a evoluÇÃo do lÍtio em estrelas do tipo-solar … · ossíntese primordial com a produção de...

UNIVERSIDADE FEDERAL DO RIO GRANDE DO NORTE

CENTRO DE CIÊNCIAS EXATAS E DA TERRA

DEPARTAMENTO DE FÍSICA TEÓRICA E EXPERIMENTAL

PROGRAMA DE PÓS-GRADUAÇÃO EM FÍSICA

A EVOLUÇÃO DO LÍTIO EM ESTRELAS DO TIPO-SOLAR

ATRAVÉS DO DIAGRAMA HR

Sumaia Sales Vieira de Barros

Orientador: Prof. Dr. José Renan De Medeiros

Dissertação de mestrado apresentada ao

Programa de Pós-Graduação em Física

da Universidade Federal do Rio Grande

do Norte como requisito parcial à obtenção

do grau de MESTRE em FÍSICA.

Natal, Outubro de 2007

In memoriam

Aos meus amados,

Manoel Vieira,

Samara Sales Vieira e

Sayonara Sales Vieira

“Se as coisas são inatingíveis... ora!

Não é motivo para não querê-las...

Que tristes os caminhos, se não fora

A presença distante das estrelas!"

(Mário Quintana )

AGRADECIMENTOS

Ao prof. José Renan De Medeiros, pela especial colaboração e estimulante orientação

neste trabalho. E, sobretudo, por mostrar a beleza da ciência e a grandeza do ser hu-

mano;

Ao meu querido esposo, Adriano Trindade de Barros, que me guia nos caminhos da fí-

sica e da vida com amor e companheirismo;

Ao meu co-orientador de fato, Bruno Leonardo Canto Martins, pelos pacientes ensina-

mentos e acompanhamento nos trabalhos;

Aos meus professores Joel da Câmara Carvalho Filho e José Dias do Nascimento Jú-

nior pela atenção e carinho nos ensinamentos de Astronomia;

Aos professores Eudenilson Lins de Albuquerque, Francisco Alexandre da Costa, Carlos

Chesman de Araújo Feitosa da Universidade Federal do Rio Grande do Norte e José Carlos

Teixeira de Oliveira, Guido Nunes Lopes, Ijanílio Gabriel de Araújo, Oscar Tintorer Delgado,

Joselito de Oliveira, Gioconda Martinez, Alberto Matinez, Patrício Perez Flores, Fernando

Ocello (in memorian) da Universidade Federal de Roraima que contribuíram dentro e fora

da sala de aula para a minha formação acadêmica e pessoal. E, em especial aos profes-

sores Chan Tat Fong, Dirceu de Morais e José Lourenço;

i

À minha mãe, Ma Emília Sales Vieira, pelo dom da vida e pelos estudos e, à minha avó e

segunda mãe, Vitalina da Silva Sales, por ter me acolhido nos meus primeiros anos e me

educado;

Aos meus irmãos, Arcliton, Sonara, Sorânia, Saloma, Tereza, Mônica e Severina; aos

sobrinhos, tios, primos e a todos os meus familiares e amigos pelos incentivos e compre-

ensão da minha ausência;

À família Estelar: Saulo Carneiro, Sânzia Alves, Daniel Brito, Luiz Pinheiro, Izan Leão,

Cristian Cortés, Jefferson Costa, Pedro Paulo Silva, pela ajuda e convivência fraterna;

Aos meus amigos Jaquelígia Brito pelos incentivos, Raquel Huaman, Marcela Langone,

Carlos Alexandre, Idaliyn Theodory, Alzeir Ferreira, Antonio Macedo, Ricardo Sarmento,

Ricardo Yvan e Marcos Vinícios, pelos estudos em grupo e pelo companheirismo e, em

especial Lurdiana Silva a qual foi companheira numa das mais difíceis escaladas da vida

que enfrentei, onde éramos uma apoio à outra;

A todos os meus amigos da UFRR que torceram pelo meu sucesso. Bem como, Acácia

Duarte, Anna Amélia Casadio, Ana Aguiar, Clélia Barbosa, Manoel Júnior, Márcia Esbel,

Ma Antonia Oliveira, Ma de Nazaré Guedes, Ma Auxiliadora Cabral, Ma do Socorro Alves,

Oton Melo, Pedro Rômulo Estevam, Railma Salles, Raimundo Nonato, Rosilene Coelho,

Rui Paim, Rosinete Patrício, Sebastião Loureto e Zenízio Marcolino;

A todos os funcionários do DFTE em especial a Celina Pinheiro, Jacira B. de Lira e Deris-

cléia Ramos;

À Universidade Federal de Roraima e CAPES pelo apoio financeiro;

E, finalmente, a todos que me influenciaram de alguma forma para eu querer estar onde

estou e ser quem sou.

ii

RESUMO

Importantes avanços foram feitos ao longo da década passada no estudo do comporta-

mento do lítio em estrelas do tipo solar. Entre as descobertas mais importantes pode-se

salientar a tendência para uma descontinuidade na distribuição da abundância do lítio em

estrelas gigantes do tipo F tardio, paralelamente a um rápido declínio na rotação e um

declínio gradual em função da temperatura para as estrelas gigantes vermelhas de tipos

espectrais F, G e K. Diferentes estudos também mostraram que os sistemas binários sin-

cronizados com componentes evoluídas parecem reter mais de seu lítio original do que

sistemas não sincronizados. No entanto, a conexão entre a rotação e a abundância do

lítio, bem como a função do efeito de maré na diluição do lítio, parecem ser questões mais

complicadas, dependendo da massa, da metalicidade e da idade.

O presente trabalho traz um estudo inédito sobre o comportamento da abundância do

lítio para estrelas evoluídas do tipo solar, baseado em uma amostra original de 1067 estre-

las gigantes, subgigantes e supergigantes, onde 236 delas apresentam características de

binárias espectroscópicas, com abundância precisa do lítio e velocidade rotacional proje-

tada. A conexão lítio-rotação para estrelas evoluídas simples e binárias é agora analisada

verificando-se o papel da massa e da idade estelar sobre tal conexão.

iii

ABSTRACT

Important advances have been made along the last decade in the study of the lithium beha-

vior in solar-type stars. Among the most important discoveries what attracts attention is that

the distribution of lithium abundance in the late F-type giant stars tends to be discontinu-

ous, at the same time of a sudden decline in rotation and a gradual decline according to the

temperature for giant red stars of such spectral type. Other studies have also shown that

synchronized binary systems with evolved components seem to keep more of their original

lithium than the unsynchronized systems. Nevertheless, the connection between rotation

and lithium abundance as well as the role of tidal effects on lithium dilution seem to be more

complicated matters, depending on mass, metallicity and age.

This work brings an unprecedented study about the behavior of lithium abundance in solar-

type evolved stars based on an unique sample of 1067 subgiant, giant and supergiant stars,

236 of them presenting spectroscopic binary characteristics, with precise lithium abundance

and projected rotational speed. Now the lithium-rotation connection for single and binary

evolved stars is analyzed taking into account the role of mass and stellar age.

iv

ÍNDICE

Agradecimentos i

Resumo iii

Abstract iv

1 Introdução 1

1.1 A Origem do Lítio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2

1.2 Importância do Estudo do Lítio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3

1.3 O Diagrama Hertzsprung-Russell (HR) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4

1.4 Objetivos deste Trabalho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

1.5 Plano de trabalho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

2 Amostra Estelar e Dados Observacionais 8

3 Resultados e Discussões 12

3.1 Comportamento Observacional do Lítio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

• Estrelas Simples . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

• Estrelas Binárias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

3.1.1 ALi versus Teff . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

3.1.2 Comportamento do Lítio em sistemas binários com componentes

evoluídas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

3.2 Lítio versus Rotação . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

v

3.3 ALi versus o comportamento da Profundidade da Envoltória Convectiva . . 26

4 Conclusões 28

5 Perspectivas 32

A Estrelas Simples 33

B Sistemas Binários 64

vi

LISTA DE FIGURAS

1.1 Diagrama Hertzsprung-Russell mostrando a relação entre a lumino-

sidade versus índice de cor e temperatura superficial. Fonte:

http://www.astro.psu.edu/users/saez/Class/class.html . . . . . . . . . . . . 6

2.1 A profundidade (em massa) da envoltória convectiva é mostrada em função

da temperatura efetiva (primeiro dredge-up) para 1.0 M� linha (sólida), 1.2

(ponto), 1.5 (pequeno traço), 2.0 (longo traço), 2.5 (ponto-pequeno traço),

3.0 (ponto-largo traço) e 4.0 M� linha (pequeno traço-longo traço) e [Fe/H] =

0. A figura apresenta também um zoom da região 3,8 ≥ log Teff ≥ 3,74. O

ponto marcado com a indica o fim do primeiro dredge-up (do Nascimento et

al. 2000). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

3.1 Distribuição das abundâncias de lítio (ALi) no Diagrama HR, para estrelas

simples da presente amostra, usando os traçados evolutivos de Girardi et

al. (2001). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

3.2 Distribuição das abundâncias de lítio (ALi) no Diagrama HR, para estrelas

binárias da presente amostra, usando os traçados evolutivos de Girardi et

al. (2001). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

3.3 Abundancia de lítio (ALi) versus temperatura efetiva (Teff ) para estrelas evo-

luídas simples e binárias da presente amostra, com as binárias segregadas

por parâmetros orbitais. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

vii

3.4 Abundância de lítio (ALi) versus Período orbital (Porb) para estrelas binárias

da presente amostra. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22

3.5 Abundancia de lítio (ALi) versus velocidade rotacional (v sen i), para estre-

las simples da presente amostra. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24

3.6 Abundancia de lítio (ALi) versus velocidade rotacional (v sen i), para estre-

las binárias da presente amostra. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

3.7 Comportamento da abundância de lítio (ALi) em função da profundidade (em

massa) da envoltória convectiva versus temperatura efetiva (log T eff ), para

estrelas simples, considerando as estrelas com massas entre 1 e 4M�, da

presente amostra. Baseado nos modelos de do Nascimento et al. (2000). . 27

viii

LISTA DE TABELAS

3.1 Estrelas simples destacadas nas Figuras (3.1) e (3.7). . . . . . . . . . . . . 14

3.2 Estrelas binárias destacadas na Figura (3.4). . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

A.1 Parâmetros físicos fundamentais para as estrelas simples da nossa amostra. 34

B.1 Parâmetros estelares para sistemas binários espectroscópicos com compo-

nentes evoluídas da nossa amostra. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65

ix

CAPÍTULO 1

INTRODUÇÃO

O modelo padrão da cosmologia prevê que o Universo teve uma fase quente em seu iní-

cio, a qual é conhecida como "Big Bang". Nesse modelo, quando as temperaturas eram

da ordem de 1028 K, ocorreu um breve período de inflação que aumentou rapidamente o

raio do universo. Na sequência, o universo continuou a se expandir a uma taxa menor, e

cerca de 10−4 s após o Big Bang a temperatura já era de 1013 K. Os prótons e os nêutrons

começaram a se ligar para formar o deutério aproximadamente 100 s depois do Big Bang,

quando a temperatura já havia baixado para 109 K. Deu-se, então, o processo da nucle-

ossíntese primordial com a produção de Hidrogênio(H), Hélio(He) e, residualmente, 3He,

Deutério(D) e Lítio(Li) através da fusão nuclear. De fato, a abundância observada desses

elementos leves no universo é um dos grandes sucessos da teoria do Big Bang, que prevê,

por exemplo, que cerca de 1

4da massa do universo deveria ser de Hélio.

Segundo Harwit (1998), determinações espectroscópicas das abundâncias dos elementos

químicos na atmosfera das estrelas podem nos fornecer informações sobre a composição

do meio no qual as estrelas foram formadas. A teoria da estrutura estelar mostra que para

a maioria dos tipos de estrela, as camadas exteriores permanecem inalteradas pelos pro-

cessos nucleares que liberam a energia do centro da estrela. Apenas o lítio, berílio e o

boro contidos na atmosfera estelar não serão representativos no material protostelar, por-

que esses três elementos são facilmente destruídos em reações com prótons que ocorrem

1

em temperaturas relativamente baixas. Algum deutério que pode ter estado presente pode-

ria igualmente ser destruído durante a contração convectiva inicial que mistura o material

da superfície da protoestrela para dentro da parte central quente da estrela.

No entanto, podemos encontrar na literatura trabalhos observacionais que não condizem

com esta predição teórica, tais como sugeridos por Wallerstein and Sneden, 1982; Brown

et al. 1989; Gratton and D’Antona, 1989; Fekel and Balachandran, 1993; De la Reza and

Da Silva, 1995 e De Medeiros et al. 1996. Estudos que deram maior abrangência a este

trabalho.

1.1 A Origem do Lítio

A nucleossíntese primordial é uma das formas possíveis para criação do lítio. Foi nesse

processo que foram formados os elementos leves, citados acima, a partir da combinação

de prótons, elétrons e nêutrons livres, à época do Big Bang. Os primeiros estudos sobre a

nucleossíntese primordial, feitos por George Gamow et al. (1949), mostraram que a com-

posição química do Universo primordial não deveria conter outros elementos diferentes dos

anteriormente citados. Posteriormente, a descoberta dos ciclos de reações nucleares nas

estrelas explicou o processo de formação do hélio até o ferro.

As reações no meio interestelar, com interações entre raios cósmicos galácticos,

após a formação das galáxias, também começaram a produzir lítio, berílio(Be) e boro(B).

Outra possível forma de produção de lítio ocorre no interior das estrelas (nas fases avan-

çadas da vida de algumas delas), através da cadeia (p-p), onde uma parte é destruída

rapidamente pelas reações (p, α) e outra parte desse lítio transportada para a fotosfera,

onde as abundâncias de Li são muito inferiores às abundâncias solares. Cameron e Fowler

(1971) propuseram um outro mecanismo de geração de lítio que consiste no transporte do

7Be da base da camada convectiva (onde a temperatura não é suficiente para destruí-lo)

até regiões mais internas onde o Li é gerado em reações do tipo,

7Be + e− →7Li + υ (1.1)

2

A nucleossíntese primordial e a nucleossíntese no interior das estrelas são os maiores

produtores dos elementos da tabela periódica. A criação de elementos mais pesados que

o boro pode ser explicada pela nucleossíntese estelar, em fases diferentes da vida das

estrelas, através de reações termonucleares, de reações de captura de nêutron ou de par-

tículas alfa, e de conjuntos de reações mais complexas. Já as reações decorrentes das

fases finais da vida de estrelas de grande massa podem ser explicadas pela nucleossín-

tese explosiva.

O lítio terrestre foi descoberto por Johan August Arfwedson em 1817, ao examinar rochas

de minério chamado petalita, coletado em minas da Suécia. Existem 4 isótopos conheci-

dos do lítio; dois deles, o 7Li e o 6Li, são estáveis e encontrados na natureza. O 8Li e o 9Li

são isótopos radioativos e têm meias vidas muito curtas. A temperatura de destruição do

6Li é da ordem de 2,2x106K e para o 7Li é da ordem de 2,6x106K. Normalmente, no interior

estelar a temperatura excede tais valores. Considerando que a razão entre os isótopos

6Li e 7Li é baixíssima, e que o 7Li é o mais abundante desses isótopos, daqui para frente

trataremos o 7Li simplesmente como Li.

1.2 Importância do Estudo do Lítio

O estudo dos elementos leves, como o lítio, é muito importante em vários campos da as-

tronomia.

Na astrofísica, vários problemas da estrutura e evolução das estrelas estão relacionados

com o comportamento do lítio. De fato, os elementos leves são facilmente destruídos no

interior estelar servindo como prova dos processos físicos que ocorrem nas camadas mais

externas da estrelas (Charbonnel et al., 1999; Michaud e Charbonnel, 1991).

Em cosmologia, o 7Li é muito importante como teste do modelo padrão de nucleossín-

tese primordial (Boesgard e Steigman, 1985); ou seja, na determinação mais precisa de

3

densidade de matéria bariônica.

É importante ainda nos estudos da evolução química das galáxias (D’ Antona e Matteucci,

1991), embora a evolução e a produção de Li nas galáxias ainda não sejam totalmente

compreendidas. Por conseguinte, o problema da dispersão da abundância de Li estelar

em certas regiões do Diagrama HR ainda não está resolvido.

Nos últimos anos, com o avanço na descoberta dos chamados exoplanetas, o Li assume

também um importante papel. Em particular, o comportamento da abundância de Li em es-

trelas hospedeiras de planetas pode indicar o quanto os processos de formação planetária

são diversificados ou não.

1.3 O Diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

O Diagrama HR é uma das mais importantes ferramentas em astrofísica, fruto de tentativas

bem sucedidas de correlação de parâmetros estelares. O nome Diagrama de Hertzsprung-

Russell deu-se em homenagem a seus dois astrônomos idealizadores, que de forma in-

dependente e em épocas e locais diferentes o conceberam. Em 1911, Ejnar Hertzsprung

(Dinamarca, 1873-1967) percebeu um princípio de ordenação ao colocar dados de di-

versas estrelas em um gráfico correlacionando luminosidade versus cor (ou temperatura

superficial) onde cada estrela representava um ponto nesse gráfico. Observou-se que as

estrelas se distribuem em regiões bem definidas e não uniformes. Tal observação foi tam-

bém verificada, em 1913 por Henry Noris Russell (EUA, 1877-1957).

A base de toda a teoria de evolução estelar foi construída com os primeiros estudos do

Diagrama HR. Onde a distribuição das estrelas nesse diagrama apresenta um caráter evo-

lutivo mostrando o nascimento e vários estágios de queima do hidrogênio nas estrelas

com diversas massas. A maioria das estrelas distribui-se ao longo de uma faixa estreita

na diagonal, do Diagrama HR, que vai do extremo superior esquerdo (estrelas quentes e

muito luminosas) até o extremo inferior direito (estrelas frias e pouco luminosas), chamada

Sequência Principal (SP) ou Main Sequence (MS), onde as estrelas passam aproximada-

4

mente 90% de suas vidas. Ou seja, estrelas de menor massa, como é o caso do nosso Sol,

passam mais tempo na SP que as de massas maiores. As estrelas deixam a SP quando

possuem aproximadamente 10% do hidrogênio no seu centro, o que indica que seu com-

bustível nuclear está se esgotando.

Continuando a distribuição no diagrama, existe um número considerado de estrelas si-

tuadas na região superior direita, acima da SP com classe de luminosidade IV, III e II

denominadas Subgigantes, Gigantes e Gigantes Brilhantes respectivamente. Existem

estrelas bem mais luminosas que essas, as Supergigantes, que pertencem à classe de

luminosidade I e estão localizadas no topo do diagrama. Encontramos ainda, na parte

inferior esquerda do diagrama, as Anãs Brancas que na verdade são restos da evolução

estelar.

Quanto maior a massa estelar, mais rápida é a evolução na SP. Ou seja, dependendo

das condições iniciais de massa e composição química, o Diagrama HR nos permite ve-

rificar as diversas fases evolutivas que uma estrela atravessa, desde o seu nascimento

até sua morte. Fases essas que estão relacionadas a reações nucleares que ocorrem no

interior das estrelas.

5

Figura 1.1: Diagrama Hertzsprung-Russell mostrando a relação entre a luminosidade versus índice

de cor e temperatura superficial. Fonte: http://www.astro.psu.edu/users/saez/Class/class.html

6

1.4 Objetivos deste Trabalho

Neste trabalho, procuramos entender o comportamento evolutivo do lítio em estrelas evo-

luídas através do Diagrama HR, para uma melhor compreensão dos níveis de diluição no

interior estelar. A conexão lítio-rotação para estrelas evoluídas simples e binárias é também

estudada, bem como os efeitos da binaridade e da profundidade da envoltória convectiva

sobre as abundâncias de Lítio. É neste contexto que se insere o escopo desta Dissertação,

a qual tem como base a maior amostra de dados estelares até então usada nesse gênero

de estudo.

1.5 Plano de trabalho

A presente Dissertação segue na forma descrita a seguir.

No capítulo 2, são apresentados os dados observacionais da amostra e características

das estrelas, tais como parâmetros físicos e fontes dos dados.

No capítulo 3, são apresentados os resultados e discussões do comportamento obser-

vacional do lítio, das relações Lítio versus rotação e Lítio versus binaridade e, por fim, o

cálculo da profundidade da envoltória convectiva.

No capítulo 4, apresentamos as principais conclusões para este trabalho de Dissertação

de Mestrado.

Finalmente, no capítulo 5, apresentamos algumas perspectivas de continuidade para este

gênero de estudo.

7

CAPÍTULO 2

AMOSTRA ESTELAR E DADOS

OBSERVACIONAIS

O presente trabalho tem como base uma amostra de 1067 estrelas evoluídas, em sua

grande maioria do tipo solar, das quais 236 são sistemas binários espectroscópicos. Tais

estrelas distribuem-se ao longo das regiões espectrais F, G e K. A abundância de lítio

(ALi) para nossa amostra está disponível na literatura (Brown et al. (1989); De Medeiros

et al. (2000); Costa et al. (2002); do Nascimento et al. (2003); de Laverny et al. (2003)

e Luck R. E. e Heiter U. (2007)). A velocidade rotacional foi obtida a partir dos seguintes

autores: catálogo de De Medeiros e Mayor (1999), Costa et al. (2002), de Laverny et al.

(2003) e do catálogo de Nördstron et al. (2004). É importante sublinhar que as precisões

nas medidas da abundância de lítio (ALi) e da velocidade de rotação são as melhores até

então atingidas. Procedimentos de medidas e discussões sobre as precisões são muito

bem apresentados pelos referidos autores.

Paralaxe trigonométrica, π, e a magnitude V foram obtidas a partir da base de dados do

satélite astrométrico HIPPARCOS1 (ESA 1997). As medidas de paralaxe do HIPPARCOS

fornecem uma excelente base para se determinar os parâmetros fundamentais das estre-

las.1HIgh Precision Paralax COllecting Satellite

8

A temperatura efetiva foi obtida utilizando a calibração índice de cor (B-V) versus log

(Teff ) de Flower (1996).

Para determinarmos a luminosidade estelar combinamos a magnitude visual aparente

V e a paralaxe π e obtivemos a magnitude visual absoluta, Mv, a partir da equação do

módulo da distância de uma estrela, sem levar em conta o efeito da extinção interestelar,

como se segue:

Mv = V + 5 − 5 log (dpc), (2.1)

onde dpc é a distância em parsecs2 sendo igual a 1000/π.

A magnitude absoluta bolométrica da estrela, Mbol, foi obtida a partir da magnitude visual

com a introdução da correção bolométrica BC. Para o cálculo dessa correção, utilizamos a

calibração log (Teff ) versus BC obtida por Flower (1996), dada por:

Mbol = Mv + BC. (2.2)

De modo que, Mbol foi convertida em luminosidade estelar, log (L/L�). A partir de Allen

(1973), temos que:

log (L/L�) =4, 72 − Mbol

2, 5. (2.3)

Os valores da temperatura efetiva, velocidade rotacional e abundância de lítio para nossa

amostra de estrelas simples são apresentados na Tabela (A.1) do Apêndice A e para as

binárias são apresentadas da Tabela (B.2) do Apêndice B.

De posse dos valores da luminosidade e da temperatura efetiva, o cálculo da massa (vari-

ando de 0.9 a 12 M�) de cada estrela da nossa amostra foi efetuado localizando-se preci-

samente a estrela no diagrama HR, usando os traçados evolutivos de Girardi et al. (2001).

Os parâmetros orbitais, excentricidade (e) e período orbital (Porb), para as estrelas bi-

nárias da nossa amostra, foram obtidos de Batten et al. (1989); Strassmeier et al. (1988);

Strassmeier et al. (1993); Mermilliod et al. (1989); Griffin (1989); Griffin (1990); McClure

2Distância correspondente à paralaxe de um segundo de arco.

9

et. al (1990), totalizando uma amostra de 119 estrelas binárias evoluídas com parâmetros

disponíveis.

Os valores do período orbital e excentricidade para uma parte da nossa amostra de es-

trelas binárias são apresentados nas Tabelas (B.1) do Apêndice B.

Para uma estimativa da profundidade da envoltória convectiva (em massa)

MZC /MEstrela, sabendo a posição da estrela no diagrama HR, isto é, de posse dos va-

lores da massa e da temperatura efetiva (log Teff ) - utilizamos o procedimento proposto

por do Nascimento et al. (2000), Figura (2.1), para as estrelas da nossa amostra com me-

talicidades tipicamente solares, e consideramos estrelas com massas entre 1 a 4 M� e log

Teff somente entre 3,8 a 3,6.

Os valores da massa e profundidade da envoltória convectiva (em massa) para nossa

amostra de estrelas simples são apresentados na Tabela (A.1) do Apêndice A.

10

3.8 3.75 3.7 3.65 3.61

0.8

0.6

0.4

0.2

0

Figura 2.1: A profundidade (em massa) da envoltória convectiva é mostrada em função da tem-

peratura efetiva (primeiro dredge-up) para 1.0 M� linha (sólida), 1.2 (ponto), 1.5 (pequeno traço),

2.0 (longo traço), 2.5 (ponto-pequeno traço), 3.0 (ponto-largo traço) e 4.0 M� linha (pequeno traço-

longo traço) e [Fe/H] = 0. A figura apresenta também um zoom da região 3,8 ≥ log Teff ≥ 3,74. O

ponto marcado com a indica o fim do primeiro dredge-up (do Nascimento et al. 2000).

11

CAPÍTULO 3

RESULTADOS E DISCUSSÕES

Como sublinhado na Introdução, o estudo do comportamento do Lítio em diferentes regiões

do Diagrama HR tem recebido grande atenção ao longo dos últimos 50 anos. O esforço

desenvolvido nessa dissertação pretende ampliar nossa visão sobre tal comportamento,

porém, com base na mais ampla amostra de dados já utilizada nessa linha de estudo.

Esse fator se reveste de grande importância, sobretudo por nos oferecer uma base estatís-

tica sólida para explorar novos aspectos no comportamento do Lítio ao longo do Diagrama

HR, em particular para estrelas evoluídas do tipo solar, onde estudamos as relações entre

Li e parâmetros estelares diversos, buscando confirmar, ou não, resultados até agora pre-

sentes na literatura.

3.1 Comportamento Observacional do Lítio

A diminuição da abundância de Li e da velocidade rotacional com o avanço da idade es-

telar é uma das propriedades mais conhecidas na astrofísica. Entretanto, até o momento

não se tem uma explicação sólida sobre os mecanismos ou processos que controlam esse

comportamento, assim como as relações entre a abundância de Li e a evolução do mo-

mentum angular.

12

Segundo Skumanich (1972), se a ALi de uma estrela estiver correlacionada com a sua

idade, consequentemente deve-se esperar alguma associação com a velocidade rotacio-

nal, pelo menos para estrelas de tipos espectrais iguais. Em conformidade com tal fato,

diversos autores (Zahn 1992; Pinsonneault et al. 1989, 1990) postularam que o decres-

cimento de ALi, em estrelas simples de tipos tardios, se deve simplesmente à perda de

momentum angular.

Brown et al. (1989), estudaram uma amostra de 644 estrelas gigantes, onde 99% delas

tinham uma abundância superficial de lítio considerada normal e o restante apresentava

uma abundância superficial elevada. Esses autores também observaram um decresci-

mento gradual de ALi com a Teff .

• Estrelas Simples

Na Figura (3.1), mostramos a distribuição da abundância do lítio no diagrama HR para

uma amostra de 831 estrelas simples evoluídas. Os valores de ALi, como já sublinhado,

foram obtidos de Brown et al. (1989); De Medeiros et al. (2000); do Nascimento et al.

(2003); Laverny et al. (2003) e Luck R. E. e Heiter U. (2007). Claramente, observamos

aqui o decrescimento gradual da ALi com a Teff , porém com detalhes bem mais revela-

dores sobre o comportamento da ALi em função de Teff . Até uma Teff ≈ 3, 7, corres-

pondendo aproximadamente a tipos espectrais em torno de F8-G0, o comportamento da

ALi depende fortemente da massa estelar, variando entre valores próximos da abundância

cósmica ALi ≈ 3, 0 e valores muito abaixo, com ALi ≈ 0, 0. Tal resultado tem fortes con-

seqüências, pois mostra que na região das baixas massas existem estrelas que deixam o

turn-off 1 já com ALi muito abaixo do valor predito pela teoria padrão da evolução estelar.

Na tabela (3.1), apresentamos cinco estrelas que estão destacadas na Figura (3.1) e que

1Quando o hidrogênio do núcleo da estrela começa a se esgotar e ela sai da sequência principal.

13

serão discutidas mais detalhadamente na Figura (3.7).

Tabela 3.1: Estrelas simples destacadas nas Figuras (3.1) e (3.7).

HD log(Teff ) v sen i ALi M�/M� MZC TE

[K] (km/s)

9746 3,650 8,7 2,70 1,7 0,838 K1III

39853 3,594 3,1 2,80 2,2 – K5III

112127 3,641 1,6 2,70 1,0789 0,753 K2IIICN+„,

194937 3,673 1,0 3,41 1,71 0,834 G9III

214995 3,666 – 3,28 1,51 0,825 K0III:

14

Figura 3.1: Distribuição das abundâncias de lítio (ALi) no Diagrama HR, para estrelas simples da

presente amostra, usando os traçados evolutivos de Girardi et al. (2001).

15

• Estrelas Binárias

Na Figura (3.2), mostramos a distribuição da abundância do lítio no Diagrama HR para

uma amostra de 236 estrelas binárias evoluídas. Os valores de ALi foram retirados de

Brown et al. (1989); De Medeiros et al. (2000); Costa et al. (2002); do Nascimento et al.

(2003); de Laverny et al. (2003) e Luck R. E. e Heiter U. (2007). Essa figura exibe na região

quente, ou seja, para log (Teff ) maiores do que cerca de 3,74, uma tendência de repetir o

que se observa para as estrelas simples. Entretanto, pela primeira vez, um estudo revela

uma tendência para não existência de estrelas binárias com componentes evoluídas ricas

em lítio, nos mesmos padrões usados para definir uma estrela evoluída rica em Li, ou seja

ALi ≈ 3, 0 e localização na região espectral G tardia ou K. Porém, tal resultado deve ser

visto com cautela, devido às limitações da amostra em questão, podendo ser isso apenas

o resultado de um efeito de seleção. Nesse sentido, a estrela binária HD 216489, (B-V) =

1,132, log Teff = 3,663 e tipo espectral K1III, apesar de apresentar ALi = 1,424, portanto,

bem abaixo da abundância cósmica, poderia, em princípio, ser considerada rica em lítio.

Tal estrela merece, por isso, um estudo particular sobre suas propriedades, para confirmar

se a mesma encontra-se, ou não, dentro dos padrões utilizados para definir uma estrela

evoluída rica em lítio.

16

Figura 3.2: Distribuição das abundâncias de lítio (ALi) no Diagrama HR, para estrelas binárias da

presente amostra, usando os traçados evolutivos de Girardi et al. (2001).

17

3.1.1 ALi versus Teff

Na Figura (3.3) apresentamos a abundância de lítio (ALi) em função da temperatura efetiva

(Teff ) tanto para estrelas simples, representadas por círculos fechados vermelhos, como

para os sistemas binários espectroscópicos, representados por circulos fechados: azuis,

para período orbital menor que 250 dias e excentricidade menor que 0,10, pretos para

período orbital menor que 250 dias e excentricidade maior ou igual a 0,10 e verdes para

período orbital maior que 250 dias. Um aspecto marcante nessa figura é a confirmação

do bem estabelecido decrescimento gradual da ALi com a temperatura efetiva, ou seja, ao

longo dos tipos espectrais F, G e K, confirmando os resultados de Herbig e Wolff (1966),

Alschuler (1975), Boesgaard (1976), Brown et al (1989) e De Medeiros et al. (2000), evi-

denciando uma diluição de lítio, onde o material da camada superficial, rico em Li, é es-

palhado e misturado ao material pobre em Li quando a envoltória convectiva se aprofunda

em direção às regiões mais internas da estrela. É importante destacar, também, que as

estrelas binárias apresentam o mesmo decrescimento gradual de ALi com Teff exibido pe-

las estrelas simples. Outro aspecto relevante aqui é a clara ausência de estrelas binárias

ricas em Li, como já sublinhado na seção anterior.

Em sistemas binários interagindo gravitacionalmente, a dissipação viscosa do efeito de

maré, dependente do tempo, pode produzir uma sincronização do movimento de rotação

com o movimento orbital, bem como uma circularização da órbita do sistema (Zahn, 1977),

ou seja, a interação de maré reduz a excentricidade da órbita da estrela. Esses efeitos

da interação gravitacional também retardam a diluição do Li em estrelas frias. Mas esse

retardamento não é suficientemente intenso para que ao longo da evolução as estrelas bi-

nárias, a uma determinada temperatura e idade, tenham abundâncias superiores àquelas

das estrelas simples. Zahn (1994) verificou que essa tendência é observada em estrelas

da sequência principal de mesmo tipo espectral.

18

Figura 3.3: Abundancia de lítio (ALi) versus temperatura efetiva (Teff ) para estrelas evoluídas

simples e binárias da presente amostra, com as binárias segregadas por parâmetros orbitais.

19

3.1.2 Comportamento do Lítio em sistemas binários com componen-

tes evoluídas

A maioria dos sistemas binários com componentes evoluídas e períodos orbitais menores

que 250 dias apresentam uma sincronização entre a rotação e o movimento orbital (Mid-

delkoop e Zwaan, 1981). De fato, para esse tipo de sistema, Giuricin et al. (1984) e De

Medeiros et al. (2002) também observaram a mesma tendência.

Para estrelas subgigantes, De Medeiros et al. (1997) e Randich et al. (1999) encontraram

que os sistemas binários com períodos curtos parecem reter mais o lítio que os sistemas

do mesmo tipo espectral com períodos longos.

Na Figura (3.4), apresentamos o comportamento da abundância de lítio em função do

período orbital onde os sistemas binários com componentes evoluídas estão segregados

entre os que apresentam períodos orbitais menores que 250 dias (e excentricidades me-

nores que 0,10), órbitas ditas circularizadas, representados por círculos fechados azuis,

sistemas com períodos orbitais menores que 250 dias (e excentricidades maiores e iguais

que 0,10), órbitas aproximadamente circularizadas, representados por círculos fechados

verdes, e sistemas com períodos orbitais maiores que 250 dias, representados por círcu-

los fechados vermelhos. Percebemos os efeitos da interação gravitacional sobre a diluição

do conteúdo do lítio em torno desse período orbital. Para Porb menores que 250 dias

confirmamos a existência de uma zona de inibição, primeiro observada por Costa et al.

(2002), ou seja, a inexistência de componentes evoluídas com ALi menores do que um

determinado valor crítico, neste caso, em torno de 0,9. Costa et al. (2002) sugeriram a

existência da tal zona de inibição para períodos orbitais menores do que cerca de 100

dias. Entretanto, como bem ilustrado na Figura (3.4), o fenômeno da inibição na diluição

do lítio parece começar em torno de Porb ≈ 250 dias. A intensidade desse fenômeno

parece aumentar gradativamente com a diminuição do período orbital. Um outro aspecto

importante na Figura (3.4) é um claro aumento da dispersão na relação ALi versus Porb

com o aumento do período orbital. Observa-se que para Porb >250 dias, ALi apresenta

uma dispersão de aproximadamente 3,5 ordens de magnitude, com cerca de uma dezena

20

ou mais de sistemas binários com períodos orbitais longos apresentando ALi tão elevado

quanto os valores encontrados para o sistema de períodos muito curtos. Tal fato pode es-

tar associado a um processo de retenção de Li durante uma fase de pseudo-sincronização

como aquela discutida por Canto Martins et al. (2006).

Seis sistemas binários parecem fugir à regra ou tendência dos outros sistemas ilustrados

na Figura (3.4). São eles: HD 65626, HD 99028, HD 123999, HD 137052, HD 144070 e HD

196524 - classificados a seguir na tabela (3.2). Esses sistemas apresentam os valores de

ALi mais elevados da presente amostra de binárias, porém, excentricidades maiores que

0,10. Duas dessa estrelas, HD 65626 um sistema RS CVn com tipo espectral F9IV+G5IV,

e HD 123999 com tipo espectral F9IV, encontram-se no estágio evolutivo das estrelas sub-

gigantes, onde a sincronização entre rotação e movimento orbital é esperada para o valor

de Porb por elas exibidos. Um aspecto que chama a atenção, no entanto, é esses sistemas

ainda não terem órbitas circularizadas (e > 0,10). Seriam esses casos também um resul-

tado dos efeitos de pseudo-sincronização sobre a diluição do Li? É interessante sublinhar

que Canto Martins et al. (2006) sugerem a pseudo-sincronização como processo efetivo

para inibição da diluição do Li exatamente para uma estrela subgigante (S1242, sistema

binário do aglomerado aberto M67).

Tabela 3.2: Estrelas binárias destacadas na Figura (3.4).

HD log(Teff ) v sen i ALi Porb e TE

[K] (km/s) (dias)

65626 3,778 12,9 3,10 11,06803 0,11 F9IV+G5IV

99028 3,821 16,0 3,25 192 0,54 F2IV

102713 3,808 11,5 3,10 32,864 0,09 F5IV

123999 3,786 12,7 2,40 9,6045 0,19 F9IV

137052 3,812 10,2 3,00 226,95 0,68 F5IV

144070 3,734 19,4 2,8 44,7 0,75 F5IV

196524 3,820 49,8 3,00 26,65 0,48 F5IV

206901 3,820 11,7 2,90 5,9715 0,03 F5IV

21

Figura 3.4: Abundância de lítio (ALi) versus Período orbital (Porb) para estrelas binárias da pre-

sente amostra.

22

3.2 Lítio versus Rotação

As Figuras (3.5) e (3.6) apresentam as distribuições de ALi em função da velocidade de

rotação v sen i para estrelas simples e binárias da amostra, respectivamente.

A presente análise, com base numa amostra estatisticamente mais robusta, confirma os

resultados de estudos anteriores (ex.: De Medeiros et al., 2000). Para rotações meno-

res que 10 km/s as abundâncias de Li apresentam uma dispersão de cerca de 5 ordens

de magnitude, tanto para estrelas simples quanto para estrelas binárias. Diferentemente,

para rotações maiores do que cerca de 10 km/s, a dispersão na relação ALi versus vseni

diminui. A correlação entre abundância de lítio e velocidade rotacional se manifesta so-

mente pelo fato de que estrelas com rotações elevadas tendem a apresentar abundâncias

elevadas de litio, seja para estrelas simples ou para as estrelas binárias. Entretanto, não é

possível estabelecer uma relação matemática simples entre ALi e rotação, provavelmente

devido ao fato de que outros parâmetros estelares influenciam tal relação. É importante

sublinhar que De Medeiros et al. (2000) já haviam apontado para tal aspecto, sugerindo

mesmo que a massa estelar deve ser o parâmetro com maior influência na relação ALi

versus rotação.

23

Figura 3.5: Abundancia de lítio (ALi) versus velocidade rotacional (v sen i), para estrelas simples

da presente amostra.

24

Figura 3.6: Abundancia de lítio (ALi) versus velocidade rotacional (v sen i), para estrelas binárias

da presente amostra.

25

3.3 ALi versus o comportamento da Profundidade da En-

voltória Convectiva

Nesta seção, apresentamos uma análise pioneira sobre o comportamento de ALi em fun-

ção da Teff , agora levando em consideração o papel da massa da envoltória convectiva.

Até o presente, apenas do Nascimento et al. (2000) haviam efetuado um tal estudo, dedi-

cado às estrelas subgigantes. A importância desse gênero de análise é bastante clara: ao

se colocar estrelas num contexto “ALi versus profundidade da envoltória convectiva versus

Teff ", é possível identificar as anomalias em ALi face ao desenvolvimento da mistura ou

diluição convectiva.

A Figura (3.7) ilustra a distribuição de ALi versus Teff , porém, levando em consideração

a profundidade (em massa) da envoltória convectiva de cada estrela. A grande maioria

das estrelas segue o padrão previsto pela teoria da evolução: a maioria das estrelas com

ALi elevada encontra-se na região da Teff onde a envoltória convectiva ainda não se de-

senvolveu e, em uma outra direção, a maioria das estrelas com abundâncias ALi baixas

encontra-se na região da Teff onde a envoltória convectiva atingiu sua profundidade (em

massa) máxima. Dois grupos de estrelas, no entanto, não seguem a regra anterior. O

primeiro desses é composto por estrelas com baixas ALi, com temperaturas log (Teff ) >

3,74. O fato dessas estrelas encontrarem-se num estágio onde a envoltória convectiva

ainda não se desenvolveu indica que o comportamento de “pobres em lítio"dessas estre-

las não está associado ao processo padrão de diluição, devido ao aumento da envoltória

convectiva. O outro grupo de estrelas com comportamento anômalo na relação ALi versus

Teff , face à profundidade da envoltória convectiva, é constituído pelas estrelas apresen-

tando log (Teff ) < 3,7 e abundâncias elevadas de lítio, variando tipicamente entre 1,4 e a

abundância cósmica. Estas são as bem conhecidas estrelas gigantes “ricas em lítio".

26

Figura 3.7: Comportamento da abundância de lítio (ALi) em função da profundidade (em massa) da

envoltória convectiva versus temperatura efetiva (log T eff ), para estrelas simples, considerando as

estrelas com massas entre 1 e 4M�, da presente amostra. Baseado nos modelos de do Nascimento

et al. (2000).

27

CAPÍTULO 4

CONCLUSÕES

Foi efetuada, nesse trabalho, a análise do comportamento da abundância de lítio em fun-

ção da temperatura efetiva para uma ampla amostra de 1.067 estrelas evoluídas, dentre

as quais 236 são sistemas binários espectroscópicos, tipicamente estrelas de classes de

luminosidades III e IV ao longo da região espectral F, G e K. Foram analisadas também as

relações entre rotação e abundância de lítio, bem como o papel da binaridade no compor-

tamento do lítio.

Em relação ao comportamento observacional do lítio para as estrelas simples, além de

observarmos um decrescimento gradual da abundância de lítio com a temperatura efetiva,

verificamos que para estrelas com temperaturas em torno de 3,7, ou seja, aproximada-

mente tipos espectrais em torno de F8-G0, o comportamento da ALi depende fortemente

da massa estelar, variando entre valores próximos da abundância cósmica ALi ≈ 3, 0, e

valores muito abaixo, com ALi ≈ 0, 0. Tal resultado tem conseqüências importantes, ao

mostrar que na região das baixas massas existem estrelas que deixam o turn-off com ALi

muito mais abaixo do que prevê o modelo padrão da evolução estelar.

O nosso estudo revelou, pela primeira vez, que, em princípio, não existem ou são muito

raras estrelas binárias com componentes evoluídas “ricas em lítio", nos mesmos padrões

usados para definir uma estrela evoluída simples rica em Li, ou seja, ALi ≈ 3, 0 e localiza-

28

ção na região espectral G tardia ou K.

Confirmamos os resultados de Herbig e Wolff (1996), Alschuler (1975), Boesgaard (1976),

Brown et al (1989), De Medeiros et al. (2000) e do Nascimento et al. (2000), isto é, o

decrescimento gradual da ALi com a temperatura efetiva ao longo dos tipos espectrais F,

G e K, evidenciando uma diluição de lítio onde o material da camada superficial, rico em

Li, é espalhado e misturado ao material pobre em Li quando a envoltória convectiva se

aprofunda em direção às regiões mais internas da estrela. Destacamos ainda que as es-

trelas binárias apresentam o mesmo decrescimento gradual de ALi com Teff exibido pelas

estrelas simples.

Estabelecemos, com mais clareza, os efeitos da interação gravitacional sobre a diluição

do conteúdo do lítio em sistemas binários com componentes evoluídas. Para Porb menores

que 250 dias, confirmamos a existência de uma zona de inibição anunciada por Costa et

al. (2002), ou seja, inexistência de componentes evoluídas com ALi menores do que um

determinado valor mínimo, neste caso, em torno de 0.9. Realmente, Costa et al. (2002)

sugeriram a existência da zona de inibição para períodos orbitais menores do que cerca de

100 dias. Entretanto, observamos que o fenômeno na diminuição do lítio parece começar

em torno de Porb ≈ 250 dias. A intensidade desse fenômeno, por sua vez, parece aumen-

tar gradativamente com a diminuição do período orbital. Um outro aspecto importante a ser

salientado é um claro aumento de dispersão na relação ALi versus Porb. Observa-se que

para Porb > 250 dias a ALi apresenta uma dispersão de aproximadamente 3,5 ordens de

magnitude, com cerca de uma dezena ou mais de sistemas binários com períodos orbitais

longos apresentando ALi tão elevada quanto os valores encontrados para os sistemas de

períodos muito curtos. Tal fato poderia estar associado a um processo de retenção de Li

durante uma fase de pseudo-sincronização como aquela sugerida por Canto Martins et al.

(2006).

Os sistemas HD 65626, HD 99028, HD 123999, HD 137052, HD 144070 e HD 196524

apresentaram os valores de ALi mais elevados da presente amostra de binárias, porém,

com excentricidades > 0,10. Duas dessas estrelas, HD 65626 um sistema RS CVn com

29

tipo espectral F9IV+G5IV, e HD 123999 com tipo espectral F9IV, encontram-se no estágio

evolutivo das estrelas subgigantes onde a sincronização entre rotação e movimento orbital

é esperada para o valor de Porb por elas exibidos. Esses sistemas ainda não têm orbitas

circularizadas (e > 0,10). Então, seriam esses dois casos também um resultado dos efei-

tos de pseudo-sincronização sobre a diluição do Li? Deve-se notar que Canto Martins et

al. (2006) sugerem a pseudo-sincronização como processo efetivo para inibição da dilui-

ção do Li exatamente para uma estrela subgigante (S1242, sistema binário do aglomerado

aberto M67).

Confirmamos os resultados de estudos anteriores sobre as relações ALi versus Rotação

(ex.: De Medeiros et al., 2000), porém com base numa amostra estatisticamente mais ro-

busta. Para rotações menores que 10 km/s a abundância de Li apresenta uma dispersão

de cerca de 5 ordens de magnitude, tanto para estrelas simples quanto para estrelas bi-

nárias. Diferentemente, para rotações maiores do que cerca de 10 km/s a dispersão na

relação ALi versus v sen i diminui. Estrelas com rotações elevadas tendem a apresentar

abundâncias elevadas de Lítio, seja para estrelas simples ou para as estrelas binárias.

A maior parte das estrelas estudadas seguiu o padrão previsto pela teoria de evolução

estelar: estrelas com ALi elevada encontram-se na região de Teff onde a envoltória con-

vectiva ainda não se desenvolveu e, numa outra direção, estrelas com abundâncias ALi

baixas encontram-se na região da Teff onde a envoltória convectiva atingiu sua profundi-

dade (em massa) máxima. Dois grupos de estrelas, no entanto, não seguiram essa regra.

O primeiro, composto por estrelas com baixas abundâncias ALi e com temperaturas log

(Teff ) > 3,74. Essas estrelas encontram-se num estágio onde a envoltória convectiva

ainda não se desenvolveu, indicando que o comportamento delas de “pobres em lítio"não

está associado ao processo padrão de diluição, devido ao aumento da envoltória convec-

tiva. Muito provavelmente, elas já deixaram a sequência principal com esta deficiência

em Li, cuja causa deve estar associada a alguma fase precoce na vida da estrela. O outro

grupo de estrelas, com comportamento anômalo na relação ALi versus Teff , face à profun-

didade da envoltória convectiva, é constituído pelas estrelas apresentando log (Teff ) < 3,7

e abundâncias elevadas de lítio, variando tipicamente entre 1,4 e a abundância cósmica.

30

Estas são as bem conhecidas estrelas gigantes “ricas em lítio", cuja origem representa um

dos grandes desafios atuais da astrofísica estelar.

31

CAPÍTULO 5

PERSPECTIVAS

• Pretendemos adicionar a este estudo os efeitos de mais outros parâmetros estelares,

tais como idade e indicadores da atividade estelar.

• Estudar o comportamento particular das estrelas evoluídas com anomalias na abun-

dância de lítio, em especial o comportamento no infravermelho.

• Estudar o comportamento de outros elementos leves, correlacionando-os com o com-

portamento do lítio e da velocidade rotacional em estrelas evoluídas.

• Estudar o comportamento do lítio e de outros elementos leves, tais como o Berílio

e o Boro, em estrelas evoluídas de aglomerados abertos, dentro de sequências de

idades e massas.

• Estudar o comportamento do lítio e de outros elementos leves face às medidas de

período de rotação da Missão Espacial CoRoT.

32

APÊNDICE A

ESTRELAS SIMPLES

Apresentamos na Tabela (A.1) parâmetros físicos fundamentais para a amostra de 853

estrelas simples - subgigantes e gigantes de tipos espectrais F, G e K. A legenda desta

tabela está descrita como a seguir:

• HD: número de identificação da estrela no catálogo de Henry Draper;

• TE: tipo espectral da estrela;

• Teff : temperatura efetiva da superfície da estrela;

• v sen i: velocidade rotacional projetada em relação ao Hidrogênio;

• ALi: abundância de Lítio;

• M�/M�: massa da estrela;

• MZC : massa da envoltória convectiva1.

1Consideramos apenas o limite 3,8 ≥ logTeff ≥ 3, 6 e massas entre 1 a 4�, conforme figura (2.1).

33

Tabela A.1: Parâmetros físicos fundamentais para as estrelas simples da nossa amostra.

HD TE log(Teff ) v sen i ALi M�/M� MZC

[K] (km/s)

360 G8III: 3,679 – -0,20 2,0 0,813

400 F8IV 3,797 5,6 2,30 1,25 0,0013

448 G9III 3,678 1,7 -0,25 2,26 0,789

645 K0III 3,685 1,8 0,50 1,704 0,58

787 K4III 3,604 1,9 1,80 2,32 0,842

1406 K3III 3,654 – 0,00 1,5 0,722

1522 K2III 3,649 – 0,00 3,74 0,728

1671 F5III 3,815 46,5 2,80 1,7 0

2151 G2IV 3,765 6,0 2,50 1,38 0,011

2910 K0III 3,673 1,5 0,30 2,0 0,85

3229 F5IV 3,815 5,0 1,30 1,59 0

3303 K0IV 3,685 1,0 0,40 1,79 0,625

3346 K5III 3,580 – -1,50 2,25 –

3411 K2III 3,657 1,0 0,08 2,5 0,849

3712 K0II-IIIvar 3,657 5,1 0,00 4,9 –

3817 G8III 3,705 1,7 0,70 2,89 0,115

3856 G9III-IV 3,678 1,7 1,20 3,0 0,518

4128 K0III 3,682 – 0,20 3,189 0,511

4188 K0IIIvar 3,686 – 0,30 2,48 0,519

4627 G8III 3,668 1,2 0,00 3,2 0,675

4656 K5III 3,600 1,4 -1,00 1,64 0,781

4730 K3III 3,631 – -0,50 1,26 0,775

4732 K0III 3,695 – 0,26 1,69 0,371

4813 F7IV-V 3,794 3,9 2,80 1,13 0,005

4817 K5Ib 3,366 – 0,90 – –

4928 K0III 3,673 1,0 0,00 2,0 0,85

5118 K3III: 3,662 – -0,30 1,89 0,85

34


[K] (km/s)

5234 K2III 3,649 1,1 0,50 3,0 0,831

5268 G5IV 3,701 1,9 0,40 2,5 0,313

5343 K3III 3,622 1,1 -0,10 1,499 0,781

5395 G8III-IV 3,693 – 0,20 2,5 0,512

5437 K4III 3,599 – 0,10 1,74 0,798

5526 K2III 3,680 1,0 0,50 2,5 0,741

5575 G6III 3,672 – 1,00 4,0589 –

5608 K0 3,685 – 0,50 1,5 0,55

5722 G7III 3,694 – -0,16 2,49 0,518

6037 K2/K3III 3,654 – -0,22 1,09 0,775

6186 K0III 3,694 1,0 0,20 2,6 0,452

6203 K0III-IV 3,667 – 0,00 2,6 0,8

6211 K2 3,610 – -1,00 2,89 0,86

6269 G8IIICN„, 3,697 – 0,90 2,3 0,35

6301 F7IV-V 3,815 20,3 1,00 1,3 0

6497 K2III„, 3,654 1,2 -0,20 1,249 0,79

6559 K1III 3,672 – 0,33 2,0 0,85

6805 K2III 3,658 – 1,10 1,87 0,848

6903 G0III 3,746 70,0 2,70 2,7 0,0025

6953 K5III 3,607 – -0,50 1,0 0,704

7087 K0III 3,681 – 1,20 3,99 0,225

7106 K0III-IV„, 3,670 1,0 -0,20 1,89 0,845

7578 K1III 3,658 1,0 0,24 1,53 0,826

7623 K2 3,645 – -0,40 1,5 0,722

7647 K5 3,579 – -1,30 1,25 –

8126 K5III 3,619 – 0,40 1,5 0,794

8512 K0III 3,674 – -0,20 1,099 0,75

8599 G8III 3,692 – -0,36 1,87 0,635

35


[K] (km/s)

8705 K2III 3,647 – -0,40 2,099 0,852

8763 K1III 3,667 2,1 -0,20 2,0 0,85

9057 K0III 3,685 2,0 0,20 2,5 0,513

9138 K4III 3,623 1,0 -0,20 2,0 0,833

9352 K0Ib+... 3,612 – 0,90 6,89 –

9408 K0III 3,687 1,1 -0,85 2,8 0,435

9562 G2IV 3,760 4,2 2,40 1,19 0,012

9712 K1III 3,665 6,5 -0,20 1,71 0,834

9746 K1III 3,650 8,7 2,70 1,7 0,838

10110 K5III 3,574 2,1 -1,20 1,12 –

10142 K0III 3,677 2,5 1,10 2,0 0,813

10486 K2IV 3,682 1,0 -0,20 1,25 0,65

10761 K0III 3,695 2,1 -0,67 3,3 0,159

10975 K0III 3,690 1,5 -0,21 2,2 0,525

11037 G9III 3,690 – 0,34 2,32 0,575

11428 K1III 3,633 – 0,50 2,5 0,861

11624 K0 3,657 – 0,10 2,0 0,851

12235 G2IV 3,768 5,2 1,30 1,2 0,007

12438 G8III 3,706 – -0,72 2,59 0,151

12583 K0II/III 3,691 1,5 0,40 2,4 0,547

13004 K1III 3,661 – -0,30 1,24 0,795

13363 K4III 3,624 – 0,20 2,58 0,859

13421 G0IV 3,779 9,9 1,30 1,41 0,002

13520 K4III 3,605 – -1,00 2,51 0,858

13982 K3III 3,656 1,0 -0,20 2,04 0,851

14129 G8III 3,692 – -0,21 2,65 0,475

14373 K0 3,648 – -0,30 – –

14872 K4III 3,594 – 0,00 1,5 –

36


[K] (km/s)

15524 F6IV 3,825 70,0 3,35 1,6 0

15656 K5III 3,606 2,1 -1,00 1,51 0,781

15866 G0III 3,755 – 1,97 1,37 0,01

15920 G8III 3,704 2,5 1,07 2,59 0,3

16187 K0 3,676 – 0,20 2,485 0,748

16327 F6III 3,801 46,8 2,86 1,74 0

16417 G1V 3,756 2,0 1,80 1,1 0,009

17361 K1III 3,666 1,6 -0,30 2,0 0,85

17709 K5III 3,589 – -1,50 1,89 –

17713 K0III 3,686 – -0,32 2,22 0,525

17824 K0III 3,702 – 1,31 2,46 0,341

18262 F7IV 3,804 9,9 2,10 1,48 0,0005

18449 K2III 3,646 1,9 0,30 2,89 0,835

18482 K2 3,611 – -0,70 2,42 0,85

18650 K1III 3,678 – 0,31 2,0 0,813

18907 G8/K0V 3,724 1,2 1,10 1,25 0,125

18970 K0II-III 3,682 – -0,10 2,25 0,789

19121 K0III 3,677 1,9 -0,67 2,03 0,813

19270 K3III 3,670 1,4 0,45 2,19 0,848

19476 K0III 3,689 1,1 0,40 2,11 0,65

19656 K1III 3,666 2,0 0,00 3,0 0,7

19787 K2IIIvar 3,680 1,1 0,80 2,35 0,789

20468 K2II 3,602 5,9 0,10 7,0 –

20825 G5III 3,668 8,0 1,20 4,89 –

21017 K4III 3,653 – -0,20 1,276 0,8

21530 K2III 3,668 – 0,25 2,19 0,848

21552 K3III 3,624 1,0 -0,10 2,5 0,862

21760 K1III 3,674 – -0,20 1,5 0,824

37


[K] (km/s)

22764 K4Ib 3,518 – -1,50 – –

22796 G6III: 3,697 – 0,30 3,0 0,18

23183 G8III 3,686 2,0 0,02 2,2 0,625

23249 K0IV 3,700 1,0 0,90 2,19 0,386

23526 G9III 3,687 1,3 0,76 2,35 0,561

24802 K0 3,623 – 1,00 3,2 0,841

24843 K1III: 3,671 – 1,00 2,0 0,85

25274 K2III 3,591 2,2 -1,20 1,6 –

25602 K0III-IV 3,688 1,0 0,20 2,0 0,652

25604 K0III 3,674 1,3 0,00 2,0 0,85

25621 F6IV 3,797 15,3 3,01 1,5 0,0002

25627 K2III 3,665 – -0,46 1,5 0,824

25877 G8II 3,666 1,0 0,30 4,0 0,365

25975 K1III 3,695 1,4 0,00 1,42 0,329

26546 K0III 3,671 1,0 0,39 1,69 0,832

26625 K0III 3,691 – 0,54 2,05 0,651

26923 G0IV„, 3,778 4,3 2,80 1,12 0,0005

27022 G5III 3,719 1,0 1,34 2,75 0,055

27348 G8III 3,694 1,8 0,50 2,499 0,518

27371 G8III 3,688 1,0 0,70 2,6 0,487

27382 K1III 3,660 1,0 -0,20 2,5 0,849

27536 G8IV: 3,703 1,0 1,20 1,8 0,375

27971 K1III 3,688 1,2 0,30 2,3 0,574

28305 K0III 3,683 2,4 1,20 2,2 0,798

28322 G9III 3,682 1,3 0,52 2,18 0,798

28479 K2III 3,649 – -0,43 1,5 0,722

29065 K4III 3,607 – -1,00 1,509 0,781

29085 K0III 3,690 – -0,42 1,8 0,625

38


[K] (km/s)

29613 K0III 3,676 1,0 1,50 1,699 0,784

30454 K2III 3,663 1,1 0,00 1,57 0,829

30504 K4II 3,610 1,6 0,10 2,5 0,858

30557 G9III 3,683 1,0 0,19 2,41 0,759

30736 F7V 3,782 15,2 1,51 1,5 0,0014

30814 K0III 3,687 – 0,68 2,45 0,522

30834 K2.5III 3,617 2,7 1,80 3,0 0,842

31579 K4III 3,607 1,6 0,60 1,99 0,821

32393 K3 3,650 – -0,30 1,5 0,722

32887 K4III 3,608 – -0,20 2,43 0,85

33021 G1IV 3,764 2,0 2,00 1,22 0,012

33618 K2III-IV 3,655 1,0 -0,20 1,3 0,818

33844 K0III 3,678 – 0,32 1,25 0,65

34538 G8IV 3,697 – 0,40 1,709 0,374

34559 G8III 3,696 2,1 0,65 2,44 0,327

34642 K0/K1III/IV 3,687 6,9 0,30 1,51 0,55

35186 K4III 3,611 2,5 -1,00 2,75 0,859

35369 G8III 3,695 – 0,23 2,59 0,289

35519 K2 3,609 – -0,10 1,69 0,811

35521 K0 3,660 – 0,40 1,68 0,829

35620 K4IIIp 3,618 1,6 -0,80 1,85 0,829

35984 F6III 3,805 44,9 2,61 1,8 0

36040 K0IIIp 3,666 1,0 0,00 2,13 0,418

36167 K5III 3,579 – -1,20 1,83 –

36994 F5III 3,812 56,1 3,11 1,7 0

38358 K0 3,626 – -0,40 2,0 0,842

38527 G8III 3,705 2,4 -0,34 2,5 0,152

38656 G8III 3,694 1,0 0,30 2,7 0,451

39


[K] (km/s)

38751 G8IIIvar 3,682 – 0,20 4,1 0,759

39003 K0III 3,663 1,0 0,00 2,51 0,849

39853 K5III 3,594 3,1 2,80 2,2 –

40020 K2III 3,666 1,0 0,11 1,77 0,839

40083 K2III 3,652 1,0 0,10 1,5 0,722

40801 K0III 3,689 – 0,27 1,81 0,626

40827 K1III-IV 3,666 1,8 1,60 2,0 0,85

41467 K0III 3,651 1,8 -0,20 3,25 0,808

41597 G8III 3,669 1,5 -1,05 2,49 0,825

41636 G9III 3,678 3,8 0,20 1,06 0,517

41700 G0IV-V 3,793 16,1 2,80 1,16 0,0002

42341 K2III 3,660 – 0,70 1,289 0,814

42466 K1III 3,676 1,4 0,20 2,3 0,789

42621 K1III 3,673 – -0,60 2,21 0,831

42633 K3III 3,629 2,2 -0,60 2,42 0,859

43023 G8III 3,701 – 0,43 2,49 0,325

43039 G8IIIvar 3,682 – 0,20 2,24 0,798

43386 F5IV-V 3,818 18,8 3,30 1,09 0

43429 K1III 3,675 – -0,33 1,43 0,735

44708 K4III 3,592 2,9 -0,20 2,5 –

45415 G9III 3,679 1,3 0,22 2,22 0,798

45466 K4III 3,610 – -0,70 1,509 0,781

45512 K2III-IV 3,660 2,1 -0,10 1,24 0,795

46184 K1III 3,641 – -0,40 2,1 0,847

46709 K4III 3,599 3,5 0,60 5,0 –

47174 K3III 3,646 1,0 -0,10 3,0 0,831

47205 K1III+... 3,679 – 0,00 1,249 0,631

47667 K2III 3,608 3,9 -0,50 8,81 –

40


[K] (km/s)

47731 G5Ib 3,670 – 0,90 4,89 –

47914 K5III 3,604 2,2 -1,00 1,25 0,753

48432 K0III 3,691 1,0 0,15 2,09 0,651

48433 K1III 3,657 1,0 -0,44 2,5 0,849

48737 F5IV 3,815 70,0 3,30 1,6 0

49161 K4III 3,619 2,5 -0,30 2,64 0,851

49878 K4III 3,624 1,4 -0,70 1,12 0,738

51440 K2III 3,649 1,0 -0,40 2,5 0,858

52005 K3Ib 3,564 – -0,10 15,1 –

52960 K3III 3,620 2,0 -0,20 3,82 0,825

54131 G8III 3,682 1,0 0,80 2,41 0,759

54719 K2III 3,642 1,0 -0,39 2,5 0,851

54810 K0III 3,682 – -0,03 2,22 0,798

55052 F5IV 3,829 75,0 2,00 2,21 0

55730 G6III 3,684 2,2 -0,83 2,42 0,758

57264 K0III 3,671 1,0 0,19 2,0 0,85

57669 K0III 3,644 4,5 1,50 4,0 0,784

58207 G9III+„, 3,681 1,5 0,10 2,0 0,815

58898 K2III 3,648 – -0,05 1,23 0,789

59294 K2III 3,639 1,7 0,50 4,0 0,784

59311 K5III 3,602 – 0,40 5,89 –

59381 K5III 3,572 – -1,10 – –

60341 K0III 3,665 – 0,30 1,78 0,842

60522 K5III 3,592 – -0,80 1,48 –

60532 F6IV-V 3,792 8,1 1,60 1,64 0,0003

60986 K0III 3,699 1,1 0,07 2,5 0,313

61064 F6III 3,815 30,1 3,41 1,84 0

61191 K1III 3,672 – -0,15 1,49 0,823

41


[K] (km/s)

61603 K5 3,587 – -0,80 4,09 –

61630 K0 3,620 – -0,60 3,0 0,842

61772 K3III 3,591 2,2 -0,50 2,899 –

61935 K0III 3,681 – 0,20 2,37 0,759

62141 K0III 3,698 1,0 1,00 2,15 0,385

62285 K5III 3,593 – 0,00 2,0 –

62345 G8III 3,697 1,6 0,50 2,75 0,249

62412 K1III 3,687 – 0,20 2,899 0,377

62509 K0IIIvar 3,687 1,0 0,60 2,14 0,65

62576 K5III 3,567 – -0,50 4,899 –

62902 K5III 3,622 – -1,00 0,981 0,721

63208 G2III+„, 3,778 5,7 1,00 3,8 0

63352 K0 3,624 – 0,50 2,0 0,833

63697 K3III 3,638 – -0,50 1,69 0,822

63752 K3III 3,610 – 0,20 5,12 –

64106 K2III: 3,663 – -0,50 2,53 0,847

64144 K4III 3,607 – -0,30 1,72 0,813

64152 K0III 3,693 – 0,50 2,42 0,549

64307 K3III 3,614 2,0 1,20 2,87 0,859

65066 K0III 3,685 1,4 0,00 2,0 0,652

65345 K0III 3,697 1,0 0,40 2,499 0,322

65522 K2 3,631 – -0,50 0,999 0,725

65714 G8III: 3,682 – 0,20 4,9059 –

65735 K1III 3,667 1,0 -0,02 1,7 0,834

65801 K0 3,586 – -1,00 1,27 –

66011 G0IV 3,778 13,6 1,20 1,4999 0,0015

66242 G0III 3,766 6,9 -0,42 2,0 0,0012

67370 K3III: 3,641 – -0,40 2,1 0,847

42


[K] (km/s)

68290 K0III 3,696 – 1,03 2,43 0,325

68312 G8III 3,705 – -0,30 2,79 0,124

68375 G8III 3,703 1,3 -0,30 2,51 0,311

69267 K4III 3,604 2,1 -0,80 2,499 0,855

70272 K5III 3,590 – -1,20 2,1 –

70522 F7III 3,792 12,0 3,29 1,49 0,0005

70647 K5III 3,579 2,5 0,00 3,0 –

71088 G8III 3,690 1,2 0,75 2,25 0,581

71093 K5III 3,615 1,3 -0,80 1,499 0,781

71243 F5III 3,824 28,6 3,51 1,504 0

72292 K3III 3,643 1,0 -0,20 1,709 0,824

72324 G9III 3,680 2,7 1,00 2,0 0,813

72505 K0III 3,655 1,5 0,80 1,24999 0,8

72561 G5III 3,674 6,0 0,50 12,0 –

72779 G0III 3,750 90,0 3,30 2,51 0,0035

73108 K2III 3,655 1,0 0,65 2,25 0,85

73192 K2III: 3,666 – 1,20 2,1 0,847

73471 K2III 3,649 1,9 0,34 3,0 0,831

73599 K1III 3,672 1,0 0,00 2,5 0,825

73840 K3III 3,616 – -0,80 1,99 0,832

73898 G5III 3,703 1,1 -0,58 2,61 0,289

73971 G8III 3,688 2,4 0,60 2,4 0,545

74137 K0IIICN... 3,674 – 0,00 2,1 0,809

74442 K0III 3,671 1,0 0,00 2 0,85

74485 G5III 3,697 6,6 1,00 2,58 0,289

74739 G8Iab: 3,684 – 0,70 3,81 0,291

74918 G8III 3,703 – 0,30 3,0 0,188

75487 F5IV-V 3,823 20,9 3,20 1,554 0

43


[K] (km/s)

75523 K0III 3,646 1,0 0,10 2,34 0,853

75556 K0III 3,643 1,2 -0,40 2 0,845

76294 G8III-IV 3,689 2,3 0,50 3,13 0,335

76813 G9III 3,701 2,7 0,39 2,91 0,22

77250 F3IV+„, 3,666 1,6 0,00 3,5 0,531

77353 K0III 3,658 – -0,20 3,178 0,792

77445 K3III: 3,668 – 1,30 3,235 0,675

77912 G8Ib-II 3,679 12,0 1,00 5 –

78154 F7IV-V 3,801 5,8 1,10 1,25 0,0013

78235 G8III 3,705 2,7 0,80 2,5 0,152

78668 G6III 3,696 – 1,30 3,1 0,175

78715 G8III 3,705 2,0 0,50 2,75 0,125

79181 G8III 3,689 – -0,33 2,31 0,575

80499 G8III 3,698 – 1,10 3,24 0,165

80956 G5III-IV 3,711 2,0 0,50 3,1899 0,057

81146 K2III 3,648 1,9 0,10 1,999 0,852

81169 G8III 3,705 – 0,38 2,49 0,161

81799 K1III 3,659 – -0,20 1,69 0,83

82074 G6IV 3,715 2,1 0,30 1,69 0,125

82087 G8III: 3,680 – 0,20 2,89 0,531

82395 K0IIIvar 3,677 1,1 0,20 2,25 0,789

82543 F7IV-V 3,767 4,8 1,60 2,39 0,0006

82635 G8III 3,700 – 0,17 2,49 0,325

82734 K0III 3,681 3,8 1,10 2,85 0,576

82741 K0III 3,687 1,7 0,50 2,45 0,522

83087 K0/K1III 3,686 – -0,82 1,69 0,589

83425 K3III 3,633 1,2 0,19 1,97 0,841

83787 K6III 3,582 – 0,00 – –

44


[K] (km/s)

83805 G8III 3,694 1,2 0,47 2,52 0,511

84117 G0V 3,788 5,6 2,50 1,13 0,0005

85440 G8III 3,707 – 1,25 1,57 0,226

85444 G6/G8III 3,700 – 1,45 3,45 0,129

85503 K0III 3,648 1,2 0,20 1,514 0,722

86513 G9III: 3,675 – 0,50 2,0 0,813

87682 K1III 3,696 1,2 0,89 2,25 0,365

87837 K4III 3,610 – -0,40 1,6 0,811

89396 K2 3,623 – -0,30 4,5 –

89414 K3III: 3,664 – -0,20 2,41 0,85

89449 F6IV 3,812 17,3 1,30 1,35 0

89962 K3III 3,665 1,0 0,00 1,25 0,777

90040 K1III 3,654 – 0,80 2,47 0,856

90432 K4III 3,609 – -1,00 1,79 0,817

91550 K5III 3,578 – -0,50 – –

91612 G8II-III 3,699 1,5 0,60 3,0 0,18

92424 K2IIIvar 3,650 1,0 -0,20 1,5058 0,722

92523 K3III 3,617 10,0 -1,00 2,0 0,833

92588 K1IV 3,707 1,0 1,00 1,25 0,179

93102 K4III 3,650 1,0 -0,20 2,478 0,857

93244 K1III: 3,665 – -0,20 1,69 0,832

93257 K3III 3,663 – -0,20 1,5 0,825

93291 G4III: 3,702 – 0,50 1,51 0,351

93636 K0 3,661 – -0,20 2,52 0,852

93813 K0/K1III 3,646 – -0,40 2,1 0,852

93833 G8III: 3,673 – 0,00 2 0,85

94084 K2III 3,666 3,1 1,16 1,5 0,824

94237 K5III 3,600 1,8 0,30 1,8 0,813

45


[K] (km/s)

94247 K3III 3,626 1,1 0,20 3,5 0,845

94264 K0III-IV 3,678 1,0 0,00 1,714 0,788

94386 K2III 3,656 1,0 0,20 1,089 0,769

94497 G7III: 3,680 – 0,10 2,0 0,813

94600 K1III 3,668 1,3 0,00 2,0 0,85

94669 K2III 3,664 1,0 0,05 1,7 0,831

94720 K4III 3,590 – -1,00 1,37 –

94747 K0 3,679 – 0,00 1,69 0,784

95272 K1III 3,672 – 0,00 2,44 0,828

95345 K1III 3,661 1,0 -0,20 2,75 0,828

95808 G7III... 3,696 – 0,30 2,53 0,311

95849 K3III 3,649 1,5 -0,20 2,89 0,835

96436 G9IIICN„, 3,693 2,3 0,20 1,899 0,648

96833 K1III 3,661 1,1 1,10 2,76 0,828

97605 K3III 3,664 2,2 -0,50 1,34 0,818

97989 K0III: 3,668 – 1,20 2,47 0,827

98430 K0III 3,666 – 0,00 2,89 0,725

98579 K1III 3,664 – -0,11 1,25 0,8

98839 G8II 3,686 4,0 0,70 3,92 0,611

98960 K3 3,607 – -0,80 1,72 0,813

99167 K5III 3,588 – -1,20 1,5 –

99283 K0III 3,687 1,5 0,26 2,48 0,519

99491 K0IV 3,727 2,6 1,40 0,799 0,054

99998 K4III 3,594 – -1,00 1,68 –

100006 K0III 3,676 1,9 1,20 2,3 0,789

100470 K0III 3,675 1,0 0,00 2 0,813

100615 K0III 3,680 1,0 0,00 2,59 0,731

100696 K0III 3,690 1,2 0,30 2,4 0,549

46


[K] (km/s)

101013 K0p... 3,674 2,0 0,50 2,48 0,826

101133 F5IIIs 3,827 35,5 2,50 2,0 0

101151 K2III 3,631 1,0 -0,60 2,0 0,842

101321 K0III 3,687 – 0,05 1,75 0,611

101484 K1III 3,688 1,7 0,67 2,15 0,625

101673 K3III 3,641 1,2 -0,40 3,3 0,848

101980 K5III 3,593 2,4 -1,00 2,45 –

102224 K0III 3,655 1,1 -0,20 2,5 0,849

102328 K3III 3,639 1,1 -0,40 1,089 0,753

103596 K4III 3,600 – -1,00 1,25 0,753

103605 K1III 3,668 2,4 0,52 1,99 0,849

104055 K2IV 3,642 2,0 0,20 2,13 0,847

104304 K0IV 3,731 2,0 0,90 – –

104356 G8III: 3,651 – 0,80 2,47 0,856

104819 K2III 3,660 – 0,34 – –

104985 G9III 3,680 2,7 -0,09 2,25 0,789

105639 K3III 3,665 1,0 0,00 1,5089 0,825

105678 F6IV 3,795 29,6 1,60 1,6789 0,0003

105707 K2III 3,631 – 0,80 4,15 –

106714 K0III 3,693 1,7 0,50 2,51067 0,513

107295 K0III+„, 3,718 3,7 0,50 2,899 0,041

107328 K1III 3,656 1,3 -0,20 2,0 0,851

107383 G8III 3,683 1,2 0,50 3,3 0,481

107418 K0III 3,677 – 1,10 1,89 0,811

107610 K2III 3,666 – -0,01 1,51 0,825

107950 G7III 3,707 6,6 0,50 2,75 0,125

108063 G4IV 3,757 5,4 1,41 1,49 0,011

108225 G8III-IV 3,693 1,4 0,60 1,489 0,524

47


[K] (km/s)

108381 K2IIICN+„, 3,664 1,6 0,10 1,99 0,851

108471 G8III 3,697 4,1 2,00 3,289 0,165

108722 F5III 3,814 100,0 3,30 1,82 0

108861 G8III-IV 3,687 1,3 0,30 2,5079 0,513

108985 K5 3,595 – 0,30 1,89 0,819

109317 K0IIICN„, 3,683 1,8 0,40 2,249 0,789

109345 K0III 3,676 1,0 0,30 2,069 0,81

109379 G5II 3,704 4,2 0,80 3,4 0,145

109492 G4IV 3,738 4,2 2,81 1,48 0,045

109996 K1III 3,669 1,7 0,00 1,7089 0,834

110014 K2III 3,645 – -0,50 1,89 0,826

111028 K1III-IV 3,687 1,5 0,00 1,4967 0,549

111067 K3III 3,627 1,2 -0,80 1,7 0,821

111295 G8III 3,695 1,9 -0,17 2,48 0,326

112127 K2IIICN+„, 3,641 1,6 2,70 1,0789 0,753

112357 K0III 3,705 – -0,16 1,51 0,226

112570 K0III-IV 3,683 1,4 0,40 2,0 0,813

112989 K1IIIp 3,657 11,0 0,90 5,4389 –

113092 K2III 3,638 2,1 -0,30 2,789 0,851

113226 G8IIIvar 3,697 2,3 1,51 2,75 0,249

113847 K1III 3,662 1,3 -0,20 2,51 0,849

113996 K5III 3,604 1,8 -1,00 1,375 0,766

114038 K2III 3,662 – -0,30 2,37 0,85

114092 K4III 3,625 2,1 -0,60 1,13 0,749

114113 K3III 3,655 – -0,20 2,0 0,851

114149 K0III 3,677 – 0,30 2,0 0,812

114256 K0III 3,681 1,2 1,03 2,41 0,759

114326 K5III 3,610 1,4 -0,80 2,0589 0,826

48


[K] (km/s)

114642 F6V 3,810 13,3 3,15 1,5189 0

114724 K1III 3,684 2,5 0,20 2,50489 0,7141

114960 K5III 3,621 – 0,10 1,21 0,756

115004 K0III 3,675 5,8 0,90 3,99 0,225

115202 K1III 3,683 – 0,20 1,489 0,773

115310 K0III 3,692 – 0,20 2,489 0,525

115319 G8III 3,690 2,4 1,10 1,84 0,627

115478 K3III 3,634 1,7 -0,40 1,5 0,812

115659 G8III 3,699 4,0 1,30 3,149 0,161

115723 K4.5III 3,624 – 0,30 1,59 0,796

116010 K1III 3,651 1,4 -0,40 2,568 0,852

116292 K0III 3,687 – 1,50 2,52 0,511

116957 K0III: 3,688 – 0,30 2,489 0,516

116976 K1IIICN... 3,669 – 0,70 2,5 0,825

117261 G8III 3,698 3,0 0,00 2,4879 0,325

117404 K5 3,606 – -1,00 1,99 0,821

117710 K2III 3,672 2,7 -0,20 1,6 0,831

118536 K1III 3,656 1,9 1,20 1,99 0,851

119081 K3III 3,633 1,3 -0,50 1,2499 0,773

119126 G9III 3,684 1,3 0,20 2,87 0,575

119992 F7IV-V 3,802 8,3 2,70 1,2109 0,0014

120048 G9III 3,694 3,0 1,00 2,54378 0,519

120164 K0III+„, 3,679 1,0 0,50 2,76 0,624

120420 K0III 3,680 1,0 0,30 2,76 0,624

120452 K0III 3,675 – 0,00 2,45 0,759

120477 K5IIIvar 3,596 2,2 -1,50 1,5 0,779

120602 K0 3,703 – 1,90 2,59 0,3

121107 G5III 3,714 14,5 0,50 3,85 0,032

49


[K] (km/s)

121115 F3V 3,815 – 0,60 1,7 0

121299 K2III 3,669 – 0,00 2,0 0,85

121710 K3IIIvar 3,611 1,3 1,30 3,0 0,861

121980 K5III 3,613 1,9 -0,70 1,5508 0,809

122744 G9III 3,698 3,2 1,00 2,5078 0,325

123173 K2III 3,576 – 0,00 1,12 –

123977 K0III 3,681 1,4 0,20 2,0 0,813

124186 K4III 3,642 1,0 -0,40 1,49 0,816

124294 K3III 3,631 – 0,10 1,89 0,831

124570 F6IV 3,787 5,6 2,80 1,35 0,001

124850 F7V-IV 3,795 14,8 2,06 1,5 0,0005

124897 K2IIIp 3,645 1,0 -0,80 2,5 0,859

125184 G5IV 3,740 1,3 0,80 1,0589 0,031

125451 F5IV 3,832 46,0 1,80 1,36 0

125454 G9III 3,681 – 0,20 2,59 0,731

125560 K3III 3,647 1,0 0,50 1,489 0,722

126035 G7III 3,687 – 0,28 2,11 0,65

126218 K0III 3,692 – 0,40 3,1 0,348

126265 G2III 3,774 6,0 1,04 1,26 0,0061

126400 K0III 3,696 1,4 0,30 1,7089 0,374

127243 G3IV 3,710 3,6 0,60 2,59 0,15

127665 K3III 3,635 1,3 -0,40 1,7 0,824

127700 K4III 3,613 1,9 -1,00 2,137 0,831

127740 F5III 3,802 45,0 2,35 1,7 0

127986 F8IVw 3,792 5,7 1,60 1,6409 0,0003

128000 K5III 3,594 – -1,00 1,7 –

128198 K5III 3,622 – -0,80 1,75 0,822

128402 K0 3,674 – 0,20 1,99 0,8490

50


[K] (km/s)

128750 K2III: 3,668 – 0,00 2,0 0,85

128853 G8III 3,695 – 1,28 1,58 0,365

128899 K5III 3,613 – -0,80 3,4 0,838

129245 K3III 3,633 1,5 -0,50 1,5 0,812

129312 G8IIIvar 3,687 6,5 0,70 4,3 –

129336 G8III 3,696 2,6 0,50 2,8923 0,216

129502 F2III 3,832 30,0 3,14 1,57 0

129972 K0III 3,690 – 0,50 2,52 0,511

130025 K0 3,714 – 0,70 2,87 0,123

130705 K4II-III 3,642 – -0,40 1,53 0,818

130945 F7IVw 3,803 18,7 2,30 1,5099 0,0002

130952 G8... 3,687 – 0,20 2,4 0,549

130970 K3III 3,619 2,1 -0,30 1,25 0,759

131040 F5IV 3,827 29,2 2,70 1,41067 0

131507 K4III 3,624 1,6 -0,50 1,867 0,83

132132 K1III 3,663 2,0 0,00 1,99 0,851

132146 G5III: 3,694 – 0,30 3,65 0,211

133124 K4III 3,599 1,6 -1,00 1,6 0,781

133165 K0III 3,681 – 0,00 2,41 0,759

133208 G8III 3,693 2,5 1,20 3,8 0,165

133392 G8III: 3,681 – 0,00 2,0 0,813

133484 F6IV 3,813 21,2 2,70 1,409 0

133485 G8III-IV 3,682 1,6 0,20 2,4289 0,759

133582 K2III 3,645 1,6 -0,60 2,0 0,852

133670 K0III 3,678 – -0,63 1,26 0,651

133774 K5III 3,580 – -1,50 – –

134190 G8III 3,693 – 0,40 2,48 0,525

134320 K2III 3,645 – 0,70 2,0 0,852

51


[K] (km/s)

134493 K0III 3,677 1,8 -0,30 2,0 0,813

135402 K2III: 3,649 – -0,30 1,73 0,838

135482 K0III 3,670 1,5 0,50 3,0 0,7

136028 K5III 3,599 – -0,90 2,78 0,852

136064 F9IV 3,784 5,0 2,00 1,25 0,0002

136202 F8III-IV 3,787 4,8 1,00 1,24099 0,0015

136479 K1III 3,677 – 0,50 2,09 0,809

136512 K0III 3,683 2,0 0,20 2,0 0,813

136643 K0 3,642 – 0,70 1,99 0,841

136726 K4III 3,624 1,5 -0,60 2,0 0,833

137071 K4III 3,569 – -0,60 9,0 –

137390 K2III 3,650 1,0 1,40 2,0 0,852

137443 K4III 3,633 – -0,60 1,6 0,819

137704 K4III 3,617 1,0 -0,10 1,889 0,831

138383 K0 3,660 – -0,20 1,27 0,811

138481 K5III 3,580 4,2 -0,50 3,789 –

138716 K1IV 3,685 – 0,00 1,49 0,549

138852 K0III-IV 3,689 1,2 0,30 2,4199 0,547

138905 K0III 3,684 – 1,20 2,489 0,748

139063 K3III 3,625 – 0,30 2,0 0,842

139074 G8III: 3,690 – 0,30 2,5 0,513

139284 K2 3,634 – -0,60 2,1 0,843

139329 K0III 3,672 – -0,25 1,89 0,845

139357 K4III: 3,654 – -0,20 1,89 0,85

139663 K3III 3,635 – -0,40 2,19 0,85

139777 G8IV-V+„, 3,753 5,4 3,00 0,92489 0,011

139778 K1III: 3,669 – 1,20 2,19 0,848

140438 G5III 3,708 5,8 0,50 3,0 0,059

52


[K] (km/s)

140573 K2III 3,657 1,6 0,00 1,7 0,831

140716 G9III: 3,672 – 0,60 1,77 0,839

141472 K3III 3,618 – -0,80 3,44 0,839

141680 G8III 3,682 1,9 0,20 2,395 0,759

141714 G5III-IV 3,724 – 1,20 2,41 0,081

141832 K0III 3,687 – 0,38 1,71 0,589

141992 K5III 3,593 – -1,00 1,7 –

142198 K0III 3,685 – 0,20 2,455 0,522

142531 G8III: 3,690 – 0,40 2,49 0,513

143107 K3III 3,647 1,0 -0,30 2,35 0,854

143787 K3III 3,646 – -0,10 1,49 0,722

144585 G5V 3,755 3,7 1,50 1,09 0,011

145000 K1III 3,662 1,0 0,00 2,0 0,851

145001 G8III 3,697 9,9 0,50 3,4 0,137

145148 K1+„, 3,687 1,0 0,00 1,1 0,365

145892 K5III 3,606 – -1,00 1,48 0,763

145897 K3III 3,619 – -0,80 1,98 0,831

146084 K2III 3,660 1,4 -0,11 1,5 0,825

146388 K3III 3,664 1,6 0,60 1,89 0,85

146537 K2 3,629 – -0,60 1,499 0,809

146791 G8III 3,691 – 0,30 1,49 0,549

147266 G8II 3,696 1,2 0,40 2,41 0,328

147352 K6III 3,624 – 0,10 2,11 0,835

147677 K0III 3,690 1,6 0,40 2,24 0,579

147700 K0III 3,686 – 0,30 2,26 0,574

147767 K5III 3,595 3,1 0,30 1,71 0,798

148228 G8III 3,674 1,6 0,00 2,09 0,848

148293 K2III 3,666 1,2 2,00 2,0 0,85

53


[K] (km/s)

148317 G0III 3,758 3,0 3,25 1,61 0,007

148374 G8III 3,693 3,3 0,40 2,96 0,371

148513 K4IIIp 3,608 1,0 -0,30 1,5 0,781

148760 K1III 3,671 – 0,03 1,31 0,794

148786 G8/K0III 3,699 – 0,50 2,89 0,221

149009 K5III 3,575 – -1,20 – –

149216 K0III 3,649 – 0,14 – –

150012 F5III-IV 3,818 35,5 2,50 1,69 0

150416 G8II/III 3,669 – 0,30 3,1 0,685

150449 K1III 3,676 5,2 0,20 2,0 0,813

150997 G8III-IV 3,700 1,7 0,90 2,5 0,313

151217 K5III 3,593 2,3 -1,20 1,25 –

152153 K0IV 3,642 1,4 1,30 2,16 0,85

152262 K3III: 3,671 – 0,30 2,1 0,848

152326 K2II-III 3,644 – -0,40 4,3 –

152601 K2III 3,668 – 0,00 2,0 0,85

152812 K2III 3,631 1,2 -0,80 2,09 0,843

152863 G5III 3,699 2,9 0,50 2,7 0,265

152879 K4III 3,617 2,3 -0,30 1,499 0,781

153210 K2IIIvar 3,658 1,0 0,00 1,57 0,829

153687 K4III 3,604 – -0,30 1,78 0,813

153834 K3III 3,630 – 0,00 10 –

153956 K1III: 3,657 – -0,20 1,49 0,821

154160 G5IV: 3,729 1,2 1,60 1,19 0,052

154391 K1III 3,684 1,0 -0,08 2,2 0,798

155646 F6III 3,797 6,9 3,10 1,5 0,0002

155970 K1III 3,669 – 0,13 1,72 0,834

156283 K3IIvar 3,612 1,3 -0,60 4,12 –

54


[K] (km/s)

156284 K2III 3,629 1,3 -0,60 2,5 0,861

156593 K2 3,591 – -1,00 4,15 –

156681 K4II-III 3,592 1,0 -1,00 2,899 –

156874 K0III 3,688 1,0 0,22 2,41 0,545

157347 G5IV 3,750 1,1 0,70 0,9059 0,021

157358 G0III 3,739 1,0 1,10 2,519 0,015

157527 K0III 3,696 – 1,29 2,39 0,327

157617 K1III 3,643 – 0,20 4,4 –

157853 F8IV 3,741 3,2 2,20 2,5089 0,01

157910 G5III+„, 3,706 4,1 0,70 3,35 0,056

157919 F3III 3,827 – 2,82 1,72 0

158170 F5IV 3,778 8,0 1,20 1,7189 0,001

158974 G8III 3,692 2,4 0,40 2,7 0,451

159026 F6III 3,795 139,0 2,00 3,2 0

159925 G9III 3,689 1,9 0,50 2,5 0,513

159966 K0III 3,672 1,0 0,21 2,0 0,85

160822 K0III 3,672 1,0 0,00 2,0 0,85

161074 K4III 3,612 2,3 -1,00 1,2489 0,751

161096 K2III 3,657 1,0 0,20 1,71 0,831

161239 G2IIIb 3,749 5,9 0,50 1,43 0,02

161502 G5III 3,703 – 0,95 1,99 0,4

162003 F5IV-V 3,817 12,9 2,60 1,47 0

162076 G5IV 3,696 3,2 1,10 2,2 0,361

162113 K0III 3,646 1,0 0,61 1,23 0,789

162211 K2III 3,661 1,6 -0,20 1,69 0,83

162468 K1III-IV 3,644 1,0 0,90 2,0 0,845

162555 K1III 3,673 1,0 0,00 2,0 0,85

163532 G9III 3,658 – 0,20 2,5 0,849

55


[K] (km/s)

163588 K2III 3,655 1,0 -0,20 1,509 0,825

163770 K1IIvar 3,627 6,3 -0,40 5,9 –

163989 F6IV-Vs 3,793 5,0 1,00 1,5 0,0005

163993 K0III 3,697 3,2 1,30 2,509 0,312

164058 K5III 3,596 1,2 -1,00 2,0 0,824

164349 K0II-III 3,643 – 0,20 4,4 –

164507 G5IV 3,734 2,2 0,50 1,42 0,055

165438 K1IV 3,691 1,0 0,12 1,25 0,411

166229 K2III 3,658 1,0 -0,20 1,251 0,8

166460 K2III 3,651 1,9 -0,40 2,37 0,854

166464 K0III 3,676 – -0,11 2,25 0,789

167042 K1III 3,695 1,0 0,30 1,51 0,35

167193 K4III 3,606 1,6 -1,00 12,789 –

167576 K1III 3,644 – -0,02 0,99 0,739

167768 G3III 3,705 3,9 0,13 2,49 0,152

168415 K3III 3,605 – -0,80 1,699 0,813

168454 K3III 3,622 – -0,20 4,5 –

168656 G8III 3,701 1,0 0,90 2,89 0,221

168723 K0III-IV 3,696 – 0,50 1,75 0,375

168775 K2IIIvar 3,658 1,8 0,00 2,4867 0,85

169191 K3III 3,643 1,2 0,50 2,5 0,851

169414 K2III 3,657 – -0,40 1,77 0,836

170693 K2III 3,655 1,0 -0,20 2,496 0,85

170811 K0IV 3,689 1,8 1,30 2,61 0,487

171391 G8III 3,698 – 1,20 2,75 0,249

171443 K2III 3,632 – -0,40 1,7 0,821

171994 G8IV 3,704 2,0 0,80 2,12 0,4

172088 F9IV 3,783 7,5 2,40 3,0 0

56


[K] (km/s)

173378 K0III 3,695 16,0 -0,79 2,01 0,411

173398 K0III 3,689 1,0 0,30 2,41 0,545

173460 K5III 3,579 – 0,10 4,6 –

173780 K3III 3,652 1,0 -0,02 2,0 0,852

173833 K5 3,578 – -0,10 1,0 –

173920 G5III 3,715 8,0 0,50 3,9 0,031

174947 G8/K0II 3,651 – 0,40 6,78 –

175190 K1Ib/II 3,627 – -0,60 1,5 0,812

175740 G8III 3,679 – 0,33 2,19 0,798

175743 K1III 3,670 1,4 0,19 1,81 0,842

175751 K1III 3,675 – 0,00 2,0 0,813

175940 K2III 3,666 – -0,20 1,25 0,777

176095 F5IV 3,804 13,2 2,90 1,53 0

176598 G8III 3,696 3,1 1,10 2,5 0,313

176668 G5IV comp 3,698 1,6 0,30 2,0 0,411

176670 K3III 3,607 – 0,10 7,1 –

176678 K1IIIvar 3,672 – 0,40 2,14 0,848

176704 K2III 3,646 – -0,40 1,4 0,819

177241 K0III 3,683 – 0,26 2,48 0,748

177463 K1III 3,665 – 0,90 2,0 0,85

180610 K2III 3,659 1,0 -0,20 1,25 0,8

180711 G9III 3,687 1,2 0,50 2,489 0,516

181096 F6IV: 3,804 6,6 1,10 1,37 0,0007

181333 F0III 3,869 – 2,55 2,25 0

181984 K3III 3,642 1,8 0,10 1,2499 0,765

182272 K0III 3,676 1,2 0,90 2,0 0,813

182762 K0III 3,685 1,8 0,35 2,25 0,581

182901 F5III 3,816 19,9 1,75 1,39 0

57


[K] (km/s)

183492 K0III 3,677 1,0 2,00 2,0 0,813

184010 K0III-IV 3,700 – 0,90 1,76 0,377

184293 K1III 3,639 – 0,10 2,1 0,847

184574 K0III 3,670 – -0,36 1,72 0,834

184663 F6IV 3,823 69,0 1,90 1,35 0

185264 G9III 3,679 1,0 0,70 2,53 0,741

185351 K0III 3,698 1,0 0,70 1,7 0,374

185436 K0III 3,679 1,0 0,20 2,5 0,741

185958 G8II 3,678 9,9 0,30 4,3 –

186312 K2 3,619 – -0,70 – –

186675 G8III 3,694 1,7 0,30 2,8 0,401

186815 K2III 3,706 1,2 1,29 2,0 0,248

187195 K5III 3,646 – -0,37 1,24 0,789

187739 K0III 3,689 – 0,25 2,25 0,581

188056 K3IIIvar 3,637 1,0 -0,40 1,09 0,753

188149 K4III 3,612 1,4 -0,70 1,99 0,821

188310 K0III 3,681 2,0 1,00 2,36 0,759

188376 G3/G5III 3,734 2,0 2,20 1,49 0,057

188512 G8IVvar 3,712 1,2 0,10 1,494 0,0225

188947 K0IIIvar 3,682 1,0 0,20 2,37 0,759

188993 G2III 3,758 5,0 3,47 1,71 0,0065

189186 K0 3,703 – -0,13 1,99 0,4

189319 K5III 3,584 – -1,00 2,0 –

190608 K2III 3,675 1,0 0,20 1,6104 0,783

190771 G5IV 3,756 2,7 2,30 0,8793 0,009

190940 K3III 3,633 1,8 0,70 2,897 0,861

191570 F5IV 3,830 33,6 2,60 1,36 0

192004 K3II-III 3,619 3,4 -0,50 6,819 –

58


[K] (km/s)

192879 G8III 3,685 – 0,41 2,25 0,581

192944 G8III 3,694 2,4 0,30 3,5 0,231

193217 K4II: 3,567 3,4 -0,10 4,149 –

194013 G8III-IV 3,688 1,7 0,40 2,25 0,581

194220 K0IIIvar 3,693 1,1 0,30 2,11 0,631

194454 K1III: 3,653 – -0,10 2,89 0,835

194616 K0III 3,679 2,3 0,50 2,88 0,549

194937 G9III 3,673 1,0 3,41 1,71 0,834

195135 K2III 3,658 – -0,20 1,56 0,826

195506 K2+„, 3,662 1,0 -0,20 1,709 0,831

195564 G2.5IV 3,748 1,9 1,97 1,13 0,02

196321 K5II 3,575 1,9 -1,00 9,2 –

196642 K0III 3,683 1,6 1,00 2,0 0,813

196725 K3Ib 3,598 – -0,50 4,4 –

196755 G5IV+„, 3,745 3,3 1,10 1,49 0,031

196852 K2III 3,670 1,0 0,00 2,4849 0,826

197373 F6IV 3,815 30,9 1,00 1,3 0

197912 K0III 3,676 2,0 0,65 2,5 0,741

198084 F8IV-V 3,788 4,1 1,00 1,49 0,0005

199253 K0III 3,665 3,0 1,20 3,1 0,685

199442 K2III 3,649 1,0 0,40 1,37 0,816

199665 G6III: 3,697 – 0,40 2,21 0,375

199697 K4III 3,615 – 0,40 1,69 0,818

200205 K4III 3,616 – -0,80 2,105 0,835

200253 G5III 3,686 3,0 1,50 3,3 0,335

200577 G8III 3,683 1,3 0,30 3,19 0,511

201051 K0II-III 3,681 – 0,20 2,0 0,813

201381 G8III 3,698 – 0,50 2,419 0,341

59


[K] (km/s)

201567 K0III 3,658 – -0,01 1,51 0,826

202314 G2Ib 3,667 – 0,90 5,68 –

202582 G2IV+„, 3,764 3,1 2,20 1,22 0,012

203344 K1III 3,675 1,1 0,80 2,089 0,809

203387 G8III 3,705 – -0,52 2,94 0,111

203574 G5III 3,684 1,0 0,50 2,49 0,749

203630 K1III 3,672 1,9 0,00 2,2 0,831

203644 K0III 3,668 1,0 0,00 2,19 0,848

203842 F5III 3,806 90,0 3,10 1,89 0

203926 K4III 3,609 – -1,00 1,489 0,779

204642 K2III 3,671 – 0,09 1,44 0,818

204771 K0III 3,691 1,0 0,40 2,29 0,649

205349 K1Ibvar 3,463 – 1,90 – –

205423 G9III: 3,667 – 0,00 2,489 0,826

205435 G8III 3,706 1,9 0,90 2,49 0,161

205512 K1III 3,671 – 0,00 2,479 0,826

205972 K0III 3,674 – -0,49 1,25 0,777

206509 K0III 3,666 1,1 0,20 3,0 0,7

206731 G8II 3,686 5,2 0,80 3,99 0,321

206834 G8II-III 3,667 – 0,80 4,99 –

206952 K0III 3,667 1,0 0,00 1,99 0,849

207089 K0Ib 3,622 – 0,40 5,0 –

207130 K0III 3,674 1,2 0,30 2,245 0,789

207978 F6IVwvar 3,820 7,2 1,00 1,36 0

208111 K2III 3,654 – -0,30 1,59 0,826

208177 F5IV 3,808 80,0 2,30 1,7 0

209128 K4III: 3,639 – 1,20 3,0 0,852

209149 F5III 3,809 50,0 3,00 1,5 0

60


[K] (km/s)

209167 K5III 3,611 – -0,80 2,0 0,826

209240 K0III 3,685 – 1,17 1,74 0,609

209396 K0III 3,692 – 0,03 2,25 0,581

209747 K4III 3,611 2,3 -1,00 1,2409 0,751

209761 K2III 3,644 2,4 -0,40 1,98 0,839

209945 K5III 3,585 3,3 -0,60 2,2 –

209960 K4III 3,616 1,9 -0,80 1,25 0,759

210354 G6III: 3,688 – 0,70 2,25 0,581

210459 F5III 3,807 120,0 3,20 2,59 0

210702 K1III 3,694 1,0 0,02 1,67 0,581

210807 G8III 3,700 6,5 0,50 3,5 0,125

210889 K2III 3,663 1,5 0,40 1,8 0,846

210905 K0III 3,664 1,0 0,00 1,7 0,831

210939 K1III 3,654 1,6 -0,20 2,44 0,855

211388 K3III 3,610 3,2 0,60 4,5 –

211391 G8III-IV 3,689 – 0,30 2,7 0,441

211607 K0 3,688 – 0,39 1,75 0,611

212010 K0III 3,675 – 0,16 1,71 0,788

212487 F5IV: 3,802 8,8 2,20 1,509 0,0002

212496 G9III 3,683 – 0,00 2,0 0,813

212943 K0III 3,679 1,0 0,30 1,8 0,811

213022 K2III 3,649 – 1,20 2,8779 0,841

213051 F3III-IV 3,826 68,0 3,00 2,0 0

213619 F2III 3,845 – 1,76 1,74 0

213893 K5+... 3,593 – -1,00 1,5 –

213986 K1III 3,688 – 0,53 2,25 0,581

214376 K2III 3,662 – -0,30 1,927 0,851

214868 K3III 3,632 1,0 0,70 2,09 0,843

61


[K] (km/s)

214878 K0III 3,695 1,5 0,40 2,45 0,325

214995 K0III: 3,666 – 3,28 1,51 0,825

215030 G9III 3,686 1,6 0,60 2,3 0,574

215159 K2 3,566 – -0,90 2,81 –

215373 K0III 3,692 2,1 0,30 2,52 0,488

215518 K2 3,592 – -0,70 1,899 –

215648 F7V 3,797 7,9 2,10 1,257 0,0013

215665 G8II-III 3,673 7,5 1,10 4,3 –

215721 G8III 3,696 – -0,30 2,5 0,323

215943 G8III: 3,681 – 0,20 2,479 0,748

216206 G4Ib 3,663 – 0,80 5,9 –

216228 K0III 3,676 1,0 0,20 2,0 0,813

216385 F7IV 3,802 5,9 1,20 1,35 0,0012

216437 G2-3IV 3,755 6,0 1,80 1,104 0,011

216640 K1III 3,666 – -0,40 1,0556 0,728

217264 K1III: 3,688 – 0,40 2,41 0,545

218029 K3III 3,644 1,5 -0,40 2,09 0,845

218031 K0III 3,675 1,0 0,00 2,0 0,813

219139 G5III: 3,685 – 0,20 2,25 0,581

219409 K0III 3,674 – 0,07 1,7 0,834

219449 K0III 3,667 – -0,31 1,89 0,845

219615 G7III 3,700 1,6 0,60 2,509 0,312

219945 K0III 3,683 1,0 0,20 2,5 0,741

220009 K2III 3,651 1,0 -0,20 2,43 0,855

220321 K0III 3,671 – -0,20 2,3 0,828

220369 K3II 3,549 3,2 0,70 4,99 –

220657 F8IV 3,766 33,7 2,50 2,23 0,0007

220704 K4III 3,608 3,0 -0,70 1,71 0,813

62


[K] (km/s)

220954 K1III 3,675 1,0 0,30 2,1 0,809

221345 K0III 3,680 1,4 0,20 2,0 0,813

221758 K0III: 3,678 – 0,90 2,0 0,813

222641 K5III 3,600 – -0,80 1,7 0,798

222643 K3III 3,628 – -0,70 1,26 0,775

223165 K1III 3,665 1,1 0,00 1,6 0,831

223170 K0III 3,674 – -0,09 2,31 0,828

223252 G8III 3,696 – 0,50 1,49 0,351

223311 K4III 3,609 – -0,80 1,8 0,818

223346 F5III-IV 3,809 18,5 0,50 2,11 0

223460 G1IIIe 3,722 21,5 2,06 2,77 0,051

223719 K4II 3,595 2,1 -1,00 4,0 0,824

223807 K0III 3,656 – -1,00 3,0 0,811

223869 K1III 3,691 – -0,43 1,44 0,509

224165 G8Ib 3,657 – 1,30 2,9 0,825

224342 F8III 3,742 12,8 0,50 4,75 –

224533 G9III 3,698 – 0,80 2,5 0,313

224617 F4IV 3,822 49,9 3,20 1,8 0

225197 K0III 3,671 – 0,35 1,89 0,845

225216 K1III 3,676 1,0 0,13 2,27 0,789

63

APÊNDICE B

SISTEMAS BINÁRIOS

Apresentamos na Tabela (B.1) parâmetros físicos fundamentais para a amostra de 221

estrelas binárias - subgigantes e gigantes de tipos espectrais F, G e K. A legenda desta

tabela está descrita como a seguir:

• HD: número de identificação da estrela no catálogo de Henry Draper;

• TE: tipo espectral da estrela;

• Teff : temperatura efetiva da superfície da estrela;

• v sen i: velocidade rotacional;

• ALi: abundância de Lítio;

• Porb: período orbital, dado em dias;

• e: excentricidade orbital.

64

Tabela B.1: Parâmetros estelares para sistemas binários espectroscópicos com componentes evo-

luídas da nossa amostra.

HD TE log(Teff ) v sen i ALi P∗

orb e∗ Ref.

[K] (km/s) (dias)

28 K1III 3,680 1,9 0,40 72,93 0,27 a

87 G5III 3,703 3,8 0,50 – – –

352 K2III 3,624 22,0 -0,60 96,439 0,04 a

895 G0III 3,750 2,5 0,50 – – –

1833 G5 3,657 16,3 -0,10 35,1 0,04 b

2261 K0III 3,671 1,0 -0,10 3848,83 0,34 a

3546 G5III... 3,709 4,2 0,50 – – –

3627 K3III... 3,640 1,0 -0,20 55,19 0,34 a

4526 G8III 3,696 1,7 0,40 – – –

7672 G5III-IVe 3,705 2,9 0,50 56,8147 0,04 a

11353 K2III 3,662 – 0 1652 0,59 a

11443 F6IV 3,802 80,0 1,30 1,767 0,07 a

12923 K0 III 3,704 2,0 0,80 5302 0,43 e

12929 K2III 3,660 1,0 0,00 – – –

13530 G8III:var 3,698 1,0 0,40 1650 0,75 a

14643 G1IV 3,713 40,0 1,35 18,379 0,06 c

15755 K0III 3,671 1,0 0,41 – – –

15798 F4IV 3,813 7,2 3,04 – – –

16399 F6IV 3,816 16,5 3,10 – – –

17878/9 G4III„, 3,732 2,6 0,50 1515,6 0,73 a

19754 K0 3,666 7,0 0,40 48,263 0,10 c

19826 K0III 3,701 2,7 1,10 – – –

20644 K2II-III 3,588 1,4 0,10 – – –

21120 G8III 3,706 5,9 0,44 1654,9 0,26 a

21754 K0II-III... 3,666 1,0 1,10 960 0,4 a

22468 K1IV 3,689 14,8 1,30 2,83774 0,00 c

65


orb e∗ Ref.

[K] (km/s) (dias)

22905 G8/K0III+„ 3,707 0,8 0,80 91,629 0,00 a

23817 K0IV 3,663 0,0 0,00 1911,5 0,21 a

24240 K0III 3,678 2,3 0,50 – – –

26311 K1II-III 3,616 1,0 1,10 – – –

26337 G5IV 3,752 3,9 1,80 1,947227 0,00 c

26755 K1III 3,667 1,0 0,00 – – –

26913 G5IV 3,750 3,9 2,20 – – –

27278 K0III 3,692 2,0 0,90 – – –

27697 G8III 3,688 1,2 0,80 529,8 0,42 a

30197 K4III 3,648 1,0 0,70 107,503 0,21 a

31738 G5IV 3,743 21,7 1,15 – – –

32436 K1III 3,676 – 0,76 – – –

32503 K1IV 3,654 1,0 0,40 – – –

33856 K3III... 3,657 2,3 0,95 1031,4 0,10 a

34411 G0V 3,762 1,9 2,00 – – –

34802 K1IIIp 3,668 0,8 0,90 19,31 0,00 b

37297 G8/K0III 3,679 2,0 0,10 180,8757 0,51 a

38099 K4III 3,607 5,9 -1,10 143,03 0,06 a

40035 K0III 3,683 1,7 0,20 – –

43821 K0 3,709 3,0 1,50 1325 0,44 a

46407 K0III:„, 3,669 3,0 0,20 457,7 0,00 a

49293 K0III 3,668 2,0 0,20 1760,9 0,40 a

50310 K0III„, 3,650 2,2 -0,30 1066 0,09 a

54716 K4II-III 3,609 1,7 -1,00 – – –

58972 K3III 3,614 1,8 0,40 389 0,31 a

59717 K5III 3,598 3,0 -2,00 257,8 0,17 a

61245 K2III 3,681 36,0 0,30 11,761 0,01 b

61421 F5IV-V 3,818 6,1 1,30 – – –

66


orb e∗ Ref.

[K] (km/s) (dias)

62044 K1III 3,665 25,8 0,30 19,605 0,00 a

62721 K5III 3,614 1,2 -1,50 1519,7 0,33 a

65448 G1III 3,776 2,5 1,60 – – –

65626 F9IV+G5IV 3,778 12,9 3,10 11,06803 0,11 c

71071 K1IV 3,694 2,3 0,95 16,537 0,13 c

71369 G4II-III 3,711 4,3 0,50 – – –

72184 K2III 3,667 1,0 0,00 – – –

72954 G5IV-V 3,733 1,7 0,4 – –

73710 K0III 3,682 3,1 1,2 12,9117 0,2 a

73752 G3/G5V 3,740 4,4 1,30 – – –

74874 G0III-IV 3,749 4,0 1,40 5492 0,61 a

75958 G6III 3,707 1,1 -0,40 – – –

77996 K2II-III 3,653 2,3 1,30 – – –

78418 G5IV 3,756 1,7 1,3 19,412 0,2 a

79910 K2III 3,656 2,0 0,10 922 0,29 a

80953 K2III 3,607 1,2 -1,00 – –

81025 G2III 3,728 5,0 0,50 66,717 0,00 a

81410 K2IV/Vp 3,683 26,1 1,40 12,8683 0,00 a

82210 G4III-IV 3,727 5,5 0,90 – –

82328 F6IV 3,805 8,3 3,30 – –

82674 K0 3,657 1,0 -0,10 830,4 0,15 a

83240 K1IIIvar 3,676 2,2 1,40 2834 0,32 a

83442 K2IIIp 3,653 6,0 -0,40 52,27 0,13 b

85945 G8III 3,704 6,2 1,00 – –

88284 K0III 3,684 1,9 0,40 1585,8 0,14 a

89010 G2IV 3,756 3,5 2,30 – –

90537 G8III-IV 3,702 4,0 0,50 39,4 0,66 a

92214 G8III 3,699 2,0 0,40 1200 0,10 a

67


orb e∗ Ref.

[K] (km/s) (dias)

92787 F5III 3,851 45,0 2,50 – –

94363 K0III+„, 3,701 1,0 0,60 1166 0,38 a

94402 K0III 3,691 – 0,6 1166 0,38 a

98262 K3III 3,618 2,7 0 – –

99028 F2IV 3,821 16,0 3,25 192 0,54 a

100219 F7V 3,787 5,2 1,40 – –

102713 F5IV 3,808 11,5 3,10 32,864 0,09 a

102928 K0IV 3,675 1,0 0,30 486,7 0,31 a

104307 K2III 3,648 1,1 0,10 – –

104438 K0III 3,682 1,1 0,00 – –

104979 G8III 3,691 1,4 0,20 – –

107325 K2III-IV 3,670 1,0 -0,20 – –

107700 F8:p„, 3,794 3,9 1,60 396,49 0,6 a

110024 G9III 3,689 1,4 0,78 972,4 0,59 a

111812 G0III 3,750 66,5 2,70 – –

112033 G8III 3,702 3,3 1,17 – –

112048 K0 3,669 1,9 0,10 1027 0,32 a

112985 K2III 3,653 1,0 -0,30 847 0,40 a

116204 G8III 3,659 15,4 0,89 – –

118216 K1IV 3,707 12,0 1,50 2,613214 0,00 c

119458 G5III 3,711 4,0 1,20 149,72 0,17 a

119834 G8/K0III 3,693 2,0 0,80 437 0,13 a

120136 F7V 3,796 15,4 1,60

120539 K4III 3,613 2,0 0,20 944 0,41 a

121370 G0IV 3,776 13,0 1,10 494,173 0,26 a

123999 F9IV 3,786 12,7 2,40 9,6045 0,19 a

126271 K4III 3,650 1,0 -0,40 – –

126868 G2III 3,747 14,4 2,40 – –

68


orb e∗ Ref.

[K] (km/s) (dias)

128902 K2III 3,604 1,0 -1,00 – –

131111 K0III-IV 3,680 1,1 0,00 – –

133461 K2III 3,658 2,0 -0,30 725,5 0,29 a

134047 K0III 3,699 3,2 0,40 – –

135722 G8III 3,692 1,2 0,80 – –

136138 G5IV 3,690 5,5 1,30 – –

136905 K0 3,676 35,6 0,00 11,1345 0,00 a

137052 F5IV 3,812 10,2 3,00 226,95 0,68 a

137510 G0V 3,765 6,9 1,10 – –

138525 F6III 3,790 12,4 1,90 – –

139137 G8III+„, 3,738 2,0 0,80 259,81 0,38 f

139195 K0p 3,698 1,0 0,50 – –

139669 K5III 3,591 3,1 -1,20 – –

142091 K0III-IV 3,686 1,0 0,20 – –

142267 G0IV 3,771 2,0 1,20 138,603 0,50 a

142980 K1IV 3,661 1,0 0,40 – –

143666 G8III 3,687 1,0 0,30 – –

144070 F5IV 3,734 19,4 2,8 44,7 0,75 a

144284 F8IV-V 3,790 28,0 1,80 3,0708 0,01 a

144889 K4III 3,624 1,0 -0,80 – –

145206 K4III 3,610 2,0 -0,30 2084,8 0,55 a

145328 K0III-IV 3,683 1,0 0,00 – –

147508 K2 3,630 1,0 -0,80 922,8 0,37 a

148856 G8III 3,695 4,8 0,86 410,575 0,55 a

150680 F9IV 3,757 4,8 1,00 34,487 0,45 a

151627 G5III 3,707 4,1 0,50 – –

151769 F7IV 3,804 11,3 1,20 – –

152815 G8III 3,691 2,1 0,40 – –

69


orb e∗ Ref.

[K] (km/s) (dias)

153751 G5IIIvar 3,704 23,0 1,20 39,4809 0,04 a

154278 K1III 3,677 1,0 0,09 – –

154732 K1III 3,670 1,7 0,09 786 0,30 a

154733 K4III 3,635 1,0 -0,60 – –

155078 F5IV 3,808 52,5 2,60 – –

156015 G5III+... 3,658 15,6 0,50 51,578 0,02 a

156731 K2 3,610 5,0 -1,00 794,5 0,69 a

156846 G1V 3,776 4,9 0,8 –

157482 G5IV+F 3,752 3,3 1,60 2018 0,68 c

157999 K3IIvar 3,604 4,2 -0,60 – –

158837 G8III 3,714 3,5 1,40 418,242 0,20 a

160365 F6III 3,779 30,0 3,30 – –

161178 G9III 3,682 1,7 -0,18 – –

161797 G5IV 3,734 1,7 1,10 – –

162391 G8/K0III 3,663 8,3 -0,30 217,44 0,00 d

162596 K0 3,664 3,0 0,30 467,2 0,00 a

163930 K0IV 3,725 30,8 0,60 3,992801 0,00 c

164668 G8III 3,826 5,7 2,76 –

165141 G8/K0II/IIIp 3,687 2,0 0,40 5200 – c

168322 G9III 3,689 1,8 -0,63 – –

168339 K4III 3,607 2,0 -1,50 2214 0,26 a

168532 K4II 3,599 3,9 0,80 485,45 0,36 a

169156 K0III 3,697 5,0 0,80 2373,791 0,10 a

169689/90 G8III-IV+„ 3,706 7,0 0,80 385 0,31 a

169985/6 G0III+„, 3,802 10,0 1,40 1,8505 0,00 a

172831 K0,5III 3,684 1,3 0,70 485,3 0,21 a

173009 G8II 3,666 5,1 0,30 – –

175225 G9IVa 3,714 1,0 1,20 – –

70


orb e∗ Ref.

[K] (km/s) (dias)

175492/3 G4III+„, 3,727 4,2 1,00 245,3 0,12 a

175515 G9III 3,678 1,2 1,00 2994 0,24 a

175535 G8III 3,703 2,3 1,20 – –

176408 K1III 3,659 1,0 -0,20 – –

176411 K2III 3,671 2,1 0,20 1270,6 0,27 a

176524 K0III 3,660 2,1 -0,20 258,5 0,21 a

177199 K1III 3,632 1,9 -0,60 – –

178717 K4III 3,407 1,0 -0,95 2866 0,43 g

179950 K0/K1III+„ 3,779 5,0 0,70 10,7786 0,47 a

180006 G8III 3,684 3,7 1,20 – –

181276 K0III 3,694 1,0 0,50 – –

181391 G8III-IV„, 3,696 2,8 -1,00 266,544 0,83 a

181809 K2IIICNpvar 3,680 5,1 0,80 13,048 0,05 c

182776 K2/K3III 3,651 2,0 0,20 45,18 0,02 c

182900 F6III 3,811 26,7 2,80 – –

184944 K0II-III 3,677 1,0 0,25 – –

185510 G5 3,640 16,0 0,60 20,66 0,10 b

185758 G0II 3,728 7,1 0,50 – –

186185 F5V 3,810 15,6 1,00 – –

186486 G8III 3,696 1,0 0,40 – –

186791 K3II 3,599 1,0 0,70 – –

187038 K2 3,656 – -0,2 –

188981 K1III 3,676 2,0 0,10 62,877 0,34 a

192713 G2Ib 3,682 – 1,0 249,115 0 a

192806 K3III 3,642 3,7 0,50 – –

193092 K5II 3,560 5,4 0,30 – –

194069 G5II+... 3,682 9,0 0,50 – –

194184 K3III 3,624 4,0 -0,50 117,776 0,24 a

71


orb e∗ Ref.

[K] (km/s) (dias)

194317 K3III 3,630 1,2 0,60 – –

196524 F5IV 3,820 49,8 3,00 26,65 0,48 a

196574 G8III 3,694 3,7 0,50 205,2 0,00 a

196758 K1III 3,675 1,8 0,38 – –

196885 F8IV: 3,781 7,8 2,60 – –

197752 K2III 3,654 1,5 -0,36 2506 0,38 a

197989 K0III 3,682 1,4 0,00 – –

198809 G8III 3,716 4,7 -0,30 – –

199169 K4III 3,604 2,5 -0,70 – –

199870 G8III 3,690 1,2 0,20 635,1 0,44 a

200039 G5III 3,695 1,0 0,50 – –

200905 K5Ibv 3,574 – -0,8 – –

202109 G8II 3,687 1,0 0,30 – –

202134 K1IIIp 3,670 8,0 -0,30 63,09 0,52 c

202447/8 G0III+„, 3,784 1,3 0,50 98,81 0,04 a

203504 K1III 3,667 1,2 0 1111 0,29 a

203857 K5 3,606 – -0,8 –

204128 K1IIICNIVp 3,684 5,0 0,80 22,349 0,12 c

205249 K0IIIp 3,679 7,3 1,00 49,137 0,08 c

205478 K0III 3,684 2,0 0,10 1020 0,40 a

206901 F5IV 3,820 11,7 2,90 5,9715 0,03 a

207088 G8III 3,686 1,0 0,20 – –

208110 G0IIIs 3,726 3,3 0,50 – –

210745 K1Ibv 3,588 – 0,5 – –

211416 K3III 3,620 2,0 -0,50 4197,7 0,39 a

211554 G8III 3,694 3,4 0,50 – –

213428 K0 3,671 4,0 -0,10 2866 0,50 a

213930 G8III-IV 3,691 3,3 1,30 – –

72


orb e∗ Ref.

[K] (km/s) (dias)

214558 G2III+„, 3,729 1,4 0,50 – –

216489 K1III 3,663 25,6 1,424 24,65 0,00 a

217188 K0 3,680 3,0 0,50 47,121 0,50 c

218640 G7III 3,751 6,4 1,3 –

218658 G2III 3,722 5,5 0,50 556,72 0,30 a

218670 K0III 3,686 3,0 1,00 409,614 0,66 a

218804 F5IV 3,813 17,8 1,00 – –

219113 K1IV 3,719 70,0 1,60 3,965866 0,00 c

219834 G6/G8IV 3,725 3,1 0,40 2323,6 0,08 a

221115 G8III 3,696 1,5 0,68 – –

222404 K1IV 3,680 1,0 0,00 – –

222682 K2III 3,643 1,0 -0,40 – –

223617 G5 3,659 2,0 0,00 1301 0,10 g

224085 K2-3 V-IV 3,683 21,0 1,10 6,724183 0,00 c

(∗)−aBatten et al. (1989); bStrassmeier et al. (1988); cStrassmeier et al. (1993); dMermilliod

et al. (1989); eGriffin (1989); fGriffin (1990); gMcClure et. al (1990).

73

REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS

[1] Allen, C. W. 1973, "Astrophysical Quantities", 2nd ed., London: The Athlone Press

[2] Alschuler, W. R. 1975, ApJ, 195, 649

[3] Batten, A. H., Fletcher, J. M., MacCarthy, D. G. 1989, Publ. Dom. Astrophys. Obs., vol.

17,1

[4] Boesgaard, A. M. 1976, PASP, 88, 35

[5] Boesgaard, A. M., Steigman, G. 1985, A&A, 23, 319

[6] Brown, J. A. 1987, ApJ, 317, 701

[7] Brown, J. A., Sneden, C., Lambert, D. L., Dutchover Jr., E. 1989, ApJS, 71, 293

[8] Cameron, A. G. W., Fowler W. A. 1971, ApJ, 164, 111

[9] Canto Martins, B. L., Lèbre, A., de Laverny, P., Melo, C. H. F., do Nascimento, J. D.,

Jr et al. 2006, A&A, 451, 993

[10] Charbonnel, C. 1991, MmSAI, 62, 131

[11] Charbonnel, C., Talon, S. 1999, A&A, 351, 635

[12] Costa, J. M., da Silva, L., do Nascimento, J. D., Jr., De Medeiros, J. R. 2002, A&A,

382, 1016

[13] D’Antona, F., Matteucci, F. 1991, A&A, 248, 62

74

[14] de Laverny, P., do Nascimento, J. D., Jr., Lèbre, A., De Medeiros, J. R. 2003, A&A,

410, 937

[15] De la Reza R., Da Silva L., 1995, ApJ, 439, 917

[16] De Medeiros, J. R., Melo, C. H. F., Mayor, M. 1996, A&A, 309, 465

[17] De Medeiros, J. R., do Nascimento, J. D., Jr., Mayor, M. 1997, A&A, 317, 701

[18] De Medeiros, J. R., Mayor, M. 1999, A&A, 139, 433

[19] De Medeiros, J. R., do Nascimento, J. D., Jr., Sankarankutty, S., Costa, J. M., Maia,

M. R. G. 2000, A&A, 363, 239

[20] De Medeiros, J. R., Da Silva, J. R. P., Maia, M. R. G. 2002, ApJ, 578, 943

[21] do Nascimento, J. D., Jr., Charbonnel, C., Lèbre, A., de Laverny, P., de Medeiros, J.

R. 2000, A&A, 357, 931

[22] do Nascimento, J. D., Jr., Canto Martins, B. L., Melo, C. H. F., Porto de Mello, G., De

Medeiros, J. R. 2003, A&A, 405, 723

[23] Fekel F. C., Balachandran S., 1993, ApJ, 403, 708

[24] Flower, P. J. 1996, ApJ, 469, 355

[25] Girardi, L., Bressan, A., Bertelli, G., Chiosi, C., 2001, A&AS, 141, 371

[26] Gratton R. G., D’Antona F., 1989, ApA, 215, 66

[27] Griffin, R. F. 1989, The Observatory, 109, 142

[28] Griffin, R. F. 1990, JApA, 11, 491

[29] Giuricin, G., Mardirossian F., Mezzeti M. 1984, A&A, 141, 227

[30] Harwit, M. 1998, "Astrophysical Concepts", 3nd ed., USA

[31] Herbig, G. H. 1965, ApJ, 141, 588

[32] Herbig, G. H., Wolff R. 1966, Ann. d’Ap. 29, 593

75

[33] Hill, V., Plez, B., Cayrel, R., Beers, T. C., Nordström, B. et al. 2002, A&A, 387, 560

[34] Hinkle, K., Wallace, L., Valenti, J., Harmer, D. 2000, Visible and Near Infrared Atlas of

the Arcturus Spectrum 3727–9300 Å(San Francisco: ASP Publisher)

[35] Lèbre, A., de Laverny, P., De Medeiros, J. R., Charbonnel, C., da Silva, L. 1999, A&A,

345, 936

[36] Luck, R. E., Heiter, U. 2007, AJ, 133, 2464

[37] McClure, R. D., Woodsworth, A. W. 1990, ApJ, 352, 709

[38] Mermilliod, J. C., Mayor, M., Andersen, J., et al. 1989, A&AS, 79, 11

[39] Michaud, G., Charbonneau, P. 1991, SSRv, 57, 1

[40] Middelkoop, F., Zwaan C. 1981, A&A, 101, 26

[41] Nordström, B., Mayor, M., Andersen, J., Holmberg, J., Pont, F. et al. 2004, A&A, 418,

989

[42] Pinsonneault, M. H., Kawaler, S. D., Sofia, S., Demarque, P. 1989, ApJ, 338, 424

[43] Pinsonneault, M. H., Kawaler, S. D., Demarque, P. 1990, ApJS, 74, 501

[44] Randich, S., Gratton R., Pallavicini, R. Pasquini, L., Carretta, E. 1999, A&A, 348, 487

[45] Strassmeier, K. G., Hall, D. S., Zeilik, M., Nelson, E., Eker, Z., Fekel, F. C. 1988, A&AS,

72, 291

[46] Strassmeier, K. G., Hall, D. S., Fekel, F. C., Scheck, M., 1993, A&AS, 100, 173

[47] Skumanich, A. 1972, ApJ, 171, 565

[48] Wallerstein G., Sneden C., 1982, ApJ, 255, 577

[49] Zahn, J. P. 1977, A&A, 57, 383

[50] Zahn, J. P. 1992, A&A, 265, 115

[51] Zahn, J. P. 1994, A&A, 288, 829

76

a evoluÇÃo do lÍtio em estrelas do tipo-solar … · ossíntese primordial com a produção de...

Documents