Bandas interestelares difusas.

Abstract

Bandas interestelares difusas (DIBs) são bandas de absorção que aparecem no espectro de estrelas cuja luz tenha atravessado significativa quantidade de material interestelar. Desde sua primeira detecção em 1897, vários candidatos a agentes causadores (“carriers”) das DIBs foram propostos. Dentre os mais relevantes estão os grãos de poeira, as moléculas de carbono simples, os hidrocarbonetos aromáticos policíclicos ionizados e os fulerenos. A hipótese mais aceita atualmente favorece aos hidrocarbonetos aromáticos policíclicos ionizados e aos fulerenos. Sendo assim, espera-se encontrar uma forte correlação entre as larguras equivalentes (EW) das DIBs que tenham a sua origem em comum, as quais chamamos de famílias. Outra questão ainda não respondida é sobre a existência de DIBs cuja origem seja circunstelar. Neste caso, um estudo na linha de visada de estrelas pré-sequência principal, com baixo avermelhamento e nenhuma DIB detectada, pode adicionar vínculos importantes sobre a identificação dos “carriers". Neste trabalho foi estudado o comportamento das DIBs λ λ 5780, 5797, 5850, 6196, 6270, 6284, 6379 e 6613 Å na linha de visada de estrelas Ae/Be de Herbig do Pico dos Dias Survey (PDS). Foram utilizados espectros obtidos com os telescópios 1,52m e 2,2m do European Southern Observatory (ESO, Chile), equipados com o espectrógrafo FEROS numa resolução R = 48000. O “General Catalogue of Photometric Data” foi utilizado para obter dados de fotometria Strömgren para um conjunto de estrelas em torno dos alvos, visando avaliar a contribuição da poeira interestelar ao longo dessas linhas de visada. O comportamento das larguras equivalentes das DIBs com relação à distribuição do excesso cor E(b − y), distância e largura equivalente das linhas interestelares de Ca II (λ λ 3933,66, 3968,47 Å), Na I (λ λ 5889,95, 5895,92 Å) e K I (λ 7698,97 Å) revela que: A largura equivalente das DIBs correlaciona-se fortemente com a EW KI, e apresenta uma tendência de correlação com a EW Ca II ; A largura equivalente das DIBs não apresenta correlação com a distância, EW Na I e excesso de cor. Mas a largura equivalente das DIBs sofre uma transição para valores maiores quando a linha de visada tem E(b − y) > 0, 040, típico de uma nuvem interestelar difusa, e/ou EW Na I > 0, 12Å; A eficiência de formação das DIBs diminui com o aumento do excesso de cor, semelhante ao que ocorre em nuvens moleculares densas; As DIBs podem ser divididas em duas famílias: uma composta pelas DIBs λ λ 5797, 5850, 6196, 6379 e 6613 Å e outra pelas DIBs λ λ 5780 e 6270 Å. As razões das DIBs em função do excesso de cor concordam com a existência das famílias Ϛ Oph e σ Sco. A largura equivalente do K I correlaciona com as razões de DIBs 5850/5780 e 6379/5780, mas é anticorrelacionada com a razão das DIBs 5780/5797. Os espectros das estrelas PDS339, PDS340, PDS395, PDS473 e PDS514 não apresentam DIBs detectáveis, embora, apresentem material circunstelar. As linhas de Ca II e Na I não foram detectadas ou estavam em emissão nessas estrelas; a linha de KI não foi detectada em nenhuma das estrelas. Como o excesso de cor é baixo, esse resultado indica que o envelope circunstelar não é um ambiente propício para a produção ou sobrevivência dos “carriers" dessas DIBs.