esse grupo, utilizando a tecnica da paralaxe espectroscopica no infravermelho proximo,

foram definitivos para resolver a degenerescencia das distancias cinematicas.

Resultados similares usando a mesma tecnica foram encontrados por Hanson et al.

(1997) e Bik et al. (2005) para mais 5 regioes HII gigantes. Bik et al. (2005) determinaram

a distancia de W49A, NGC3576, G298.2-0.3 e G282.0-1.2. Todas as regioes para as quais

haviam duas distancias cinematicas, a degenerescencia foi eliminada em favor da distancia

mais proxima ao Sol. No caso de G282.0-1.2 Bik et al. (2005) identificaram duas estrelas do

tipo O cujas distancias sao inconsistentes. Enquanto a paralaxe de uma estrela indica uma

distancia de 3,55 ± 0,85 kpc, a outra indica 6,95 ± 0,45 kpc. Esses autores argumentam

que apesar do tipo espectral de ambas estrelas serem bastante proximos, suas magnitudes

aparentes na banda K diferem em 1 magnitude. As cores J − H dessas estrelas sugerem

que ambas estao submetidas a mesma extincao de forma que dificilmente uma dessas

estrelas esta em primeiro ou segundo plano. Bik et al. (2005) discutem a possibilidade

de que uma das estrelas seja um sistema binario, ja que se ambas tivessem uma massa

similar (e.g. 2 estrelas O3-O4), isso aumentaria a magnitude por 0,7 e seria suficiente para

eliminar essa diferenca na distancia, favorecendo a distancia de 6,95 ± 0,45 kpc. Para

essa regiao HII gigantes, foi adotada a distancia media entre os dois valores encontrados

por Bik et al. (2005): 5,25 ± 1,2 kpc.

Hanson et al. (1997) realizaram um estudo bastante completo do conteudo estelar

de uma das regiao HII gigante mais luminosas da Galaxia: M17. Atraves da paralaxe

espectroscopica de 5 estrelas do tipo O, esses autores, trouxeram essa GHIIR desde sua

distancia cinematica (2,2 kpc) ate DPE = 1,3 kpc.

Um trabalho bastante interessante realizado em NGC3603, que leva em conta nao

somente a populacao mais massiva da sequencia principal, foi recentemente desenvolvido

por Stolte et al. (2004). A distancia de NGC3603 ja havia sido determinada pela

classificacao espectral de estrelas OB por Moffat (7,0 kpc; 1983) e Melnick et al. (7,2 kpc;

1989), com os mesmos procedimentos utilizados nesta tese e nos trabalhos citados acima.

Stolte et al. (2004) refinaram essa distancia utilizando dados no infravermelho proximo e

ajustando isocronas a sequencia principal e pre–sequencia principal e encontraram uma

distancia ainda menor do que a determinada pelo metodo da paralaxe espectroscopica na

faixa optica: 6,0 ± 0,3 kpc.

No total existem doze regioes HII gigantes cujas distancias foram determinadas por

paralaxe espectroscopica. Todas as doze regioes observadas estao localizadas mais

proximas a distancia cinematica menor. Essas informacoes foram sumarizadas na

Tabela 6.1. As distancias cinematicas foram compiladas por Conti & Crowther (2004).

As duas ultimas colunas da Tabela 6.1 mostra o numero de fotons no contınuo de Lyman

para as distancias obtidas via paralaxe espectroscopica (DPE) e as distancias cinematicas

reportadas por Conti & Crowther (2004).

116

Tabela 6.1. Propriedades de 12 Regioes HII gigantes da Galaxia

ID RHIIG DPE (kpc) N ref. DC (kpc) NLyCDPE(1050) NLyCDC

(1050)

1 W51A 2,2 ± 0,3 4 1 5,5 1,39 8,712 G331.5-0.1 4,5 ± 0,3 4 1 10,8 2,51 14,453 G333.1-0.4 2,6 ± 0,4 2 1 3,5 0,66 1,204 W31 3,4 ± 0,5 4 2 4,5 2,61 4,575 W42 2,2 ± 0,8 1 2 11,5 0,31 8,516 W43 5,0 ± 0,7 2 2 6,2 4,40 6,767 W49A 9,0 ± 0,8 1 3 11,8 9,44 16,228 G298.2-0.3 2,9 ± 0,3 2 3 10,4 0,58 7,419 NGC3576 0,6 ± 0,1 1 3 3,1 0,07 1,9110 G282.0-1.2 5,3 ± 1,2 2 3 5,9 1,69 2,0911 M17 1,3 ± 0,2 5 4 2,4 4,87 16,6012 NGC3603 6,0 ± 0,3 ? 5 7,9 18,24 31,62

Referencias. — Nesta tabela, DPE e DC sao as distancias encontradas atraves da paralaxeespectroscopica de estrelas do tipo O e distancias cinematicas, respectivamente. As referenciassao: (1) Este trabalho, (2) Blum et al. (1999, 2000 e 2001), (3) Bik et al. (2005), (4) Hansonet al. (1997), (5) Stolte et al. (2004). As distancias cinematicas foram reportadas por Conti &Crowther (2004). N e o numero de estrelas consideradas no calculo da distancia.

117

As principais fontes de incertezas aleatorias no metodo utilizado nesta tese para o

calculo da distancia sao a dificuldade em definir a classe de luminosidade das estrelas

observadas e o fato de que o metodo de classificacao deixa margem a um possıvel intervalo

de 1 a 2 tipos espectrais, alem do espalhamento de 0,67 na magnitude absoluta das

estrelas do tipo O. A isso, devemos adicionar os erros sistematicos, que sao representados

basicamente pela possibilidade das estrelas serem multiplas. Um erro de 0,67 na

magnitude absoluta implica em um erro de 26% na distancia. No caso em que sistemas

multiplos ou binarios sao detectados como um unico objeto, o efeito e diminuir a distancia.

No caso explicado acima, Bik et al. (2005) encontraram que uma diferenca de 0,7 em

magnitude explicaria a discrepancia entre as distancias das duas estrelas observadas.

Outra possıvel fonte de erro e a incerteza na lei de avermelhamento, que depende do

valor da extincao.

Com excessao da multiplicidade, todas as incertezas na determinacao de distancias via

paralaxe espectroscopica sao aleatorias e podem ser estimadas de modo independente a

partir da dispersao das distancias obtidas para cada estrela O de uma dada GHIIR. Desse

modo a incerteza na distancia e inversamente propocional a raiz quadrada do numero de

estrelas O identificadas. Para exemplificar, o erro maximo produzido pelo espalhamento

de 0,67 na magnitude absoluta, quando uma dezena de estrelas sao observadas cai de

26% para 8%. Na coluna 4 da Tabela 6.1 esta o numero de estrelas utilizadas para a

determinacao de cada distancia.

6.2 Distancia Cinematica versus Paralaxe

Espectroscopica

Georgelin & Georgelin (1976) publicaram um estudo da estrutura espiral da Via Lactea

baseado no modelo de rotacao. A estrutura de quatro bracos tornou–se um paradigma,

adotado ainda hoje pela maioria dos autores. Diversos outros estudos revisaram as

distancias e sugeriram novas curvas de rotacao (Brand & Blitz, 1993; Lepine & Amaral,

1995). Smith et al. (1978) fizeram um estudo das regioes HII gigantes e obtiveram

estimativas da taxa de formacao estelar da Galaxia. Russeil (2003) introduziu novas

medidas, reviu as anteriores, refinando esse modelo, que agora e mais densamente povoado

por regioes na parte que fica alem do centro galactico e tem bracos mais longos. Conti

& Crowther (2004) utilizaram levantamentos radio mais recentes, correlacionados com

informacoes do satelite MSX1 no infravermelho medio, revisando os resultados de Smith

et al. (1978) no contexto do modelo rotacional. A distribuicao das regioes HII gigantes

obtida por esses autores e mostrada no painel esquerdo da Figura 6.1.

Como apresentado na secao anterior, o metodo de paralaxe espectroscopica no

1MSX: Midcourse Space Eperiment mid-infrared survey

118

Figura 6.1 Distribuicao de GHIIR no disco da Galaxia (Conti & Crowther, 2004). Emambas as figuras, os cırculos pontilhados estao centrados no GC. O painel da esquerda ea mesma figura apresentada por esses autores. No painel da direita as setas indicam amudanca na posicao dos doze objetos listados na Tabela 6.1 para os quais as distanciasforam revisadas.

infravermelho proximo vem sendo usado em tempos recentes para obter distancias mais

seguras nas regioes internas da Galaxia. No painel da direita da Figura 6.1 pode ser visto

o efeito desses novos resultados para a distancia na distribuicao das GHIIR da Galaxia.

Os resultados preliminares desses esforcos mostram uma discrepancia sistematica com

os resultados do metodo cinematico, como mostrado na Tabela 6.1. Ao mesmo tempo

que a ambiguidade na distancia deixa de ser um problema quando as distancias sao

determinadas atraves da paralaxe espectroscopica de estrelas do tipo O, todas as distancias

apresentadas nesse capıtulo, mostram uma tendencia sistematica a serem menores que as

distancias cinematicas mais proximas. De fato, como pode ser averiguado na Tabela 6.1,

a ambiguidade para todos os casos descritos sempre foi resolvida para o lado da distancia

cinematica menor, mas ainda assim existe uma diferenca sistematica entre essas duas

distancias (DPE e DC mais proxima). Na Figura 6.2 (painel superior) sao comparadas

ambas distancias. A linha cheia na figura representa a posicao onde as duas distancias sao

iguais. Nessa figura, os cırculos cheios representam os objetos para os quais a distancia

foi determinada nesta tese e nos trabalhos anteriores desse grupo, enquanto que os vazios

refem-se a resultados de outros autores, utilizando a mesma tecnica (veja secao §6.1).

O painel inferior da Figura 6.2 mostra as diferencas entre as duas distancias. O estudo

estatıstico desses resıduos indica que a diferenca media incluindo todos os pontos e de

∆d = −1.67 ± 0.50 kpc. Isso significa que ambas distancias diferem em 3,3 σ, indicando

que a probabilidade de ambas serem consistentes entre si e menor do que 0,1%.

E difıcil explicar a origem dessa diferenca nos valores das distancias, visto que existem

varios fatores que devem ser levados em conta. A distancia encontrada atraves do metodo

119

Figura 6.2 Comparacao entre as distancias cinematicas mais proximas e as determinadasvia paralaxe espectroscopica. O painel superior mostra as distancias determinadas atravesde ambos os metodos. A linha cheia representa a posicao onde as duas distancias saoiguais. Cırculos cheios indicam os objetos para os quais a distancia foi determinada nessatese e nos trabalhos anteriores desse grupo, enquanto que os cırculos vazios representamos resultados de outros autores. O painel inferior mostra as diferencas entre as duasdistancias.

da paralaxe espectroscopica envolve incertezas que, como foi explicado anteriormente,

podem ser minimizadas consideravelmente atraves da observacao de varias estrelas. O

importante e que, esses erros nao criam nenhuma tendencia sistematica. Errar na escolha

da classe de luminosidade de todas as estrelas pode introduzir um erro sistematico e para

averiguar essa hipotese, foi repetido o estudo estatıstico descrito acima, considerando

apenas os resultados do nosso grupo para a sequencia principal, ou seja, ao inves de

considerar que todas as estrelas estao localizadas na ZAMS (DZAMS), como foi feito ate

esse ponto, considerou–se que as mesmas pertencem a classe de luminosidade das anas

120

(DV ). Esse estudo resulta em uma diferenca media e de ∆d = −1.06 ± 0.51 kpc entre

as distancias DPE e DC . Esse valor e menor do que o encontrado quando a DZAMS e

utilizada, mas ainda assim a probabilidade dessas distancias serem consistentes entre si

e menor do que 3,7 %. Em regioes tao jovens quanto as que foram apresentadas nesta

tese, contendo uma grande quantidade de objetos embebidos em seus casulos, em estagios

primitivos de formacao, nao se espera uma classe de luminosidade diferente da ZAMS ou

SP para as estrelas do tipo O.

Por outro lado, os modelos cinematicos oferecem uma gama de possibilidades de erros

sistematicos. A primeira delas e que a curva de rotacao e determinada para distancias

relativamente proximas ao Sol e sua extrapolacao para grandes distancias nao e segura.

Note que as diferencas nas distancias na Figura 6.2 se tornam ainda mais crıticas para

os objetos cujas distancias cinematicas sao maiores do que R = 8 kpc, e isso nao e

surpreendente considerando a dispersao dos pontos que ajustam a curva de rotacao acima

desse valor. Transformar velocidades radiais em distancias utilizando uma curva de

rotacao extrapolada pode de fato levar a erros muitas vezes maiores do que os definidos

pela estatıstica. Alem das incertezas sistematicas, Brand & Blitz (1993) argumentam que

os resıduos nas velocidades radiais pode ser bastante grandes (> 40 km/s) em algumas

direcoes, e isso, por si so introduz uma incertezas consideravel na distancia cinematica.

A ionizacao aquece o gas das regioes HII, fazendo–o escapar com velocidades de ∼10 km

s−1 para fora das nuvens moleculares, conhecido como “efeito champagne”.

Embora nao se encontrem erros sistematicos relevantes nas distancias espectroscopicas

surge a duvida de qual o cenario que esse metodo preve para a Via Lactea. Se a quebra

sistematica da ambiguidade para distancias menores continuar indefinidamente, o lado

mais distante da Galaxia nao acabaria despovoado, da mesma forma que aparece no

mapa de Georgelin & Georgelin (1976) ? A diminuicao da taxa de formacao estelar nao

implicaria em um tipo morfologico diferente de Sbc-Sc, que tem resultante de trabalhos

baseados em outros metodos?

Para responder a primeira dessas perguntas, procuramos casos em que a ambiguidade

e resolvida em favor da distancia mais proxima ao Sol, mas elas poderiam do lado oposto

na Via Lactea. Partindo de casos em que as imagens MSX mostram claramente atividade

de formacao estelar massiva na banda E, procuramos pela regiao HII correspondente nas

imagens do 2MASS. No caso de distancias de alguns kpc, deveria se ver tanto a emissao

nebular na banda K quanto um aglomerado estelar. A medida que aumenta a distancia,

tanto o aglomerado estelar quanto a regiao nebular vao se enfraquecendo devido a extincao

interestelar. Entretanto, o aglomerado estelar desaparece mais rapidamente, dado que o

fluxo luminoso cai com o quadrado da distancia e brilho superficial da nebulosa se mantem

invariante. Para distancias maiores que o GC, nao se espera ver o aglomerado estelar nas

imagens do 2MASS, embora se possa esperar ver nebulosidades fracas e concentradas.

Mesmo telescopios maiores teriam dificuldade em detectar essas regioes HII distantes.

121

Somente uma nova geracao de telescopios de grande porte, munidos de optica adaptativa

ou fora da atmosfera, poderiam revela–las.

Com a finalidade de testar essas previsoes, tomamos imagens com o instrumento ISPI

nas bandas J , H e K de moderada resolucao espacial, cobrindo uma area de 10 × 10

minutos de arco. Esse campo grande e ideal para a busca de regioes HII candidatas

a estarem localizadas do outro lado da Via Lactea. Utilizando o catalogo contendo a

lista de regioes HII de Russeil (2003) foram selecionadas duas regioes HII candidatas

a pertencerem ao outro lado da nossa galaxia. O tempo de integracao foi calculado

para detectar uma estrela tipo O7 na sequencia principal que estivesse localizada a uma

distancia de 12 kpc, considerando uma extincao no plano da nossa galaxia de AV ≈

1.8 mag/kpc ou AK ≈ 0, 18 mag/kpc (Jonch–Sorensen & Knude, 1994). Imagens na

banda J foram tomadas com um curto tempo de exposicao, somente para destacar as

estrelas brilhantes em primeiro plano. Imagens mais profundas nesta banda seriam inuteis

devido a que, mesmo com longo tempo de exposicao, nao e possıvel vencer a forte extincao

nesta faixa espectral. O painel esquerdo esquerdo das Figuras 6.3 e 6.4 estao as imagens

na banda E (21 µm) tiradas do catalogo MSX (Conti & Crowther, 2004) das regioes

HII G347.59+0.22 (Figura 6.3) e G351.59+0.18 (Figura 6.4). No painel direito estao as

imagens combinadas que foram obtidas com o ISPI nas bandas J , H e K.

Figura 6.3 Imagem na banda E (21 µm) do catalogo MSX da regiao HII G347.59+0.22(painel da esquerda) e sua contrapartida no infravermelho proximo (painel da direita).Estas imagens cobrem uma area de 10 × 10 minutos de arco. O Norte esta para cima e oLeste para a esquerda. Na imagem da direita a cor vermelha - representa as estrelas maisavermelhadas (mais brilhantes na banda K), verde - objetos mais brilhantes na banda He azul - estrelas mais brilhantes na banda J.

As distancias destas regioes foram determinadas atraves do modelo cinematico. Em

ambos os casos, Smith et al. (1978) optaram pelas distancias mais proximas ao Sol na

122

Figura 6.4 Imagem na banda E do catalogo MSX da regiao HII G351.59+0.18 (painel daesquerda) e sua contrapartida no infravermelho proximo (painel da direita).

tentativa de resolver a ambiguidade. G347.59+0.22, segundo esse autor, esta a uma

distancia de 5,1 kpc do Sol e possui um tamanho angular de aproximadamente 7,1

minutos de arco, enquanto G351.59+0.18 estaria a uma distancia de 5,0 kpc com um

tamanho angular de 4,5 minutos de arco. Essas regioes, que nao aparecem em imagens nos

comprimentos de onda do visıvel, sao classificadas como regioes HII nao–gigantes devido

a sua pequena luminosidade no contınuo de Lyman. Segundo Smith et al. (1978), a regiao

G347.59+0.22 emite 0,96 x 1050 fotons por segundo no contınuo de Lyman e G351.59+0.18

emite 0,6 x 1050 fotons por segundo. Apesar de nao terem sido classificadas como regioes

HII gigantes, no caso de G347.59+0.22 espera–se a presenca de aproximadamente 2

estrelas do tipo O3 ou ate 20 estrelas do tipo O7. Ja em G351.59+0.18 espera-se uma

estrela do tipo O3 ou 13 estrelas do tipo O7 (Martin, 1997). Com base no imageamento

que temos obtido para regioes HII do mesmo porte a estas distancias, deverıamos esperar

nebulosidade brilhante e aglomerados estelares ricos para estes dois casos. Na Figura 6.5

podemos ver um detalhe ampliado de uma das fontes MSX da regiao HII G351.59+0.18

(Figura 6.4). Praticamente toda a emissao vista nessa figura e devido a linha de Brγ e

nao se vem as estrelas do aglomerado. Isso e um forte indicativo de que essa regiao HII

se encontra mais distante de nos do que o GC. Estes dois casos mostram que algumas das

regioes HII com ambiguidade nas suas distancias cinematicas foram resolvidas favorecendo

o valor mais proximo de maneira equivocada.

6.3 Taxa de Formacao Estelar

Encontrar distancias sistematicamente menores do que as distancias cinematicas

utilizadas nesses catalogos de regioes HII gigantes da Galaxia, alem de alterar a aparencia

da distribuicao dessas regioes no plano Galatico, implica em uma taxa de formacao estelar

na Galaxia menor do que a que foi determinada por Smith et al. (1978). Ao trazer estas

123

Figura 6.5 Detalhe da Figura 6.4 da regiao HII G351.59+0.18, considerada proxima, masque na verdade deve estar alem do GC.

regioes para distancias mais proximas, suas luminosidades se tornam substancialmente

menores. De fato, ao trazer as regioes HII gigantes que supostamente estavam localizadas

do outro lado da Galaxia para as regioes mais proximas do Sol, implica em uma serie

de consequencias importantes no que tange a Galaxia como um todo. Isso sera discutido

com mais detalhes a seguir.

O numero de fotons no contınuo de Lyman emitido pela Galaxia pode ser obtido

atraves da soma da contribuicao de todas as regioes HII gigantes da Galaxia. Utilizando

a lista de Smith et al. (1978) o valor encontrado e de NLyC = 4,7 × 1052 fotons s−1.

A taxa de formacao estelar que corresponde a esse valor e de 5 M� por ano da qual,

segundo esses autores, 74 % ocorre principalmente nos bracos espirais, 13% nas regioes

entre os bracos e 13% no centro da Galaxia. No entanto, esses fluxos foram determinados

considerando uma distancia ao centro da Galaxia igual a R0 = 10kpc. Conti & Crowther

(2004) recompilaram e atualizaram a lista de regioes HII gigantes de Smith et al. (1978).

Das 98 fontes encontradas por Smith et al. (1978), apenas 56 foram identificadas por esses

autores como tendo formacao estelar, baseando-se nos fluxos do infravermelho medio e

distante (MSX e IRAS2). Esses autores atualizaram os valores fornecidos por Smith et al.

(1978) baseando–se no mapeamento do ceu feito em 6–cm por Kuchar & Clark (1997) e as

2IRAS: Infrared Astronomical Satellite

124

distancias obtidas por Russeil (2003). A soma do numero de fotons no contınuo de Lyman

apresentado nesse catalogo resulta em NLyC = 2,4 × 1052. Esse valor e aproximadamente

50% menor do que o encontrado por Smith et al. (1978). Se a reducao nas distancias

obtida pelo metodo de paralaxe espectroscopica for aplicada apenas para as regioes HII

da Tabela 6.1, esse fluxo e ainda menor: NLyC = 1,7 × 1052. Esse ultimo valor e 30%

menor do que o obtido por Conti & Crowther (2004) e 65% menor do que o de Smith et

al. (1978).

Segundo Smith et al. (1978), a taxa de formacao estelar da Galaxia pode ser definida

pela expressao:

dM∗

dt= 1, 175 ×

〈M〉

〈NLyC〉 × t(HII)×

∑NLyC (6.1)

onde a massa media de uma regiao HII (〈M〉), o fluxo medio no contınuo de Lyman

(〈NLyC〉) e o tempo de vida de uma regiao HII [t(HII)] foram estimados por esses

autores utilizando a IMF de Salpeter (1955) e o NLyC para cada estrela de Panagia

(1973). Considerando que as estrelas estao localizadas na ZAMS, integrando a IMF desde

0,01 ate 100 M� e que a taxa de formacao estelar na vizinhanca solar tem sido constante

nos ultimos 8 × 106 anos, eles obtiveram 〈M〉 = 52 M�, 〈NLyC〉 = 11.2 × 1047 fotons

por segundo e t(HII) = 5× 105 anos. Portanto, a taxa de formacao estelar da Galaxia e

dada por:dM∗

dt= (1, 1 × 10−52) ×

∑NLyC (6.2)

A soma dos fluxos no contınuo de Lyman obtida atraves do catalogo de Conti &

Crowther (2004) implica em uma taxa de formacao estelar de aproximadamente 2,6 M�

por ano. Apos corrigir pelos fluxos da Tabela 6.1 (NLyCDPE) esse valor e ainda menor,

indicando que a nossa Galaxia formaria pouco mais do que 2 M� por ano.

6.4 Tipo Morfologico da Via Lactea

Existem outros metodos para determinar o tipo morfologico com base em propriedades

de regioes HII observadas em outras galaxias, alem de sua distribuicao espacial. Kennicutt

(1988) publicou uma lista contendo a luminosidade Hα de 95 galaxias, entre espirais e

irregulares. Esse autor investigou as relacoes existentes entre as medias das propriedades

fısicas das tres regioes HII gigantes mais brilhantes e as propriedades da galaxia

hospedeira, tais quais tipo morfologico e magnitude bolometrica. E possıvel investigar

o tipo morfologico da Via Lactea transformando, por exemplo, o NLyC em luminosidade

Hα e comparando com a luminosidade de outras galaxias de tipo morfologico conhecido

(Smith & Kennicutt, 1989). O fluxo Hα depende do NLyC pela expressao:

L(Hα) [ergs/s] = (1, 43 × 10−12) × NLyC [f/s] (6.3)

125

que corresponde ao esperado para uma regiao HII com temperatura de 10,000 K

(Brocklehurst, 1971).

A Figura 6.6 mostra a distribuicao dos tipos morfologicos em um diagrama magnitude

bolometrica versus media da luminosidade Hα considerando apenas as tres regioes

HII gigantes mais brilhantes de cada galaxia. Nessa figura, diferentes pontos indicam

diferentes tipos morfologicos de Hubble, para as galaxias da qual as regioes HII

sao membros. A linha cheia representa o ajuste linear onde a luminosidade Hα e

aproximadamente igual a luminosidade da galaxia para o tipo morfologico Sc. Todas

as magnitudes bolometricas e luminosidades Hα desse grafico vieram da lista publicada

por Kennicutt (1988).

A media do numero de fotons no contınuo de Lymam das regioes HII gigantes mais

brilhantes da Via Lactea: M17, W49A e NGC3603, pode ser calculada atraves da

Tabela 6.1 e e igual a NLyC = 21,48 × 1050 (distancia cinematica - Conti & Crowther,

2004) e NLyC = 10,85 × 1050 – distancia espectroscopica. Isso equivale a LHα = 3,07

× 1039 (log(LHα) = 1039,49) e 1,55 × 1039 (log(LHα) = 1039,19) ergs por segundo

respectivamente. A magnitude bolometrica da Via Lactea utilizada foi MB = −20, 1

(de Vaucouleurs & Pence, 1978). Os pontos correspondentes sao mostrados na Figura 6.6

Mesmo apos mover-se um pouco mais para a direcao do locus das galaxias do tipo Sab-Sb,

o tipo morfologico da Via Lactea continua sendo compatıvel com Sbc-Sc.

Outra forma de avaliar o tipo morfologico de uma galaxia e a partir da funcao

de luminosidade de suas regioes HII. Kennicutt et al. (1989) publicaram um estudo

fotometrico de 30 das galaxias do catalogo de Kennicutt (1988), encontrando uma funcao

de luminosidade modelo para cada tipo morfologico. Em Smith & Kennicutt (1989) esses

autores construıram a funcao de luminosidade para a Via Lactea utilizando os resultados

de Smith et al. (1978) apos corrigir por R0 = 8, 2 kpc. Esses autores compararam a

inclinacao da funcao de luminosidade da Via Lactea com os modelos de Kennicutt et al.

(1989) e classificaram a Via Lactea entre os tipos morfologicos de Hubble Sb e Sc. A ideia

aqui e recalcular os fluxos utilizados de acordo com a distancia determinada via paralaxe

espectroscopica. A Figura 6.7 mostra a funcao de luminosidade (NLyC) da nossa galaxia.

O numero de regioes HII gigantes tal como aparece e cumulativo, ou seja, para cada

intervalo de NLyC somou-se todos os objetos que emitiam mais fotons do que o valor do

intervalo. Na parte superior da figura o NLyC foi transformado em L(Hα). Os triangulos

referem-se aos resultados de Conti & Crowther (2004) e os cırculos cheios representam

os mesmos pontos para as distancias determinadas por paralaxe espectroscopica para as

regioes da Tabela 6.1. Somente as distancias determinadas por paralaxe espectroscopica

foram corrigidas e para as demais regioes HII as distancias cinematicas foram mantidas.

Na Figura 6.8 foi ajustada uma funcao linear considerando apenas os objetos da Galaxia

que emitem mais do que 1050 fotons no contınuo de Lyman. O mesmo procedimento foi

adotado para as galaxias M33 que e classificada como uma Sc, M81 que e uma galaxia

126

S0/a - Sa

Sab - Sb

Sbc - Sc

Sm - Im

Figura 6.6 Dependencia da luminosidade media das tres regioes HII gigantes maisluminosas em cada galaxia. Diferentes pontos indicam diferentes tipos morfologicos paraas galaxias da qual as regioes HII sao membros. A linha cheia representa o ajustelinear para o tipo morfologico Sc. Todas essas galaxias sao de campo e seus valoresforam extraıdos de Kennicutt (1988). O cırculo e o quadrado vazios representam a ViaLactea, com as distancias as regioes HII determinadas cinematicamente e por paralaxeespectroscopica, respectivamente.

Sab e LMC uma irregular (Irr). As funcoes de luminosidade, exceto a da Via Lactea,

foram determinadas por Kennicutt et al. (1989). O limite considerado para o ajuste leva

em consideracao o fato de que, segundo esses autores, o catalogo de regioes HII gigantes

deve estar completo. Os cırculos na figura sao os mesmos da Figura 6.7. Os cırculos

vazios indicam os intervalos que nao foram considerados no ajuste linear. A linha cheia

na Figura 6.8 representa o ajuste linear para a Galaxia. A inclinacao dessa reta e igual

a −1, 28 ± 0, 03, que e bastante proximo a inclinacao da linha que representa o ajuste

da funcao de luminosidade da Galaxia M33 (linha com tracos longos: −1, 27 ± 0, 09).

127

Figura 6.7 Funcao de luminosidade cumulativa da Via Lactea a partir do resultadosde Conti & Crowther (2004) (triangulos abertos) e para as distancias espectroscopicasdos objetos mais luminosos (cırculos cheios). No eixo superior da figura esta o valorcorrespondente em luminosidade da linha do Hα.

Os ajustes para os outros dois tipos morfologicos resultaram em inclinacoes mais planas:

−1, 03 ± 0, 12 e −0, 75 ± 0.19 para M81 e LMC respectivamente. Apesar das diferencas

entre as distancias dos dois metodos, o tipo morfologico da Via Lactea resultante nao e

alterado.

6.5 A universalidade da funcao de massa inicial

Massey (1985) e outros autores argumentam que a inclinacao da funcao de massa

inicial para aglomerados massivos e jovens das Nuvens de Magalhaes e da propria Galaxia

deve ser universal. Essa inclinacao deve ser compatıvel com o valor determinado por

128

Figura 6.8 Comparacao entre o ajuste linear da funcao de luminosidade considerando osobjetos que emitem mais do que 1050 fotons no contınuo de Lyman. Os cırculos na figurasao os mesmos da Figura 6.7. Os cırculos vazios indicam os intervalos que nao foramconsiderados no ajuste linear para a Galaxia (linha contınua). As linhas de tracos longos,tracos curtos e pontilhada indicam o ajuste linear encontrado para as galaxias M33, M81e LMC atraves dos resultados de Kennicutt et al. (1989).

Salpeter (1955), Γ = −1, 35, para a vizinhanca solar. No entanto, existe uma espectativa

de que essa funcao seja relativamente mais plana em regioes de alta metalicidade, como

o GC. Figer et al. (1999) encontraram que aglomerado de Arcos, localizado proximo ao

centro da Galaxia, possui uma funcao de massa inicial com inclinacao igual a Γ = −0, 9,

indicando a presenca de um numero relativamente maior de estrelas massivas.

A Tabela 6.2 mostra os valores encontrados para a inclinacao da funcao de massa inicial

para as regioes HII gigantes estudadas nesta tese. A Figura 6.9 mostra graficamente os

resultados apresentados na Tabela 6.2. Em ambos os paineis a linha pontilhada equivale

129

Tabela 6.2. Inclinacao da funcao de luminosidade e da funcao de massa inicial dasregioes HII gigantes estudadas

RHIIG α (KLF) Γ (IMF) Distancia (DG - kpc)

W51A 0,16 ± 0,06 -0,6 ± 0,3 6,7G333.1-0.4 0,24 ± 0,02 -1,10 ± 0,2 5,7W42 0,36 ± 0,11 · · · 5,6NGC3576 0,41 ± 0,02 -1,62 ± 0,1 7,7

ao valor encontrado por Salpeter (1955). O painel superior mostra a distribuicao das

inclinacoes encontradas para a funcao de luminosidade das tres regioes apresentadas

neste trabalho, incluindo W42 que foi determinada anteriormente. No painel inferior

e apresentada a funcao de massa resultante para cada uma das tres regioes estudadas. A

funcao de luminosidade e muito mais uniforme do que a IMF, e tambem pode ser utilizada

para averiguar a universalidade da funcao de massa ja a IMF obtida e simplesmente a

transformacao dos intervalos de luminosidade em intervalos de massa.

A Figura 6.9 nao mostra nenhuma correlacao evidente entre a distancia ao GC e a

inclinacao da funcao de massa. Isso e confirmado estatisticamente quando os testes de

correlacao linear e de Spearman definem uma probabilidade menor do que 1 % de que

realmente exista uma correlacao. No entanto, de uma estatıstica de tao poucos pontos

nao e possivel chegar a nenhuma conclusao definitiva sobre a dependencia da inclinacao

da funcao de massa com a distancia ao centro da Galaxia. Uma informacao que e possıvel

extrair desses resultados e se os mesmos sao compatıveis com os valores determinados

por Salpeter. O valor medio encontrado para a IMF e KLF sao Γ = −1, 11 ± 0, 51 e

α = 0, 29±0, 11 e a media dos resıduos em cada caso e 0, 24 e −0, 01 respectivamente. Os

resultados encontrados atraves da funcao de luminosidade ate o momento indicam uma

probabilidade de 92% de a inclinacao da funcao de massa inicial ser realmente a mesma

da vizinhanca solar e de 70% quando consideramos os resultados provenientes da KLF

transformada em IMF.

130

Figura 6.9 Distribuicao da inclinacao da funcao de luminosidade e funcao de massa inicialao longo do plano da Galaxia. As linhas pontilhadas indicam o valor determinado porSalpeter (1955).

131

Capıtulo 7

Sumario e Perspectivas

7.1 Sumario

Com o objetivo de delinear a estrutura espiral da Via Lactea e estudar o conteudo

estelar de regioes de formacao estelar recente, quatro regioes HII gigantes foram

selecionadas da lista de Smith et al. (1978): NGC3576 (Figueredo et al., 2002), G333.1-

0.4 (Figueredo et al., 2005), W51A (Figueredo et al., 2006a) e G331.5-0.1 (Figueredo et

al., 2006b). Atraves do imageamento no infravermelho proximo, nas bandas J , H e K,

cada regiao HII foi estudada em detalhe, possibilitando a identificacao e classificacao dos

membros mais brilhantes, que na grande maioria das vezes se revelaram estrelas do tipo

espectral O tardias e B recentes ou YSOs massivos.

Do estudo fotometrico tambem foram determinadas as principais propriedades de

cada regiao HII, tais como o avermelhamento local e interestelar medio, a funcao de

luminosidade, a funcao de massa inicial e a massa total integrada. Essas propriedades

foram determinadas considerando duas maneiras distintas e independentes de definir

o excesso em emissao na banda K tıpico de estrelas que ainda nao se formaram

completamente e que povoam a regiao mais luminosa da funcao de luminosidade.

No entanto, a caracterıstica mais importante para estudar a distribuicao dessas

regioes na Galaxia e a distancia, que nesta tese foi determinada atraves da paralaxe

espectroscopica de estrelas OB. Para selecionar objetos candidatos a espectroscopia

para a determinacao de suas distancias utilizou-se os diagramas cor J − H versus cor

H − K e cor H − K versus magnitude K. Normalmente os diagramas cor–magnitude

dessas regioes revelam as estrelas normais seguindo uma linha vertical definida como

sequencia principal de idade zero, alem de uma serie de objetos com excesso de emissao

na banda K, que aparecem fortemente espalhados nos diagramas. Estrelas candidatas a

espectroscopia foram selecionadas na faixa que define a posicao da ZAMS, considerando

o avermelhamento tıpico do aglomerado.

A classificacao espectral e feita a partir do esquema na banda K elaborado por Hanson

132

et al. (1997) e Bik et al. (2005) com incerteza de um intervalo de um a dois tipos espectrais.

A classe de luminosidade nao pode ser bem definida em espectros obtidos com baixa

resolucao espectral, no entanto, a maioria das regioes HII gigantes sao jovens o suficiente

a ponto de ter todas as suas estrelas proximas a ZAMS ou em estagios pre–sequencia

principal, de forma que assumir magnitudes absolutas tıpicas das estrelas OB na ZAMS

e mais seguro do que considerar outras classes de luminosidade. Espectros obtidos com

uma razao sinal/ruıdo superior a 100, incluindo uma resolucao espectral moderada, alem

de incluir a espectroscopia em outras faixas espectrais, seriam necessarios para melhorar

a qualidade da classificacao (Hanson et al., 2005).

Determinar a distancia via a paralaxe espectroscopica de estrelas OB nada mais e

do que comparar a magnitude absoluta definida pelo tipo espectral encontrado com a

magnitude aparente corrigida pelo avermelhamento. Das quatro regioes HII gigantes

estudadas durante o perıodo desta tese, tres revelaram estrelas com espectros tıpicos de

estrelas do tipo O. Os espectros obtidos em NGC3576 revelaram apenas fontes embebidas

em seus casulos, que foram posteriormente estudadas em detalhes no infravermelho medio

por Barbosa et al. (2003).

A partir das tres distancias determinadas neste trabalho, incluindo tres regioes que

foram estudadas anteriormente pelo orientador e colaboradores desta tese, assim como seis

outras determinadas a partir do mesmo metodo, foi possıvel re-posicionar essas regioes

no plano da Via Lactea. Doze regioes representam apenas 20 % da lista de regioes HII

gigantes do catalogo de Smith et al. (1978) e e pouco adequado tentar produzir resultados

estatisticamente significantes, no entanto, o cenario que emerge desta tese pode definir

tendencias importantes no que tange a nossa galaxia como um todo.

Para as seis regioes HII gigantes analisadas ate o momento por esse grupo, a tecnica

da paralaxe espectroscopica no infravermelho proximo foi definitiva para eliminar a

ambiguidade nas distancias cinematicas. Em todos os casos os valores apropriados foram

os correspondentes a distancia cinematica menor. Resultados similares usando a mesma

tecnica foram encontrados por outros autores para mais seis regioes HII gigantes.

As distancias determinadas atraves do metodo da paralaxe espectroscopica sao

sistematicamente menores do que as distancias cinematicas em mais de 3 σ. Os erros

envolvidos no calculo da distancia via paralaxe espectroscopica, nao sao suficientes para

justificar essa diferenca sistematica. Apesar do efeito da binaridade ser sistematico ao

diminuir o valor da distancia, esses objetos sao facilmente identificaveis por definirem

uma distancia discordante da distancia das demais estrelas.

Como consequencia da diminuicao das distancias, o numero de fotons ionizantes e a

taxa de formacao estelar e menor do que a que foi definida atraves dos modelos cinematicos

para a rotacao da Galaxia. A revisao nos valores da distancia indica em uma taxa de

formacao estelar para a nossa galaxia 30 % menor do que o esperado.

133

Apesar da luminosidade das regioes HII gigantes, obtidas a partir deste metodo serem

menores do que as encontradas por radio, o tipo morfologico da Via Lactea, quando

comparado a outras galaxias, continua consistente com o previsto, ou seja, entre Sbc e Sc.

A funcao de luminosidade encontrada para as tres regioes estudadas nessa tese de

doutorado nao e estatisticamente suficiente para verificar se a funcao de massa inicial e

independente da distancia galactocentrica. No entanto, nossos resultados sao compatıveis

com a universalidade da IMF. O excesso em emissao na banda K, que e bastante comum

no caso de YSOs massivos que habitam a regiao mais luminosa da funcao de luminosidade,

implica em um aumento significativo da massa desses objetos. Em outras palavras, quando

o excesso em emissao de um objeto nao e considerado, ou apenas nao e corrigido de

maneira eficiente, a KLF e portanto a IMF aparecera mais plana do que seria caso o

excesso fosse bem definido e corrigido. De fato, a correcao do excesso em emissao retira

objetos do intervalo de altas massas e os redistribui entre as estrelas menos massivas.

7.2 Perspectivas

Embora as distancia determinadas atraves do metodo da paralaxe espectrocopica sejam

diferentes das encontradas a partir dos modelos cinematicos, o tipo morfologico da Via

Lactea permanece dentro do mesmo intervalo esperado. Os pontos em aberto sao a

localizacao e o numero de bracos espirais, alem da taxa de formacao estelar de cada

regiao especıfica. Para avancar no entendimento da estrutura espiral da nossa galaxia e

necessario uma mostra mais completa de regioes HII gigantes com distancias determinadas

via paralaxe espectroscopica.

O estudo de regioes HII gigantes, como apresentado nesta tese, e parte de um

projeto mais amplo iniciado em 1999 pelo orientador e colaboradores e esta em pleno

desenvolvimento. Ate o momento esse grupo estudou o conteudo estelar de sete regioes

HII gigantes e determinou a distancia para 6 delas. Isso representa apenas 10 % da

lista total de regioes HII gigantes conhecidas. A determinacao da distancia via paralaxe

espectroscopica e mais precisa do que a distancia cinematica, mas, por outro lado,

requer uma quantidade maior de tempo de telescopio. Uma maior eficiencia e precisao

na determinacao da distancia sera obtida quando o espectrografo multi–objetos no

infravermelho proximo, FLAMINGOS 2, estiver operando efetivamente. O FLAMINGOS

2 foi construıdo pela Universidade da Florida e sera comissionado no telescopio Gemini

Sul no primeiro semestre de 2006.

Como foi dito no capıtulo anterior, ao mesmo tempo que o problema da ambiguidade

nas distancias e resolvido, os resultados determinados via paralaxe espectroscopica, estao

sistematicamente trazendo todas as GHIIR para mais proximo do Sol, e desta maneira,

o outro lado da Galaxia esta ficando cada vez mais vazio. Como as regioes HII gigantes

se formam nas bordas das nuvens moleculares, elas estao sujeitas a um obscurecimento

134

local bastante significativo que deve ser adicionado ao avermelhamento interestelar. Desta

maneira, estrelas OB muito jovens estao sempre embebidas em um AK ≈ 2−5, mesmo em

direcoes que nao apontem para o centro galatico. Mesmo se fosse possıvel vencer este alto

obscurecimento, o fator limitante mais importante e o forte aglomeramento de estrelas.

O limite pratico para o estudo destes aglomerados usando as tecnicas no infravermelho

proximo disponıveis e de uma distancia menor do que 10 kpc. Isso indica que o lado

oposto ao do Sol em relacao ao centro da galaxia e completamente inatingıvel atraves das

tecnicas e instrumentacao disponıveis ate o momento no hemisferio Sul. Somente uma

nova geracao de instrumentos com optica adaptativa de alta ordem em telescopios de 8-m

e/ou uma nova geracao de telescopios com diametros maiores do que 10 metros ou ainda o

NGST (Next Generation Space Telescope) poderao melhorar esta situacao. No telescopio

Gemini Norte ja esta disponıvel a correcao por optica adaptativa atraves do instrumento

Altair, acoplado ao imageador e espectrografo NIRI. Infelizmente, o Gemini Sul, localizado

em um hemisferio que e ideal para a observacao do plano da nossa galaxia, nao possui

nenhum instrumento para o imageamento no infravermelho proximo. O instrumento

OSIRIS acoplado ao telescopio SOAR, assim como no telescopio Blanco, nao fornece

resolucao angular suficiente para superar o forte aglomeramento das estrelas em regioes

mais distantes que o GC.

135

Apendice A

Manual de Reducao de Dados noInfravermelho proximo utilizando opacote CIRRED

O pacote CIRRED foi elaborado pelo Dr. Robert Blum com o objetivo de realizar

tarefas (tasks) para a reducao de dados obtidos atraves dos instrumentos que operam no

infravermelho proximo. As principais rotinas para a realizacao dessas tarefas consistem

em:

1. MED.CL – Combina imagens por medianas. Pode ser utilizado para construir

imagens de flat-field atraves da diferenca normalizada entre os flats de altas e baixas

contagens, tomados com lampadas acesas e apagadas respectivamente, corrigidos pela

mascara de pixels ruins. As imagens flat−on e flat−off sao construıdas pela combinacao

de varias imagens. A Figura A.1 mostra os principais parametros de med.cl. Os

parametros p1 e p2 representam o numero inicial e final da serie de imagens que deverao

ser executadas. Note na figura que nesse procedimento e importante nao rejeitar pixels,

ou seja, definiu-se que rej−met=none e nlo=nhi=0.

2. MASKBAD.CL – Constroi a mascara de pixels ruins usando um histograma de

intensidade nos pixels. A mascara e feita usando os flats construıdos no passo anterior.

O histograma dessas imagens permite identificar os pixels que nao estao respondendo

adequadamente. A Figura A.2 mostra os principais parametros para a construcao da

mascara. Note nessa figura que duas mascaras sao criadas, uma e o negativo da outra.

Os parametros “fitdark” e “fitillu” normalizam os flats para facilitar a escolha dos limites

para o histograma.

Maskbad.cl, ao ser executado, constroi um histograma das contagens dos pixels para

os flats on e off. Na Figura A.3 (painel esquerdo) pode ser visto um exemplo desse

histograma. Pontos no histograma que se desviam excessivamente de uma gaussiana

centrada na mediana dos valores das contagens devem ser considerados como pixels ruins.

Na mascara de pixels ruins atribuı-se o valor um para os pixels com problemas e zero para

136

Figura A.1 Parametros editaveis do script med.cl. Esse exemplo corresponde a construcaode uma imagem flat−on a partir da mediana de 10 flats de baixas contagens.

Figura A.2 Parametros editaveis do script maskbad.cl. Esse exemplo corresponde aconstrucao de um mascara de pixels ruins a partir das imagens flat−on e flat−off.

os demais. A mascara de pixels ruins produzida para o instrumento OSIRIS no telescopio

SOAR e apresentada no painel direito da Figura A.3.

137

Figura A.3 Painel esquerdo: Histograma do numero de pixels em relacao as contagens emuma imagem flat−on na banda K produzido pelo maskbad.cl. A mediana das contagensnesse exemplo e ∼ 9300. A figura mostra o intervalo de pixels bons. O painel da direitamostra a mascara de pixels ruins produzida para o instrumento OSIRIS.

3. OSIRIS.cl – Esse e o programa principal do CIRRED e realiza todas as tarefas

basicas para a remocao de caracterısticas instrumentais. Em outras palavras, osiris.cl

processa as imagens por flat-field e corrige por pixels ruins por interpolacao a partir de

uma mascara determinada pelo usuario e lineariza a resposta com os coeficientes dos

instrumentos do CTIO (IRS, CIRIM, OSIRIS, e ISPI). Existe a possibilidade de fazer a

correcao de linearidade para outros instrumentos, usando o scripts linfits (ctio.irlincor),

em que e possıvel definir manualmente os valores dos coeficientes para a correcao de

linearidade. OSIRIS.cl tambem faz a subtracao do nıvel zero, overscan e ruıdo termico.

A imagem de flat field que deve ser usada como parametro de entrada no osiris.cl e

contruıda pela diferenca entre os flats on e off normalizada pela media. A Figura A.4

mostra os parametros editaveis do osiris.cl.

O parametro “instrum” deve ser indicado como o nome do instrumento utilizado.

CIRIM deve ser selecionado no caso de um instrumento generico. Note que, quando esse

pacote for usado para um instrumento generico e importante que o ıtem “lin” seja definido

como “no” e a correcao por linearidade, por sua vez, seja feita em um procedimento

anterior atraves do linfits. O ıtem “mef” deve ser definido como “yes” se as imagens

de entrada ja foram corrigidas pelos pixels ruins. Essa mascara pode ser utilizada para

rejeitar pixels no momento de combinar as imagens usando o script shift−comb.cl.

Todas as imagens podem ser divididas pelo seu tempo de exposicao com o objetivo de

facilitar o calculo do ponto zero de magnitude, eliminando o fator que leva em conta o

tempo de exposicao das imagens. Alem disso, as imagens obtidas atraves do ISPI devem

ser multiplicadas pelo numero de imagens adicionadas coadds. Esse procedimento so e

necessario quando as imagens finais sao produzidas a partir da media de uma serie de

138

Figura A.4 Parametros editaveis do script osiris.cl. Esse exemplo corresponde a reducaobasica de imagens obtidas atraves do instrumento ISPI.

imagens adicionadas, tal como e feito no ISPI. No caso do OSIRIS, a imagem final que e

gravada em disco e a soma de todas as exposicoes (coadds).

4. SKY−SUB.CL – Combina imagens de ceu e o subtrai das imagens dos objetos. Esse

script permite que a imagem de ceu seja criada a partir de imagens de outros campos ou

de uma combinacao das imagens deslocadas do proprio alvo antes de serem colocadas em

registro. No primeiro caso e necessario executar o sky−sub.cl duas vezes, a primeira para

criar a imagem de ceu e a segunda para subtrair o ceu das imagens do alvo. A Figura A.2

mostra os parametros editaveis desse script.

Nesse passo, e importante delimitar um valor para rejeitar pixels com alta contagem.

Esse procedimento elimina qualquer resıduo de estrelas brilhantes que sobraram nas

imagens do ceu. Isso pode ser feito editando o parametro reject=sigclip e nhi=3. Isso

garante que todos os pixels nas imagens individuais, 3 σ nesse exemplo, mais brilhantes

que a media do ceu nao serao considerados.

Normalmente nao e necessario a subtracao do nıvel zero e ruıdo termico, quando as

imagens nao forem escalonadas durante a subtracao do ceu. No entanto, em casos onde as

139

Figura A.5 Parametros editaveis do script sky−sub.cl. Nesse exemplo o ceu e construıdoa partir das imagens do proprio campo e logo apos subtraıdo. Os dois procedimentos saorealizados em uma unica execussao do script.

franjas de interferencia sao importantes, o que e bastante comum nas imagens na banda

H devido a emissao de OH ser bastante intensa nessa banda fotometrica, uma maneira

de eliminar essas franjas e construir um ceu definindo o parametro imscale = mode.

A corrente de escuro nos detectores infravermelhos normalmente e bastante baixa.

O dark e avaliado como sendo de aproximadamente 1,5 eletrons por segundo no caso

do OSIRIS e ate menor no caso do ISPI. A subtracao de todas as imagens pelo dark

correspondente, pode tambem ser feita atraves do script osiris.cl. No entanto, as contagens

sao suficientemente pequenas e podem ser desprezadas.

O bias deve ser estimado a partir da regiao de overscan da propria imagem, pois o nıvel

do bias, em detectores que operam no infravermelho, varia com a quantidade de contagens

da imagem. Esse procedimento tambem pode ser executado atraves do osiris.cl.

Apos dividir todas as imagens dos alvos pelo flat e subtrair pelo ceu, obtem-se um

conjunto de imagens deslocadas umas das outras que devem ser colocadas em registro

e combinadas a fim de obter a imagem final que sera submetida a fotometria. Ate esse

ponto, o procedimento de reducao de dados e identico tanto para fotometria como para

espectroscopia. O proximo passo so se aplica ao imageamento.

Uma forma de colocar as imagens em registro e a utilizacao da task IMSHIFT do

140

pacote IRAF, o qual desloca as imagens de modo que suas posicoes combinem com as

de uma imagem de referencia. Geralmente escolhe-se como referencia a imagem onde o

objeto de interesse esta mais centralizado. A task IMMATCH do IRAF calcula a diferenca

nas posicoes entre as imagens deslocadas entre si e gera, com estas diferencas um script

contendo linhas de comando para a execucao do IMSHIFT. Apos executar o IMSHIFT,

basta combinar as imagens atraves do IMCOMBINE do IRAF, obtendo como resultado

uma imagem final corrigida, deslocada e combinada. Uma maneira mais elegante de

fazer o registro das imagens e utilizar o task IMALIGN, tambem do IRAF. Esse ultimo

considera alem de deslocamentos horizontais e verticais, possıveis rotacoes do campo. O

script shift−comb.cl e o reponsavel por essa tarefa dentro do CIRRED.

5. SHIFT−COMB.CL – Desloca e combina as imagens reduzidas. Esse script executa

os mesmos passos explicados acima de forma quase automatica. O calculo da diferenca

nas posicoes entre as imagens deslocadas entre si e determinado por correlacao cruzada,

usando o programa FORTRAN calc−off.f. Na Figura A.6 estao parametros editaveis

do shift−comb.cl. O parametro “xc−sect” permite que o usuario escolha a secao da

imagem a ser utilizada para fazer a correlacao cruzada e determinar os deslocamentos

entre as imagens. O tamanho da imagem de saıda tambem pode ser modificado atraves

do parametro “size”. Esse script, ao ser executado, criara uma imagem de correlacao

cruzada, usando FFT1 (Brown , 1992), como a que aparece na Figura A.7.

Um procedimento importante e verificar se as imagens combinadas foram degradadas.

Isso pode ser feito verificando a FWHM das estrelas antes e depois de serem combinadas.

Se as estrelas nas imagens combinadas apresentarem FWHM muito maior do que a das

estrelas das imagens individuais, provavelmente o registro deve ser refeito.

Um script e dois programas secundarios, que normalmente sao chamados desde os

scripts anteriores e que dificilmente necessitarao ser usados separadamente sao:

6. CLEARIM.CL – apaga imagens intermediarias ou outros arquivos temporarios.

7. FIXFITS.F – programa em FORTRAN que substitui os pixels ruins por

interpolacao, usando a mascara criada por maskbad.cl.

8. CALC−OFF.F – utilizado pelo shift−comb.cl para calcular os valores dos

deslocamentos entre as imagens para fazer o registro.

Obter as solucoes fotometricas de uma dada imagem e uma tarefa bastante simples

quando nao existem distorcoes opticas importantes no campo imageado. Quando existem

distorcoes, transformar as coordenadas x e y em um sistema de coordenadas padrao e

corrigir as distorcoes da imagem, torna-se um dos passos mais importante e delicado da

reducao de dados. Um manual bem detalhado dos procedimentos utilizados para essa

transformacao foi elaborado pelo Dr. Robert Blum e esta disponıvel na pagina eletronica

1FFT: Fast Fourier Transformation

141

Figura A.6 Parametros editaveis do script shift−comb.cl, responsavel pela tarefa de colocarem registro e combinar as imagens processadas.

Figura A.7 Imagem de correlacao cruzada por FFT criada pelo shift−comb.cl.

142

do CTIO2.

2http://www.ctio.noao.edu/instruments/ir−instruments/ispi/New/UsersGuide/datared.html

143

Referencias Bibliograficas

Barbosa, C. L., Damineli, A., Blum, R. D., & Conti, P. S. 2003, AJ, 126, 2411

Behrend, R. & Maeder, A., 2001, A&A, 373, 555

Bessell, M.S. 1991, AJ, 101, 662

Bieging, J., 1975 in H II regions and related topics, Ed:T. L. Wilson & D. Downes, Vol.42,

p.443

Biscaya, A. M., Rieke, G. H., Narayanan, G., Luhman, K. L., Young, E. T. 1997, ApJ491,

359

Bik, A., & Thi, W.F. 2004, A&A, 427, L13

Bik, A., Kaper, L., Hanson, M. M., Smits, M. 2205, a, 440, 121

Blum, R. D., Damineli, A., Conti, P. S. 1999, AJ, 117, 1392

Blum, R. D., Conti, P. S., Damineli, A. 2000, AJ, 119, 1860

Blum, R. D., Damineli, A., Conti, P. S. 2001, AJ, 121, 3149

Blum, R. D., Barbosa, C.L., Damineli, A., Conti, P. S., Ridgway, S. 2004, AJ, 617, 1167

Brand, J., & Blitz, L. 1993, A&A, 275, 67

Brocklehurst, M. 1971, MNRAS, 153, 471

Brown, L. G. 1992, “ A survey of image registration techniques”, ACM Comp. Surv., vol.

24, 4, 325

Cardelli, J. A., Clayton, G. C., Mathis, J. S. 1989, ApJ, 345, 245

Carpenter et al., 1990

Carr, J. S. 1989, ApJ, 345, 522

Carr, J. S., Tokunaga, A. T., Najita, J., Shu, F. H., & Glassgold, A. E. 1993, ApJ, 411,

L37

144

Carter, B. S., 1990, MNRAS, 242, 01

Caswell, J. L., Batchelor, R. A., Forster, J. R., Wellington, K. J. 1989, Australian J.

Phys., 42, 331

Caswell, J. L., Vaile, R. A., Ellingsen, S. P., Whiteoak, J. B., Norris, R. P., 1995, MNRAS,

272, 96

Chandler, C. J., Carlstrom, J. E., Scoville, N. Z., Dent, W. R. F., & Geballe, T. R. 1993,

ApJ, 412, L71

Clemens, D.P. 1985, ApJ, 295, 422

Cohen, J.G., Persson, S.E., Elias, J.H., & Frogel, J.A. 1981, ApJ, 249, 481

Conti, P. S. & Blum, R. D. 2002, ApJ, 564, 827

Conti, P. S. & Crowther, P. A. 2004, MNRAS, 355, 899

Corbel, S., & Eikenberry, S.S. 2004, A&A, 419, 191

Cotera et al., 1996

Damineli, A., Blum, R. D., Figueredo, E., Conti, P.S., 2004, Proceedings IAU Symposium

N. 227, Italia.

Dias, W.S., Alessi, B.S., Moitinho, A., & Lepine, J.R.D. 2003, EAS Publications Series,

10, 195

Dias, W.S., & Lepine, J.R.D. 2005, ApJ, 629, 825

DePoy, D. L., Atwood, B., Byard, P., Frogel, J. A., & O’Brien, T., 1993, Proc. SPIE,

1946, 667

De Pree, C. G., Nysewander, M. C., Goss, W. M. 1999, AJ, 117, 2902

Dutra, C. M., Bica, E., Soares, J., & Barbuy, B. 2003, A&A, 400, 533

Elias, J. H., Frogel, J. A., Matthews, K., & Neugebauer, G., 1982, AJ, 87, 1029

Figer, D. F., Kim, S. S., Morris, M., Serabyn, E., Rich, R. M., McLean, I. S., 1999a, AJ,

525, 750

Figueredo, E. 2000, MsThesis

Figueredo, E., Blum, R. D., Damineli, A., Conti, P. S. 2002, AJ, 124, 2739

Figueredo, E., Blum, R. D., Damineli, A., Conti, P. S. 2005a, AJ, 129, 1523

Figueredo et al. 2006a, em preparacao.

145

Figueredo et al. 2006b, em preparacao.

Frogel, J. A., Persson, S. E., Matthews, K., Aaronson, M. 1978, ApJ, 220, 75

Garmany et al., 1980

Garmany et al., 1982

Georgelin, Y. M. & Georgelin, Y. P. 1976, A&A, 49, 57

Goldader, J. D., & Wynn-Williams, C.G. 1994, ApJ, 433, 164

Goss, W. M. & Radhakrishnan, V. 1969, Astrophys. Lett., 4, 199

Goss, W. M. & Shaver, P. A., 1970, Australian J. Phys. Astroph. Suppl., 14, 1

Haislip, J., Nysewander, M., Reichart, D., Levan, A., Tanvir, N., Cenko, S., Fox, D.,

Price, P., Castro-Tirado, A., Gorosabel, J., Evans, C., Figueredo, E., MacLeod, C.,

Kirschbrown, J., Jelinek, M., Guziy, S., de Ugarte Postigo, A., Cypriano, E., mais 46

autores, 2005,submetido a Nature, preprint:astro-ph/0509660

IAU - Comissao 33: Structure and Dynamics of the Galactic System, 1985

Lepine, J.R.D., & Amaral, L.H. 1995, Memorie della Societa Astronomica Italiana, 66,

649

Johnson, H.L., & Morgan, W.W. 1953, ApJ, 117, 313

Johnson, H. L. 1966, ARA&A, 04, 193

Jonch–Sorensen, H. & Knude, J. 1994 A&A, 288, 139

Hanson, M. M., Conti, P. S., Rieke, M. J. 1996, ApJS, 107, 281

Hanson, M. M., Howarth, I. D. , Conti, P. S. 1997, ApJ, 489, 698

Hanson, M.M., Kudritzki, R.-., Kenworthy, M.A., Puls, J., & Tokunaga, A.T. 2005, ArXiv

Astrophysics e-prints, arXiv:astro-ph/0506705

Hillenbrand, L. A., Strom, S. E., Vrba, F. J., & Keene, J. 1992, ApJ, 397, 613

Hillenbrand, L. A., Hartmann, L. W. 1998, ApJ, 492, 540

Hillenbrand, L. A., Carpenter, J. M., 2000, ApJ, 540, 236

Hodapp et al. 2003, PASP, 115, 1388.

Houk, N. & Cowley, A. P. 1975 Michigan Spectral Catalogue, Vol. 1 (Univ. Michigan:

Ann Arbor)

146

Hunter, 1992

Hunter & Massey, 1990

Kennicutt, R.C. 1988, ApJ, 334, 144

Kennicutt, R.C., Edgar, B.K., & Hodge, P.W. 1989, ApJ, 337, 761

Kennicutt et al. 2005: IAU Symposium 227

Koornneef, J. 1983, A&A, 128, 84

Kuchar, T.A., & Clark, F.O. 1997, ApJ, 488, 224

Lada, C. J., DePoy, D. L., Merrill, K. M., Gatley, I., 1991, ApJ, 374, 533

Lada, C. J., Adams, F. C., 1992, ApJ, 393, 278

Lancon, A. & Rocca-Volmerange, B., 1992, a, 96, 593

Lester, D.F., Dinerstein, H.L., Werner, M.W., Harvey, P.M., Evans, N.J., & Brown, R.L.

1985, ApJ, 296, 565

Lin & Shu(1964), 1964

Mader, J. A., Angione, R. J. 1996, PASP, 108, 404

Malagnini, M. L., Morossi, C., Rossi, L., Kurucz, R. L. 1986, A&A, 162, 140

Martin, S.C. 1997, ApJ, 478, L33

Massey, 1985

Massey, P., Johnson, K. E., DeGioia–Eastwood, K. 1995, ApJ, 454, 151

Mathis, J. S. 1990, ARA&A, 28, 37

McGee, R. X., Gardner, F. F., 1968, Australian J. Phys., 21, 149

McGee, R. X., Newton, L. M., 1981, MNRAS, 196, 889

Meat et al. 1990

Melnick, J., Tapia, M., & Terlevich, R. 1989, A&A, 213, 89

Meyer, M. R., Calvet, N., Hillenbrand, L. A. 1997 AJ, 114, 288

Moffat, A.F.J. 1983, A&A, 124, 273

Moorwood, A. F. M., & Salinari, P. 1981, A&A, 102, 197

147

Morris & Serabyn (1996), 1996

Nikolaev, S., Weinberg, M.D., Skrutskie, M.F., Cutri, R.M., Wheelock, S.L., Gizis, J.E.,

& Howard, E.M. 2000, AJ, 120, 3340

Okumura, S., Mori, A., Nishihara, E., Watanabe, E. & Yamashita, T. 2000, ApJ, 543,

799

Okumura, S., Mori, A., Watanabe, E., Nishihara, E. & Yamashita, T. 2001, AJ, 121, 2089

Oliva, E. & Origlia, L. 1992, A&A, 254, 466

Panagia, 1973

Persi, P., Roth, M., Tapia, M., Ferrari-Toniolo, M. Marenzi, A. R., 1994 A&A, 282, 474

Persson, S. E., Murphy, D. C., Krzeminski, W., & Roth, M., 1998, AJ, 116, 2475

Portegies Zwart, S. F., Makino, J., McMillan, S. L. W., & Hut, P. 2001, astro-ph/0102259

Probst, R. G., Montane, A., Warner, M., Boccas, M., Bonati, M., Galvez, R., Tighe, R.,

Ashe, M. C., van der Bliek, N. S., Blum, R. D. 2003, Proc. SPIE, 4841, 411

Reid, M. J. 1993, ARA&A, 31, 345

Reid, M.J., Schneps, M.H., Moran, J.M., Gwinn, C.R., Genzel, R., Downes, D., &

Roennaeng, B. 1988, ApJ, 330, 809

Russeil D., 2003, a, 397, 133

Salpeter, E. E. 1955, ApJ, 121, 161

Schaller, G., Schaerer, D., Meynet, G., Maeder, A. 1992, A&AS, 96, 269

Schechter, P. L., Mateo, M. L., & Saha, A., 1993, PASP, 105, 1342

Schmidt-Kaler, T. H 1982, Physical Parameters of Stars, Landolt-Bornstein New Series,

Vol. 2b, Astronomy and Astrophysics, Star and Star Clusters, edited by K. Shaifers

and H. H. Voigt (Springer, New York).

Scoville, N., Kleinmann, S. G., Hall, D. N. B. & Ridgway, S. T. 1983, ApJ, 275, 201

Shu et al., 1972

Siess et al. 2000, A, 358, 593.

Smith, L.F., Mezger, P.G., & Biermann, P. 1978, A&A, 66, 65

Smith & Kennicutt et al. 1989

148

Stetson, P.B. 1987, PASP, 99, 191

Stolte, A., Brandner, W., Brandl, B., Zinnecker, H., & Grebel, E.K. 2004, AJ, 128, 765

Vacca, W. D., Garmany, C. D., Shull, J. M. 1996, ApJ, 460, 914

de Vaucouleurs, G., & Pence, W.D. 1978, AJ, 83, 1163

Vilas–Boas, J. W. S. & Abraham, Z. 2000, A&A, 355, 1115.

Watson, C., Araya, E., Sewilo, M., Churchwell, E., Hofner, P., Kurtz, S. 2003, ApJ, 587,

714.

Westerhout, G. 1958, Bulletin of the Astronomical Institute of the Netherlands, Vol. 14,

p. 215.

White, G. J. & Phillips, J. P., 1983 MNRAS, 202, 255

Whitney, B. A., Indebetouw, R., Babler, B. L., Meade, M. R., Watson, C., Wolff, M. J.,

Wolfire, M. G., Clemens, D. P., Bania, T. M., Benjamin, R. A., Cohen, M., Devine,

K. E., Dickey, J. M., Heitsch, F., Jackson, J. M., Kobulnicky, H. A., Marston, A. P.,

Mathis, J. S., Mercer, E. P., Stauffer, J. R., Stolovy, S. R., Churchwell, E., 2004 ApJS,

154, 315.

Wilson, T. L., Mezger, P. G., Gardner, F. F., Milne, D. K., 1970 A&A, 6, 364

149

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