Mapeamento da interface entre as bolhas local e loop I utilizando fotometria Strömgren

• Autor(a) principal: Wilson Reis Junior
• Data de Publicação: 2007
• Tipo de documento: Dissertação
• Idioma: por
• Título da fonte: Repositório Institucional da UFMG
• Texto Completo: http://hdl.handle.net/1843/ESCZ-7AYN5D
• topic: Loop; totometria stromgren; Sol; Física

O Sol está imerso em uma nuvem parcialmente ionizada (ne/n ~ 0.3.0.7), de gás morno (T ~ 7000 K), e baixa densidade (nH ~ 0.1 cm-3), conhecida como Nuvem Local. Circundando esta nuvem, há uma região de densidade extremamente baixa (nHI <= 0.005 cm.3) e forma bastante irregular, conhecida como Cavidade Local ou Bolha Local. Parte desta cavidade é preenchida com gás quente (T ~ 106K), sendo esta região conhecida como Bolha Local Quente. Próximo a Bolha Local existe uma cavidade ainda maior que está localizada na direção da associação de estrelas OB Scorpio-Centaurus, conhecida como Loop I. Devido a proximidade da Bolha Local com Loop I, acredita-se que elas estejam sofrendo algum tipo de interação. Historicamente, o conceito da formação da Bolha Local é uma disputa entre: (i) a visão em que uma ou mais supernovas, em uma região próxima ao Sol, formaram a cavidade e a região emissora de raios-X de baixa energia, sendo assim uma entidade independente; (ii) a visão que a Bolha Local é parte da superbolha formada por épocas sucessivas de formação estelar na Associação OB Sco-Cen, tendo expandido assimetricamente na região de baixa densidade entre os braços espirais da Galáxia; (iii) a visão alternativa em que a existência da cavidade não estaria relacionada a atividade estelar, mas apenas seria um lugar típico entre os braços espirais da Galáxia. Recentemente identificou-se em dados de raios-X e Hidrogênio neutro uma estrutura anular de material denso e neutro que supostamente seria o contorno da zona de interação entre a Bolha Local e Loop I. De modo a determinar a distância e o excesso de cor da interface entre a Bolha Local e Loop I utilizamos os dados uvbybeta do "General Catalogue of Photometric Data". A amostra cobre a região definida pelas coordenadas Galácticas: 50o >= l >= 250o e -60 o <= b <= 60o. A determinação dos erros nos parâmetros estelares intrínsecos, excesso de cor e distância, foi realizada para cada estrela individualmente, através de uma adaptação do método sugerido por Knude (1978), o que assegura uma maior confiabilidade aos nossos resultados. Foram excluídos os valores de excesso de cor e distância inadequados ao estudo do avermelhamento interestelar utilizando critérios fotométricos, além das estrelas cuja divergência entre as distâncias fotométricas e trigonométricas foi superior a 30%. Foram eliminadas também, todas as estrelas variáveis, duplas ou com peculiaridade conhecidas na literatura. A amostra final é composta por 4232 estrelas localizadas a até 500 pc do Sol. A característica mais marcante da zona de interação entre as bolhas, no modelo do anel, seria que coluna de densidade do HI salta de 1020 cm-2 para 7×1020 cm-2 a uma distância de 70 pc do Sol. Entretanto, a análise da distribuição espacial do avermelhamento interestelar mostra que o anel não é evidente nos dados fotométricos. Na parte oeste do anel o excesso de cor atinge valores que correspondem a NHI ~ 7×1020 cm-2 (E(b-y) ~ 0.100 mag) a uma distância entre 120 e 140 pc. No restante do anel tais valores para o excesso de cor, só ocorrem em uma região limitada na parte sudeste e à uma distância de d ~ 280 pc. Além disto, observamos que na região interior ao anel, muitas estrelas, distribuidas por toda região, apresentam 0.020mag <= E(b-y) <= 0.040mag a partir de d ~ 80 pc, sendo que aproximadamente à 140 pc o excesso de cor é dominado pela presença das nuvens escuras. Tal resultado torna difícil explicar porque o anel, que envolveria a zona de interação, estaria tão distorcido. Os resultados obtidos com a fotometria indicam a existência de duas estruturas de grande escala, sendo uma delas localizada entre 80 e 110 pc do Sol e a outra em d ~ 140 pc. Estes resultados são mais consistentes com os modelos nos quais a Bolha Local seria parte de uma superbolha formada por épocas sucessivas de formação estelar na Sco-Cen.