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
S OBRE A COMPOSIÇÃO QUÍMICA EM ESTRELAS
EVOLUÍDAS DO AGLOMERADO ABERTO M 67
GISLANA PEREIRA DE OLIVEIRA
NATAL - RN
2012
GISLANA PEREIRA DE OLIVEIRA
S OBRE A COMPOSIÇÃO QUÍMICA EM ESTRELAS
EVOLUÍDAS DO AGLOMERADO ABERTO M 67
Dissertação de Mestrado apresentada ao Programa de PósGraduação em Física do Departamento de Física Teórica e Experimental da Universidade Federal do Rio Grande do Norte como
requisito parcial para a obtenção do grau de mestra em Física.
Orientador: Prof. Dr. Bruno Leonardo Canto Martins
NATAL - RN
J UNHO 2012
Aos meus pais-avós, Maria e José e minha mãe, Ana
Maria. Sem o apoio e o amor incondicional de vocês, a
realização desse sonho não seria possível.
i
A GRADECIMENTOS
• Ao meu Senhor Jesus Cristo, que sempre está comigo em todos os momentos de
minha vida.
• Ao meu orientador, Dr. Bruno Canto Martins, pela sua dedicação, paciência infinita
e, sobretudo, pela confiança depositada em mim.
• Aos meus pais-avós, Maria e José, e a minha mãe Ana Maria, pelo apoio, amor infinito, dedicação e confiança, que me deram forças para ir em busca dos meus sonhos.
• Ao meu esposo Hércules Santiago, pela cumplicidade, amor, carinho e incentivo nos
momentos mais difíceis.
• Á minha tia Joelma, aos primos Aryanderson, Aryele e Ariany e ao meu padrasto
Francineu, pelos incentivos e compreensão da minha ausência.
• A todos os meus colegas do DFTE/UFRN em especial a Francisco Jânio, Matheus,
Antônio, Heydson, Rízia, Mírian, Jenny e Carlene, pela amizade e companheirismo.
• Aos colegas Caio, Crislane, Noélia, Ana Lúcia e Nilade, Sumaia e Izan pela ajuda na
resolução de problemas técnicos.
• A todos os professores do PPGF-UFRN, em particular ao Dr. José Renan de Medeiros, Dr. José Dias do Nascimento Júnior, Dr. Dory Hélio Anselmo, Dr. Luciano Silva
e Dr. Gandhi Mohan pelos conhecimentos transmitidos.
• Aos funcionários do PPGF-UFRN.
• Á CAPES pelo apoio finaceiro .
ii
“Nunca deixe que lhe digam que não vale a pena acreditar no sonho que se tem, ou que seus planos nunca vão dar
certo, ou que você nunca vai ser alguém. Quem acredita
sempre alcança!"
Renato Russo
iii
Resumo
Os aglomerados abertos da galáxia possuem uma grande variedade de propriedades físicas que os tornam valiosos laboratórios para estudos da evolução química estelar e da Galáxia. A fim de melhor compreender essas propriedades nós investigamos a
abundância de um grande número de elementos químicos em uma amostra de 27 estrelas
evoluídas com diferentes estágios evolutivos (turn-off, subgigantes e gigantes) do aglomerado aberto M67. Para tal estudo foram utilizados espectros de alta resolução (R ∼ 47 000)
e alto sinal ruído obtidos com UVES+FLAMES em VLT/ UT2, cobrindo um intervalo de
comprimento de onda de 4200- 10 600 Å. Nossa análise espectral é baseada nos modelos
de atmosfera MARCS e a ferramenta espectroscópica Turbospectrum. O oxigênio [O I] foi
determinado a partir da linha 6300 Å. Além disso, também determinamos a abundância
de Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Zr I, La II e Cr I. As abundâncias investigadas
neste trabalho, combinadas com seus parâmetros estelares, oferecem a oportunidade de
determinar o nível de diluição e mistura convectiva em estrelas evoluídas de M67. Com
base nos parâmetros obtidos, as abundâncias referidas parecem seguir uma tendência semelhante à curva de abundâncias solares. Adicionalmente, seguindo estratégias de outros
estudos investigamos as abundâncias relativas como função da temperatura efetiva e da
metalicidade, onde foi possível observar uma superabundância de Na, Al e Si para as estrelas no ramo das gigantes. Uma grande dispersão, de estrela para estrela, é observada
nas razões de [X/Fe] para o Co, Zr e La, além da inexistência do Zr e La, nas estrelas do
Turn-off. Comparações feitas entre nossos resultados e com outros estudos encontrados
na literatura mostram valores de abundâncias que se encontram em acordo e próximos
dos limites das margens de erros.
iv
Abstract
The Galaxy open clusters have a wide variety of physical properties that make
them valuable laboratories for studies of stellar and chemical evolution of the Galaxy.
In order to better settle these properties we investigate the abundances of a large number of chemical elements in a sample of 27 evolved stars of the open cluster M67 with
different evolutionary stages (turn-off, subgiant and giant stars). For such a study we
used high-resolution spectra (R ∼ 47 000) and high S/N obtained with UVES+FLAMES at
VLT/UT2, covering the wavelength interval 4200-10 600 Å. Our spectral analysis is based
on the MARCS models of atmosphere and Turbospectrum spectroscopic tool. The oxygen
abundances were determined from the [O I] line at 6300 Å. In addition, we have also computed abundances of Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Zr I, La II and Cr I. The
abundances investigated in this work, combined with their stellar parameters, offers an
opportunity to determine the level of mixing and convective dilution of evolved stars in
M67. Based on the obtained parameters, the abundances of these seem to follow a similar
trend to the curve of solar abundances. Additionally, following strategies of other studies
have investigated the relative abundances as a function of effective temperature and metallicity, where it was possible to observe an abundance of Na, Al and Si to the stars in
the field of giants. A large dispersion from star to star, is observed in the ratios [X / Fe]
for the Co, Zr and La, and the absence of Zr and La, in the stars of the turn-off. Comparisons made between our results and other studies in the literature show that values of
abundances are in agreement and close to the limits of the errors.
v
LISTA DE FIGURAS
1.1
A figura representa no diagrama HR o ciclo evolutivo de uma estrela semelhandte ao sol.
Ao lado, esquema do interior da estrela em diferentes fases de sua vida. (Fonte: http :
//www.prof 2000.pt/users/angelof /af 16/ts_estrelas/biget81.htm)
2.1
. . . . . . . . . . .
4
Diagrama cor-magnitude (CM) do aglomerado aberto M67 apresentado por Canto Martins
et al. (2011). As estrelas estudadas no trabalho citado estão representadas por um círculo
com ponto. Estas estrelas são as mesmas estudadas no presente trabalho.
3.1
. . . . . . . . .
11
Medida da largura equivalente de uma linha. A área do retângulo b é idêntica a área a, preenchida pelo perfil da linha. (Fonte: http://astroweb.iag.usp.br/∼dalpino/AGA215/APOS
TILA/cap05cor.pdf)
4.1
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
16
Diagrama das abundâncias Am em função do número atômico Z da nossa amostra de
estrelas, representadas pelos círculos pretos. As abundâncias solares estão indicadas com o
J
símbolo . Para a linha tracejada, segue a curva de abundâncias do Sol, para os elementos
estudados no presente trabalho.
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
vi
25
4.2
[O/Fe], [Na/Fe], [Al/Fe] e [Mg/Fe] como função da temperatura efetiva para a nossa
amostra de estrelas evoluídas. As barras de erros correspondem a soma quadrática das
incertezas adotadas. As linhas sólidas e pontilhadas representam, respectivamente, o valor
médio e o desvio padrão de ±1 σ. Os círculos fechados e azuis representam os resultados
de Randich et al. (2006), os fechados e vermelho resultados de Tautvaisiene et al. (2000) e
por fim os fechados e pretos representam os resultados do presente trabalho.
4.3
. . . . . . .
29
O mesmo da figura 4.2, mas para os razões de abundâncias [Si/Fe], [Ca/Fe], [Ti/Fe] e
[Cr/Fe].
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
30
. . . .
31
4.4
O mesmo da figura 4.2, mas para os elementos [Co/Fe], [Ni/Fe], [Zr/Fe] e [La/Fe].
4.5
[O/Fe], [Na/Fe], [Al/Fe] e [Mg/Fe] como função da metalicidade para as estrelas evoluídas de nossa amostra. As barras de erros correspondem a soma quadrática das incertezas
adotadas. Os círculos fechados e azuis representam os resultados de Randich et al. (2006),
os fechados e vermelho resultados de Tautvaisiene et al (2000) e por fim os fechados e
pretos representam os resultados do presente trabalho.
. . . . . . . . . . . . . . . . . .
33
. . . . . . . . . . . . . . .
34
. . . . . . . . . . . . . .
35
4.6
O mesmo da figura 4.5, mas para os elementos Si, Ca, Ti e Cr.
4.7
O mesmo da figura 4.5, mas para os elementos Co, Ni, Zr e La.
vii
LISTA DE TABELAS
3.1
Parâmetros atmosféricos determinados em Canto Martins et al.(2011), para
a amostra de 27 estrelas. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
18
4.1
Razões de abundâncias [X/Fe] para as estrelas analisadas. . . . . . . . . . .
21
4.2
Abundâncias médias e desvio padrão(rms), a partir deste estudo. . . . . . .
23
4.3
Comparação para a estrela S1010 entre as razões [X/Fe] de Tautvaisiene
et al. (2000)(T00), Yong et al. (2005)(Y05) e Pancino et al (2010)(P10) e as
medidas no presente trabalho. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.4
26
Comparação para S1034 e S1239 entre as razões [X/Fe] de Randich et al.
(2006) e aqueles derivados no presente trabalho. . . . . . . . . . . . . . . . .
27
A.1 Medidas das larguras equivalentes das linhas de absorção dos elementos
estudados, para cada estrela do Turn-off. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
45
A.2 Medidas das larguras equivalentes das linhas de absorção dos elementos
estudados, para cada estrela do ramo das subgigantes. . . . . . . . . . . . .
47
A.3 Medidas das larguras equivalentes das linhas de absorção dos elementos
estudados, para as estrelas gigantes. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
viii
49
SUMÁRIO
1
Introdução
1
1.1
Aglomerados Estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3
1.1.1
Aglomerados Abertos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6
1.1.2
O aglomerado aberto M67 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6
1.2
Objetivo deste Trabalho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
8
1.3
Plano de Trabalho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
9
2
Amostra Estelar
10
3
Análise Espectroscópica
13
3.1
Síntese espectral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
14
3.2
Larguras Equivalentes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
15
3.3
Modelos Atmosféricos MARCS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
16
4
Resultados
19
4.1
19
Abundâncias Químicas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
ix
5
4.2
Erros: . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
23
4.3
Curva de Abundâncias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
24
4.4
Comparação com dados da literatura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
25
4.5
Abundâncias relativas versus temperatura efetiva e metalicidade . . . . . . .
28
Conclusões e Pespectivas
36
5.1
Conclusões . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
36
5.2
Perspectivas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
37
Referências bibliográficas
39
Apêndices
44
A Medidas de larguras equivalentes
44
x
CAPÍTULO 1
INTRODUÇÃO
Galileu Galilei não foi o inventor do telescópio, porém foi o primeiro a fazer uso
científico dele para observações astronômicas. No ano de 1610, foi capaz de observar o
universo de maneira nunca antes descrita. A partir de então, novas possibilidades de
estudos foram abertas, fazendo com que obervações contínuas de diversos objetos celeste
fossem o caminho para o entendimento da estrutura e formação de planetas, estrelas e
galáxias.
Outro marco importante na astronomia, foi o estudo da luz emitida pelos objetos
astronômicos. Em 1802, William Hyde Wollaston observou que passando a luz solar por
uma fenda e depois por um prisma, apareciam linhas escuras no espectro (William Hyde,
1802).
Muitos pesquisadores contribuíram para o entendimento de que, tais linhas escuras eram linhas de absorção que se devem ao gás da atmosfera solar, e que cada elemento
produzia linhas específicas. Mas foi o astrônomo Giovani Batista Donati (1860) quem deu
início à espectroscopia de outras estrelas.
1
Capítulo 1. Introdução
2
Desde então, esforços consideráveis foram feitos para a melhoria das técnicas de
observação, no intuito de entender a origem e a evolução química de espécies nucleares.
Os avanços na física nuclear e na astrofísica indicam que as medidas de abundâncias observadas, devem estar diretamente relacionadas com sua origem. Diferentes teorias foram
desenvolvidas, para melhor explicar a origem dos elementos químicos durante os estágios
primordiais do Universo, tais como: a teoria de polineutrons de Mayer & Teller (1949); a
teoria de equilíbrio desenvolvida por Klein (1947) e Beskow & Treffenberg (1947) e a teoria
do não-equilíbrio proposta por Alpher & Herman (1953), que mais tarde foi alterada por
Hayashi & Nishida(1956). Uma revisão completa destas teorias é encontrada em Alpher
& Herman (1953). Tais teorias citadas acima, diferem nos mecanismos propostos e nos
modelos cosmológicos associados e apesar de muito falharem serviram como base para o
desenvolvimento das teorias atuais.
Dois físicos americanos, Penzias e Wilson (1965), descobriram que o espaço era
preenchido com uma radiação térmica a um temperatura de 2,728 ±0, 002 K, chamada
radiação térmica de fundo. Este fato é consistente com a idéia de que o início do Universo
se deu com uma súbita descompressão, o chamado Big Bang. Dessa forma, essa radiação
nos dá uma visão remota do universo primordial.
Essencialmente, a abundância de elementos químicos determinados a partir de
observações pode ser considerada um êxito, que cresceu junto com as teorias de nucleossíntese. Nesse processo as estrelas produzem elementos mais pesados, a partir de elementos mais leves. O resultado da nucleossíntese faz com que, o gás interestelar acabe sendo
enriquecido com novos elementos químicos ao longo da vida galáctica.
Durante as décadas de 50 e 60, devido ao rápido desenvolvimento das técnicas
de análise espectral, vários estudos foram desenvolvidos no sentido de melhor explicar a
origem dos elementos leves (A < 12). Porém, a baixa precisão dos dados observacionais
limitou esse avanço. Sabe-se atualmente que o estudo das abundâncias dos elementos
leves é crucial para solucionar vários problemas na astrofísica estelar.
Para elementos mais pesados A > 12, as teorias de nucleossíntese atribuem que
as estrelas seriam as fontes responsáveis pela síntese destes elementos, por apresentarem
Capítulo 1. Introdução
3
condições favoráveis, que permitem que a fusão nuclear prossiga de forma eficiente. Essa
síntese é proveniente de reações termonucleares no interior das estrelas que são essencialmente as reações de queima do He, o ciclo CNO, o processo de captura de partículas
alpha (processo- α) e o processo de captura de nêutrons. Os elementos sintetizados a
partir de captura de nêutrons são chamados de "processo-s"ou "processo-r", dependendo
se a taxa de captura é mais lenta (slow) ou mais rápida (rapid) que a taxa de decaimento
beta (decaimento com excesso de nêutrons) do elemento em questão (Bowers & Deeming,
1984).
Os esforços realizados a partir de observacões espectroscópicas foram concentrados na análise de abundâncias químicas de estrelas para obter razões de abundâncias de
diversos elementos em relação ao Fe. O aglomerado aberto M67 tem servido como um
importante exemplo no entendimento da evolução estelar. As vantagens que os membros
dos aglomerados tem de serem contemporâneos e idênticos, exceto em massas e estágios
evolutivos, podem servir de forma eficiente para analisar as misturas sensíveis de abundâncias (Tautvaisiene et al. 2000). No entanto, poucos estudos focam na determinação de
sua composição química (Randich et al. 2005, e referências citadas).
1.1
Aglomerados Estelares
Os aglomerados estelares que formam nossa galáxia têm servido como importantes laboratórios. Estes sistemas podem ter suas estrelas analisadas em função de alguns
parâmetros físicos similares, que nos auxiliam através de ricas informações e nos leva a
uma melhor compreensão da formação e evolução dos sistemas estelares (Lada & Lada
2003).
Sabemos que todas as informações de um sistema estelar são necessariamente
obtidas a partir da análise da radiação emitida pelas estrelas que o constitue. Um importante avanço para uma correta interpretação destas informações foi realizado pela teoria
da evolução estelar. A capacidade de prever, a luminosidade (log(L/LJ )) e a tempera-
Capítulo 1. Introdução
4
tura efetiva (Tef ) de uma estrela ao longo de sua vida, é o principal sucesso da teoria da
evolução estelar. O diagrama H-R é apresentado através da luminosidade em função da
temperatura.
Figura 1.1: A figura representa no diagrama HR o ciclo evolutivo de uma estrela semelhandte
ao sol. Ao lado, esquema do interior da estrela em diferentes fases de sua vida.
//www.prof 2000.pt/users/angelof /af 16/ts_estrelas/biget81.htm)
(Fonte: http :
Esse diagrama adota a convenção de que a temperatura cresce para a esquerda e
a luminosidade para cima. Podemos observar, de forma clara, as diversas fases evolutivas
que uma estrela atravessa, desde o seu nascimento até a sua morte. Estas fases estão associadas a muitas coisas, entre elas, reações nucleares no interior das estrelas que dependem
das condições iniciais de massa e composição química.
Em termos observacionais, a luminosidade pode ser obtida através de medidas
de magnitude (Brilho da estrela) e a temperatura efetiva a partir de seu índice de cor ou
tipo espectral. Deste modo, podemos partir para um plano observacional, o diagrama
cor-magnitude (CM), possibilitando dessa forma a localização de estrelas quanto à idade,
composição química e massa.
Capítulo 1. Introdução
5
De acordo com o modelo padrão, as estrelas de um aglomerado foram formadas
da mesma nuvem de gás e poeira e, portanto, possuem a mesma idade a mesma composição química e aproximadamente a mesma distância de nós. Além disso, verificou-se
também que estes conjuntos de estrelas ocupam uma região delimitada muito menor do
que a sua distância ao Sol. Sua importância é tanta que são considerados os blocos fundamentais de construção das galáxias (Grijs 2007, Kroupa 2005).
Os aglomerados estelares podem ser classificados como abertos ou fechados, de
acordo com sua estrutura, idade, cinemática, número de estrelas constituintes e distribuição espacial em torno do núcleo galáctico. A estrutura de um aglomerado pode ser
definida com núcleo/halo, onde o núcleo está ligado gravitacionalmente e o halo acaba
perdendo estrelas para o campo galáctico após segregação de massa.
Estes aglomerados têm servido como importantes fontes de observação, pois, eles
nos proporcionam uma ampla visão dos processos de formação e evolução estelar. A
formação estelar nestes aglomerados se dá de forma simultânea a partir de uma nuvem
molecular progenitora. Por conter uma grande amostra de estrelas de mesma origem e
concentradas em um pequeno volume, são considerados importantes laboratórios astrofísicos (Burstein et al. 1986; Carraro et al. 1996 e referências citadas).
A partir de dados espectroscópicos e fotométricos, podem ser determinados parâmetros astrofísicos tais como idade, metalicidade, avermelhamento e distância de um
aglomerado estudado. A combinação desses parâmetros geram cenários de formação e
evolução da Galáxia, por exemplo, através de gradientes de idades e metalicidades (Maciel et al. 2005).
Mais organizados e compactos, os aglomerados globulares, são considerados bolas de estrelas, por apresentarem uma distribuição aproximadamente esférica, onde a densidade estelar cresce das regiões externas em direção ao centro. Sua formação ocorreu a
partir de nuvens moleculares gigantes com ∼ 108 MJ , e são localizados no halo das galáxias. Eles contém entre 104 e 106 estrelas e podemos encontrar aglomerados globulares
com massas totais com valores típicos da ordem de ∼ 105 MJ (Brodie & Strader 2006).
Estimativas prevêem a existência de aproximadamente 200 aglomerados globula-
Capítulo 1. Introdução
6
res em nossa galáxia, mas apenas 160 foram observados até o momento. Na compilação
de Harris (1996) e posteriores atualizações são 150 aglomerados catalogados.
1.1.1
Aglomerados Abertos
Um aglomerado aberto é, tipicamente, um grupo de estrelas fracamente ligadas
gravitacionalmente. Estes são formados continuamente ao longo do plano galáctico, por
nuvens de gás progenitoras que podem variar entre 104 e 106 MJ . Um típico aglomerado
aberto contém de 102 a 103 estrelas e tem um raio da ordem de 1 a 10 parsecs1 .
A estrutura da maioria dos aglomerados abertos pode ser descrita por dois subsistemas, um núcleo denso e um halo esparso (Bonatto & Bica 2005).
O estudo da distribuição espacial dos aglomerados abertos - sua idade, processos de formação, evolução, dinâmica e dissolução pode servir como importantes testes
para a evolução estelar, bem como sobre a formação e evolução do disco galáctico. Com
o desenvolvimento das técnicas de análises, dados espectroscópicos e fotométricos, são
capazes de fornecer informações sobre idades, abundâncias químicas e cinemáticas, que
esclarecem as relações entre aglomerados abertos e outras populações galácticas, como as
estrelas do campo2 . Estudos para diversos aglomerados abertos, com diferentes idades e
distâncias, são realizados para explorar possíveis gradientes de abundâncias e a relação
abundâncias químicas versus idade. Estes estudos têm mostrado uma complexa história
de enriquecimento químico e mistura no disco (Friel et al. 2002).
1.1.2
O aglomerado aberto M67
O aglomerado aberto M67 é considerado um importante laboratório para o en1
Unidade de comprimento usado em astronomia, baseado no método de paralaxe trigonométrica. Um
parsec é a distância que um observador veria o raio da órbita da Terra com um tamanho angular de 1".
2
São estrelas que não pertencem a uma aglomerado e podem estar localizadas no halo, no bojo ou no
disco da Via- Láctea.
Capítulo 1. Introdução
7
tendimento da evolução estelar. Também conhecido como NGC 2682, este aglomerado
mencionado como aglomerado de idade solar, de cerca de 4,5 bilhões de anos, é considerado um dos mais antigos aglomerados abertos da Via- Láctea (Canto Martins et al. 2011,
e referências contidas).
A grande maioria dos aglomerados abertos possuem idades inferiores a 1 bilhão
de anos, pois estes perdem massa durante curtas escalas de tempo desde sua formação.
O aglomerado M67 é constituído por cerca de 500 estrelas , sendo 11 estrelas gigantes de tipo espectral K e várias estrelas localizadas no ramo horizontal. Estrelas peculiares localizadas na região do azul, também são percebidas neste aglomerado, onde
estas são conhecidas como Blue Stragglers. Este aglomerado também possui cerca de 200
estrelas anãs e 100 estrelas bastante parecidas com o Sol.
Johnson & Sandage (1955), com o auxílio do Sistema U,B,V determinaram a cor
e a magnitude de 500 estrelas do aglomerado aberto M67, assim um diagrama cor- magnitude (C-M) preciso foi desenvolvido para este aglomerado. A partir deste trabalho eles
perceberam que o aglomerado aberto M67, possuía uma idade elevada, além de estágios
evolutivos bastante avançados. Shapley (1917) realizou os primeiros trabalhos sobre cor e
magnitude em M67. Barnard (1931) mediu a posição do seu principais componentes estelares determinando também seus movimentos próprios, enquanto Popper (1954) obteve o
espectro das estrelas mais brilhantes de M67.
Como foi mencionado anteriormente o estudo das abundâncias químicas na atmosfera estelar, são valiosas informação para as teorias da evolução estelar. Com base
neste fato, foram analisadas seis estrelas com queima de hélio no núcleo e três estrelas
gigantes, membros de M67. As razões de abundâncias nas estrelas investigadas sugere
que o carbono é esgotado por cerca de 0,2 dex, o nitrogênio é aprimorado por cerca de
0,2 dex e o oxigênio é inalterado. Entre outras misturas sensíveis de elementos químicos,
uma superabundância de sódio pode ser detectada. Este resultado sugere que, após uma
explosão do núcleo de hélio (He- flash), ocorre uma mistura extra do material produzido
pelo ciclo CN na superfície estelar. Observou-se que as abundâncias de elementos químicos pesados nas nove estrelas de M67 eram idênticos ou próximos aos valores solares
Capítulo 1. Introdução
8
(Tautvaisiene et al. 2000).
Outra análise de abundâncias químicas na atmosfera de estrelas pertencentes ao
aglomerado M67 é feita em Randich et al. 2006. A amostra é composta de sete estrelas
da sequência principal, uma do turn- off e duas evoluídas no ramo das subgigantes. Para
todas elas foram determinadas as abundâncias químicas dos elementos O, Na, Mg, Al, Si,
Ca, Ti, Cr e Ni. O resultado para estas razões de abundâncias [X/Fe] das estrelas de M67,
é de que são muito próximas aos valores solares.
No trabalho de (Canto Martins et al. 2011), uma grande amostra de estrelas pertencentes a M67, foi estudada. Essa amostra era composta por 27 estrelas e foi determinado a abundância de Li e parâmetros estelares importantes (Tef , log g, [Fe/H]), velocidade de microturbulência e rotacional). Estas seguem um padrão evolutivo que vai do
turn- off ao ramo das gigantes vermelhas. As abundâncias determinadas confirmam a
diminuição do Li para estrelas evoluídas, além de mostrar que a evolução do Li é determinada pela evolução do momentum angular.
Já com relação a metalicidade de M67, algumas determinações de abundâncias de
[Fe/H], foram realizadas pelos autores citados acima. São elas: [Fe/H]= -0,03 (Tautvaisiene et al. 2000), [Fe/H]= 0,03 (Randich et al. 2006) e [Fe/H]= -0,05 (Canto Martins et
al. 2011). Devido a estes resultados, o aglomerado aberto M67 é também considerado um
aglomerado cuja metalicidade, além da idade, é solar.
1.2
Objetivo deste Trabalho
Um problema clássico e bastante relevante dentro da Astrofísica Estelar é o de entender como as abundâncias dos elementos químicos se comportam, quando uma estrela
evolui para estágios mais avançados.
As abundâncias químicas em estrelas evoluídas do aglomerado estelar M67, combinadas com parâmetros atmosféricos (temperatura efetiva e metalicidade), proporcionam uma poderosa maneira de investigar a evolução química deste aglomerado, assim
Capítulo 1. Introdução
9
como o nível de mistura nestas estrelas.
Deste modo, o objetivo principal deste trabalho é efetuar a análise espectroscópica
de diversos elementos e usar o método de síntese espectral de linhas atômicas, visando
obter a abundância de 12 elementos químicos para uma amostra de estrelas evoluídas em
diferentes estágios evolutivos (estrelas do turn- off, subgigantes e gigantes) do aglomerado aberto M67.
1.3
Plano de Trabalho
A presente dissertação está apresentada na forma a seguir.
No capítulo 2, são apresentados os dados observacionais e os parâmetros atmosféricos utilizados neste trabalho.
No capítulo 3, apresentamos a técnica de síntese espectral utilizada neste trabalho
para a obtenção das abundâncias químicas dos elementos O I, Si I, Na I, Al I, Ca I, Ti I, Co
I, Ni I, Zr I, La II e Cr I. Também discutimos alguns pontos importantes destas medidas,
tais como seus erros e a análise das medidas.
No capítulo 4, apresentamos e discutimos os principais resultados deste trabalho.
Por fim, no capítulo 5, apresentamos nossas conclusões e algumas perspectivas
de continuaidade para este trabalho.
CAPÍTULO 2
AMOSTRA ESTELAR
Uma amostra de 27 estrelas foi utilizada para a realização do presente trabalho.
Tais estrelas, pertencem ao aglomerado aberto M67. São estrelas pós-sequência principal,
conhecidas como estrelas evoluídas e estão divididas em três grupos baseados nos seus
estágios evolutivos.
O primeiro desses grupos é constituído por estrelas do turn-off. São estrelas que
estão deixando a sequência principal. No segundo grupo estão as estrelas que se encontram no ramo das subgigantes. Nesses dois grupos, as estrelas já apresentam uma
expansão de suas envoltórias convectivas, pois, é nessa fase onde a temperatura diminui e a luminosidade tende a aumentar. Isso ocorre, devido aos processos nucleares de
transformação de Hidrogênio em Hélio, modificando a estrutura da estrela.
Temos no último grupo, estrelas que se encontram no Ramo das Gigantes Vermelhas e estrelas do Clump1 . As estrelas que compõem este grupo já devem ter passado pelo
1
Esse período na evolução estelar é quando a estrela passa a queimar Hélio no núcleo e esta encontra-se
no ramo horizontal do diagrama HR.
10
Capítulo 2. Amostra Estelar
11
processo de dragagem, fazendo com que os produtos oriundos do ciclo CNO sejam levados até a superfície da estrela e, desta forma, altere as abundâncias superficiais de C, N e
O.
Na figura (2.1), mostramos o diagrama cor- magnitude (CM) de M67 apresentado por Canto Martins et al. (2011). As estrelas de nossa amostra estão representadas
na referida figura por círculos abertos com um ponto. A fotometria utilizada foi a de
Montgomery et al. (1993)
Figura 2.1: Diagrama cor-magnitude (CM) do aglomerado aberto M67 apresentado por Canto Martins et
al. (2011). As estrelas estudadas no trabalho citado estão representadas por um círculo com ponto. Estas
estrelas são as mesmas estudadas no presente trabalho.
Para a observação dessas estrelas foi usado o telescópio do VLT/ Unit 2 (ESO,
Paranal, Chile), usando o espectrógrafo FLAMES-UVES (Pasquini et al. 2002). Um estudo
importante dessas estrelas foi realizado por Canto Martins et al. (2011), onde diversos
parâmetros físicos (temperatura efetiva, gravidade superficial, metalicidade, velocidade
Capítulo 2. Amostra Estelar
12
de microturbulência e rotacional) assim como a abundância do Li foram determinados. É
com base nos espectros das estrelas e nos parâmetros físicos obtidos em seu trabalho, que
então nos baseamos para o presente trabalho.
As estrelas selecionadas foram observadas usando uma mesma configuração instrumental, onde o braço vermelho do UVES foi centrado em 580 nm, cobrindo uma faixa
de comprimento de onda de 420-680 nm e também centrado em 860 nm, cobrindo uma
grande região de 606-1060 nm. Estas observações tem um poder de resolução de R ∼
47.000 (1 segundo de arco de cobertura).
Cada estrela possui dois ou mais espectros que foram coletados com este instrumento. Portanto, para que tenhamos uma boa qualidade dos dados, combinamos diferentes exposições de uma mesma estrela, visando obter um espectro final com melhor razão
sinal-ruído (S/N) para cada estrela. Essas razões estão em torno de 100 por pixel para as
estrelas de turn-off, e subgigantes, enquanto que para as gigantes temos S/N em torno de
50 por pixel.
CAPÍTULO 3
ANÁLISE ESPECTROSCÓPICA
Segundo R. J. Tayler (1972), a partir de linhas espectrais características dos elementos na radiação das estrelas, que podem se deduzir a presença dos elementos químicos encontrados nas estrelas. Essas linhas espectrais podem ser linhas de absorção,
quando a intensidade da radiação é reduzida a uma região de freqüência particular, ou
comprimento de onda. Elas também podem ser linhas de emissão, quando a intensidade
aumenta. As linhas espectrais mais comuns são as de absorção.
As abundâncias atmosféricas podem representar três fatos:
(i) A abundância atmosférica da estrela em seu nascimento; A composição química inicial da estrela;
(ii) A presente abundância do meio interestelar; Se a estrela absorveu matéria
interestelar;
(iii) A abundância inicial modificada por reações nucleares dentro da estrela; Se
houver uma grande perda de massa ou se o material das regiões centrais da estrela, onde
13
Capítulo 3. Análise Espectroscópica
14
as reações nucleares ocorrem, foi levado para a superfície da estrela através de correntes.
Os elementos mais proeminentes em um espectro não são, em sua maioria, os
mais abundantes, mas, são os mais capazes de absorver radiação dos comprimentos de
onda que estão sendo estudados. Alguns elementos podem não ser observados na atmosfera das estrelas, porque eles não produzem linhas espectrais na região correta do
espectro, ou não estão nos corretos estados de ionização e excitação para serem produzidos.
Assim, as linhas espectrais são essenciais para que conheçamos a composição química dos mesmos.
Atualmente, as melhorias da instrumentação utilizadas na análise destas fontes
emissoras de luz, as estrelas, estão cada vez mais desenvolvidas. Grandes telescópios,
CCDs eficientes, espectrógrafos de alta resolução, aumento da capacidade de processamento de dados e ferramentas computacionais avançadas, têm contribuído para aumentar
a quantidade de estrelas observadas, a qualidade desses dados, como também a obtenção
de novas informações das estrelas.
É com base nesse fato que podemos classificar as estrelas, determinar seus parâmetros atmosféricos, abundâncias químicas, dentre outras informações. A determinação
exata das abundâncias de elementos químicos na atmosfera estelar é um processo bastante complexo, de maneira que as informações advindas são de grande importância para
o estudo da evolução estelar.
Nesse capítulo, serão apresentados os procedimentos para a obtenção dos parâmetros químicos, como também, será mostrado o cálculo dos seus respectivos erros.
3.1
Síntese espectral
A síntese espectral é a análise comparativa entre espectros sintéticos, fabricados
em laboratórios, com espectros observacionais. Para a síntese das linhas atômicas, são
Capítulo 3. Análise Espectroscópica
15
necessários os comprimentos de onda central para cada transição presente no espectro,
os valores de log gf e o potencial de excitação. Em relação as linhas moleculares, os
parâmetros necessários são: comprimento de onda da transição, potencial de excitação,
log gf e constante de dissociação molecular.
Em nosso trabalho fizemos a análise para os seguintes elementos químicos: O I,
Na I, Mg I, Al I, Si I, Ca I, Ti I, Cr I, Co I, Ni I, Zr I e La II.
Para os dados do presente trabalho, utilizamos uma ferramenta de síntese espectral dentre várias existentes, chamada Turbospectrum (Alvarez & Plez, 1998). Para gerar
os espectros sintéticos, o programa necessita de alguns parâmetros de entrada, são eles:
parâmetros atmosféricos (temperatura efetiva, gravidade superficial, metalicidade, e velocidade de microturbulência), abundâncias químicas, parâmetros atômicos e moleculares
e dois parâmetros de convolução espectral para ajustar o perfil das linhas (perfil instrumental e velocidade rotacional).
A nossa lista de linhas atômicas foi obtida da base de dados de Viena-VALD, Vienna Atomic Lines Database (Kupka et al. 1999). No nosso caso, utilizamos uma lista
de linhas abrangendo 12 elementos com correção de log gf , gentilmente fornecida por
Nathália Mattos (2011). Tal correção foi realizada utilizando um espectro de alta resolução (R ∼ 150.000) do Sol (Hinkle et al. 2000). O método de determinação, juntamente com
os valores de correção para cada linha está disponível no trabalho desta autora.
3.2
Larguras Equivalentes
As linhas de absorção presentes nos espectros das estrelas, conhecidas também
como linhas escuras, estão associadas a elementos químicos presentes na atmosfera estelar. Uma das principais características dessas linhas atômicas é a intensidade com que
estas se apresentam. Observa-se que, tais linhas aparecem como uma curva, e geralmente
possuem a forma de uma gaussiana invertida. Dessa forma podemos definir a largura
equivalente (LE), como sendo a largura de um retângulo cuja área é igual à área ocupada
Capítulo 3. Análise Espectroscópica
16
pela linha formada por um elemento qualquer em um gráfico da intensidade versus comprimento de onda (medido em angstrom).
Figura 3.1: Medida da largura equivalente de uma linha.
A área do retângulo b é idêntica a
área a, preenchida pelo perfil da linha. (Fonte: http://astroweb.iag.usp.br/∼dalpino/AGA215/APOS
TILA/cap05cor.pdf)
Para todas as 27 estrelas utilizadas na nossa análise, foram feitas medidas da larguras equivalentes para as linhas de absorção dos seguintes elementos selecionados (O I,
Na I, Mg I, Al I, Si I, Ca I, Ti I, Cr I, Co I, Ni I, Zr I e La II). Estas larguras equivalentes
foram medidas de forma automática com o auxílio do programa DAOSPEC (Stetson &
Pancino, 2004). Este programa é capaz de ajustar um perfil gaussiano ao perfil das linhas
aqui selecionadas, tomando o contínuo como referência.
Aproximadamente 80 linhas foram selecionadas no intuito de minimizar erros,
em casos, onde linhas espectrais não estão suficientemente isoladas (blends), podendo dificultar a determinação da largura equivalente. Com os valores das larguras equivalentes,
foi possível determinar as abundâncias dos elementos para as estrelas de nossa amostra.
Para o cálculo das abundâncias, foi utilizada a ferramenta Turbospectrum (descrita em
Alvarez & Plez (1998)).
A tabela (A.1), do Apêndice A, lista, para cada estrela, os valores das larguras
equivalentes medidas neste trabalho.
3.3
Modelos Atmosféricos MARCS
Capítulo 3. Análise Espectroscópica
17
Para que se possa compreender como os parâmetros físicos variam com a profundidade das camadas mais externas das estrelas, é usado um modelo físico-teórico chamado modelo de atmosfera. Para a presente análise, foram utilizados os modelos de atmosfera estelar MARCS. Estes são baseados na aproximação plano-paralela e esférica de
modelos atmosféricos em Equilíbrio Termodinâmico Local (ETL) e equilíbrio radioativo.
Tais modelos são úteis para estrelas que apresentam condições favoráveis como: temperatura efetiva (Tef ) em 4000 e 8000 K, gravidade superficial (log g), variando de -1,0 a 5,0
dex e metalicidade total ([Fe/H]) entre -5,0 e 1,0 dex.
Para a amostra de estrelas aqui estudada, os modelos atmosféricos foram calculados a partir de uma rotina de interpolação gentilmente fornecida pelo Dr. Thomas Masseron (Ohio State University, EUA). Este programa realiza uma interpolação linear em
cubo, utilizando 8 modelos MARCS. Para que um modelo de atmosfera seja gerado para
determinadas estrelas, é necessário que sejam conhecidas: a temperatura efetiva (Tef ), a
metalicidade ([Fe/H]) e a gravidade superficial (log g). As técnicas de determinação e os
valores dos parâmetros atmosféricos das estrelas de nossa amostra, são apresentados em
Canto Martins et al. (2011).
Na tabela (3.1), listamos para cada estrela, os valores dos parâmetros atmosféricos
(Tef ), ξ, log g e [F e/H], utilizados em nosso trabalho.
Capítulo 3. Análise Espectroscópica
18
Tabela 3.1: Parâmetros atmosféricos determinados em Canto Martins et al.(2011), para a
amostra de 27 estrelas.
ID
S1273
S1607
S1275
S1034
S2207
S1268
S1487
Tef f
(K)
log g
ξ
(km.s−1 )
Estrelas do Turn-off
6159 4,01
1,86
6127 3,81
1,77
6050 4,00
1,64
6020 3,90
1,94
6000 3,90
1,62
5996 3,86
1,75
5940 3,81
1,67
[F e/H]
-0,04±0, 04
-0,11±0, 06
-0,04±0, 04
-0,08±0, 03
-0,03±0, 03
-0,11±0, 07
-0,05±0, 03
Estrelas subgigantes
S1242 5810 3,90
1,50
-0,04±0, 06
S1323 5654 3,90
1,50
+0,03±0, 04
S1239 5644 3,80
1,41
+0,00±0, 03
S806 5461 3,80
1,25
+0,08±0, 03
S2208 5429 3,90
1,24
+0,01±0, 03
S1438 5420 3,80
1,27
-0,06±0, 03
S774 5240 3,70
1,20
-0,08±0, 03
S1245
S1231
S1319
S1293
S1305
S1254
S1277
S1279
S1288
S1074
S1010
S1016
S978
5170
5130
5104
4970
4940
4820
4820
4779
4773
4750
4748
4430
4260
Estrelas gigantes
3,61
1,19
-0,02±0, 03
3,60
1,12
-0,02±0, 03
3,61
1,16
-0,07±0, 03
3,30
1,32
-0,01±0, 03
3,20
1,18
-0,08±0, 03
2,91
1,30
-0,03±0, 04
3,00
1,26
+0,01±0, 05
2,72
1,57
-0,01±0, 08
2,90
1,32
-0,01±0, 04
2,60
1,62
-0,07±0, 04
2,60
1,58
-0,03±0, 07
2,31
1,52
-0,05±0, 05
1,90
1,63
-0,15±0, 06
CAPÍTULO 4
RESULTADOS
4.1
Abundâncias Químicas
Os valores de log n(X) para cada linha foram determinados baseados nas medidas de LE
e parâmetros estelares listados nas tabelas (A.1) e (3.1), respectivamente. As abundâncias
finais para cada estrela e cada elemento foram obtidas calculando uma média simples dos
valores medidos para diferentes linhas do mesmo elemento.
Os valores das razões [X/Fe]1 para cada estrela foram determinados de forma diferencial com respeito as abundâncias solares. Os valores das abundâncias solares adotados
são aqueles de Asplund, Grevesse & Sauval (2005). As razões [X/Fe] para O, Na, Mg, Al,
Si, Ca, Ti, Cr, Co, Ni, Zr e La estão listados na tabela (4.1).
1
Para a obtenção desse parâmetro, usamos a seguinte notação: X, representa os elementos em questão;
As abundâncias média (Am ) foram computadas e dessa forma foi feito: [X/H]= Am - AJ e [X/Fe]= [X/H]
- [Fe/H].
19
Capítulo 4. Resultados
20
Erros nos valores de [X/Fe], listados na tabela (4.1), correspondem a soma quadrática dos erros induzidos pelos erros nos parâmetros individuais. Para tal, alteramos
estes parâmetros no sentido de variar a temperatura efetiva, a metalicidade, a gravidade
superficial e a velocidade de microturbulência.
As abundâncias médias para as estrelas de M67 de nossa amostra são listadas na
tabela 4.2 junto com seu desvio padrão.
Capítulo 4. Resultados
21
Tabela 4.1: Razões de abundâncias [X/Fe] para as estrelas analisadas.
ID
[Si/F e]
[Ca/F e]
S1273 0,035 ±0, 13 -0,004 ±0, 04
S1607 0,183 ±0, 10 0,043 ±0, 04
S1275 -0,142 ±0, 17 -0,018 ±0, 05
S1034 0,001 ±0, 13 0,007 ±0, 05
S2207 -0,125 ±0, 18 -0,027 ±0, 05
S1268 0,098 ±0, 14 -0,012 ±0, 05
S1487 -0,021 ±0, 13 -0,002 ±0, 05
Estrelas do Turn-off
-0,005 ±0, 05 -0,104 ±0, 05
0,084 ±0, 06 -0,082 ±0, 04
-0,035 ±0, 06 -0,124 ±0, 04
0,025 ±0, 06 -0,182 ±0, 05
-0,004 ±0, 06 -0,054 ±0, 04
-0,026 ±0, 06 -0,105 ±0, 04
-0,129 ±0, 06 0,103 ±0, 03
0,057 ±0, 05
0,05 ±0, 05
0,054 ±0, 04
0,101 ±0, 04
0,017 ±0, 05
0,094 ±0, 04
0,046 ±0, 04
0,031 ±0, 10
0,093 ±0, 08
0,084 ±0, 10
0,063 ±0, 08
0,031 ±0, 10
0,029 ±0, 08
0,044 ±0, 96
S1242 -0,158 ±0, 13 0,044 ±0, 06
S1323 0,004 ±0, 25 0,020 ±0, 07
S1239 -0,030 ±0, 12 0,012 ±0, 06
S806 -0,092 ±0, 15 -0,011 ±0, 06
S2208 0,026 ±0, 13 0,148 ±0, 07
S1438 0,004 ±0, 14 0,001 ±0, 06
S774 -0,052 ±0, 15 0,011 ±0, 07
Estrelas subgigantes
-0,046 ±0, 08 -0,054 ±0, 05
-0,099 ±0, 07 -0,093 ±0, 06
-0,057 ±0, 07 -0,123 ±0, 06
-0,112 ±0, 09 -0,083 ±0, 05
-0,027 ±0, 06 0,005 ±0, 05
-0,026 ±0, 06 0,019 ±0, 05
-0,068 ±0, 06 -0,121 ±0, 06
0,006 ±0, 06 0,060 ±0, 09
0,063 ±0, 13 0,011 ±0, 10
0,029 ±0, 06 -0,017 ±0, 12
0,006 ±0, 06 0,016 ±0, 12
0,054 ±0, 03 0,172 ±0, 12
0,066 ±0, 14 0,185 ±0, 12
0,059 ±0, 04 0,020 ±0, 12
S1245
S1231
S1319
S1293
S1305
S1254
S1277
S1279
S1288
S1074
S1010
S1016
S978
[O/F e]
-0,074 ±0, 14
-0,128 ±0, 10
-0,011 ±0, 15
-0,046 ±0, 14
-0,117 ±0, 14
0,016 ±0, 14
-0,023 ±0, 14
0,077 ±0, 14
0,027 ±0, 14
-0,018 ±0, 26
0,006 ±0, 15
0,084 ±0, 13
0,067 ±0, 18
[N a/F e]
0,053 ±0, 08
0,061 ±0, 08
0,025 ±0, 08
0,082 ±0, 09
0,053 ±0, 09
0,207 ±0, 10
0,098 ±0, 11
0,206 ±0, 11
0,174 ±0, 12
0,221 ±0, 13
0,221 ±0, 11
0,162 ±0, 13
0,271 ±0, 15
[M g/F e]
[Al/F e]
Estrelas gigantes
-0,070 ±0, 06 -0,056 ±0, 05
-0,076 ±0, 08 -0,090 ±0, 06
0,012 ±0, 07 0,033 ±0, 06
0,014 ±0, 07 0,013 ±0, 06
0,053 ±0, 07 0,066 ±0, 07
-0,068 ±0, 10 0,042 ±0, 07
0,031 ±0, 06 -0,011 ±0, 07
0,047 ±0, 07 0,030 ±0, 07
0,032 ±0, 07 0,006 ±0, 07
0,091 ±0, 08 0,067 ±0, 08
0,051 ±0, 07 0,030 ±0, 07
0,068 ±0, 07 0,038 ±0, 08
0,105 ±0, 07 0,150 ±0, 09
0,076 ±0, 05
0,066 ±0, 06
0,061 ±0, 05
0,106 ±0, 06
0,088 ±0, 06
0,112 ±0, 08
0,107 ±0, 08
0,117 ±0, 09
0,114 ±0, 08
0,162 ±0, 11
0,145 ±0, 09
0,196 ±0, 11
0,179 ±0, 16
0,050 ±0, 13
0,059 ±0, 12
0,030 ±0, 14
0,035 ±0, 15
0,027 ±0, 15
0,066 ±0, 17
0,050 ±0, 17
0,016 ±0, 17
0,017 ±0, 17
0,050 ±0, 20
0,014 ±0, 18
-0,007 ±0, 20
0,020 ±0, 22
Capítulo 4. Resultados
ID
S1273
S1607
S1275
S1034
S2207
S1268
S1487
S1242
S1323
S1239
S806
S2208
S1438
S774
[T i/F e]
0,197 ±0, 09
0,108 ±0, 09
0,133 ±0, 09
0,142 ±0, 09
0,065 ±0, 09
0,075 ±0, 09
0,096 ±0, 09
0,119 ±0, 10
0,124 ±0, 13
0,066 ±0, 11
0,069 ±0, 12
0,316 ±0, 13
0,072 ±0, 11
0,087 ±0, 13
S1245 0,137 ±0, 15
S1231 0,147 ±0, 15
S1319 0,118 ±0, 15
S1293 0,153 ±0, 17
S1305 0,044 ±0, 20
S1254 0,147 ±0, 20
S1277 0,136 ±0, 20
S1279 0,140 ±0, 21
S1288 0,142 ±0, 21
S1074 0,121 ±0, 21
S1010 0,105 ±0, 21
S1016 0,103 ±0, 25
S978 0,101 ±0, 27
22
[Cr/F e]
[Co/F e]
[N i/F e]
[Zr/F e]
[La/F e]
0,030 ±0, 09
0,048 ±0, 09
0,041 ±0, 10
0,044 ±0, 10
0,039 ±0, 11
0,037 ±0, 10
0,148 ±0, 12
Estrelas do Turn-off
...
0,009 ±0, 06
...
0,069 ±0, 06
...
0,029 ±0, 06
...
0,068 ±0, 06
-0,097±0, 21 -0,067 ±0, 07
...
0,050 ±0, 06
...
0,034 ±0, 06
...
...
...
...
...
...
...
...
...
...
...
...
...
...
0,094 ±0, 13
0,090 ±0, 17
0,119 ±0, 16
0,107 ±0, 19
0,034 ±0, 20
0,176 ±0, 18
0,105 ±0, 20
Estrelas subgigantes
0,026 ±0, 10 0,031 ±0, 08
0,079 ±0, 16 0,073 ±0, 13
0,035 ±0, 10 0,070 ±0, 08
-0,021 ±0, 09 0,051 ±0, 08
0,292 ±0, 09 0,164 ±0, 08
-0,067 ±0, 09 0,074 ±0, 76
0,014 ±0, 11 0,068 ±0, 08
...
0,212 ±0, 12
...
-0,060 ±0, 13
0,247 ±0, 13
...
-0,070 ±0, 14
...
0,126 ±0, 12
-0,017 ±0, 13
...
0,198 ±0, 13
0,078 ±0, 13
-0,014 ±0, 14
0,191 ±0, 21
0,162 ±0, 21
0,109 ±0, 21
0,149 ±0, 24
0,119 ±0, 23
0,164 ±0, 26
0,162 ±0, 26
0,119 ±0, 28
0,141 ±0, 27
0,095 ±0, 29
0,107 ±0, 29
0,106 ±0, 30
0,162 ±0, 30
Estrelas Gigantes
0,072 ±0, 09 0,083 ±0, 08
0,062 ±0, 09 0,087 ±0, 13
0,022 ±0, 09 0,075 ±0, 08
0,197 ±0, 10 0,061 ±0, 10
0,080 ±0, 10 0,069 ±0, 09
0,270 ±0, 13 0,088 ±0, 12
0,255 ±0, 13 -0,018 ±0, 12
0,356 ±0, 30 0,068 ±0, 12
0,294 ±0, 14 0,055 ±0, 12
0,313 ±0, 16 0,063 ±0, 14
0,331 ±0, 15 0,083 ±0, 13
0,618 ±0, 22 0,086 ±0, 14
0,700 ±0, 27 0,059 ±0, 17
-0,078 ±0, 15
-0,047 ±0, 14
-0,243 ±0, 16
-0,047 ±0, 16
-0,193 ±0, 16
-0,033 ±0, 17
-0,118 ±0, 17
-0,080 ±0, 18
-0,137 ±0, 18
-0,108 ±0, 18
-0,110 ±0, 18
-0,173 ±0, 20
-0,120 ±0, 23
0,060 ±0, 13
-0,057 ±0, 09
0,007 ±0, 13
0,101 ±0, 12
0,030 ±0, 12
0,123 ±0, 12
0,140 ±0, 12
0,195 ±0, 13
0,213 ±0, 12
0,114 ±0, 23
0,176 ±0, 13
0,266 ±0, 13
0,299 ±0, 20
Capítulo 4. Resultados
23
Tabela 4.2: Abundâncias médias e desvio padrão(rms), a partir deste estudo.
Razão do
elemento
[O/ Fe]
[Na/Fe]
[Mg/Fe]
[Al/ Fe]
[Si/ Fe]
[Ca/ Fe]
[Ti/ Fe]
[Cr/ Fe]
[Co/Fe]
[Ni/ Fe]
[Zr/Fe]
[La/Fe]
4.2
Nosso
trabalho
-0,02
0,08
-0,01
-0,01
0,08
0,05
0,12
0,12
0,14
0,06
-0,04
0,08
rms
0,04
0,03
0,01
0,01
0,03
0,16
0,06
0,07
0,08
0,13
0,08
0,07
Erros:
Na determinação das abundâncias químicas, diversas são as fontes de erros internos,
que incluem incertezas nos parâmetros atômicos e estelares, bem como erros nas medidas
das larguras equivalentes. Os espectros de nossa amostra são caracterizados por diferentes valores de sinal ruído, e por esse motivo, não é possível determinar um erro típico
nas medidas de larguras equivalentes, no entanto, erros nas abundâncias determinadas
devido a erros na largura equivalente, podem ser aproximadamente representados pelo
desvio padrão (ou rms) da abundância média determinada a partir de linhas individuais.
As incertezas na determinação das abundâncias de cada espécie atômica, devido
aos parâmetros atmosféricos (Tef , [Fe/H], ξ e log g), também foram determinados. As incertezas assumidas foram de ± 70 K para a Tef , ± 0.2 dex para log g, e ± 0.2 Km s −1 para ξ.
Tais incertezas foram calculadas por Canto Martins (2011), incluindo as incertezas para a
metalicidade de cada estrela. Para o cálculo do erro final, variamos cada parâmetro separadamente enquanto deixamos os outros inalterados. Dessa forma, foi possível, calcular
a soma quadrática dos erros induzidos pelos erros nos parâmetros individuais, ou seja,
Capítulo 4. Resultados
24
realizamos a raiz da soma quadrática da diferença entre as abundâncias dos elementos
em questão e as abundâncias dos mesmo gerado pelos erros individuais.
4.3
Curva de Abundâncias
Depois de serem obtidas as abundâncias (Am ) para cada elemento e estrela, fizemos uma comparação destas abundâncias com a abundância solar presentes em Asplund,
Grevesse & Sauval (2005). A nossa comparação é mostrada na figura (4.1).
Podemos observar que as nossas abundâncias medidas para as estrelas de nossa
amostra seguem a mesma tendência que o Sol.
Juntamente com o ferro, as abundâncias de outros elementos químicos são também muito próximos ao solar, como deveria ser em um aglomerado com praticamente a
mesma idade do Sol entre 3.5-4.5 giga-anos (Vanderberg & Stertson, 2004; Michaud et al.
2004; Randich et al. 2006; Sarajedini et al. 2009).
Capítulo 4. Resultados
25
Figura 4.1: Diagrama das abundâncias Am em função do número atômico Z da nossa amostra
J de estrelas,
representadas pelos círculos pretos. As abundâncias solares estão indicadas com o símbolo . Para a linha
tracejada, segue a curva de abundâncias do Sol, para os elementos estudados no presente trabalho.
4.4
Comparação com dados da literatura
Poucos estudos foram publicados referentes as abundâncias químicas de estrelas pertencentes ao aglomerado aberto M67.
Garcia López et al. (1988), baseado na análise de estrelas quentes da seqüência
principal, encontrou abundâncias média de Ca e Si abaixo da solar ( [Ca/ Fe] = -0,14
e [Si/ Fe] = -0,24). Ambas as análises de Ca e Si foram baseadas em uma única linha do
espectro. comportamento oposto pode ser verificado na análise feita no presente trabalho,
Capítulo 4. Resultados
26
onde para a taxa de abundância de Ca temos um comportamento próximo da solar e para
o Si foi encontrado uma tendência de enriquecimento. Contudo, nosso resultado não
deixa de estar em acordo com o de Garcia López et al. (1988), pois este analisou estrelas
que se encontravam ainda na sequência principal, já para as estrelas da nossa amostra,
temos estrelas evoluídas que já passaram por processos de mistura.
Peterson (1992) relata um enriquecimento de 0.1 dex na abundância dos elementos O, Mg e Si medidas para duas estrelas pertencentes a M67. Com isso, verificamos que
seus resultados estão de acordo com o nosso, no entanto uma maior tendência de enriquecimento é encontrada para o Si. Já para as abundãncia de Mg e O com relação ao ferro
parecem ser solares.
Tautvaisiene et al. (2000), Young et al. (2005), Randich et al. (2006) e Pancino et
al. (2010), realizaram uma análise química detalhada de estrelas pertencentes a M67. Nós
temos 3 estrelas em comum com as amostras destes estudos.
A estrela S1010 analisada no presente trabalho, também foi estudada por Tautvaisiene et al. (2000), Young et al. (2005) e Pancino et al. (2010). Na tabela 4.3, comparamos
os valores das razões [X/Fe] medidas para esta estrela.
Tabela 4.3: Comparação para a estrela S1010 entre as razões [X/Fe] de Tautvaisiene et al.
(2000)(T00), Yong et al. (2005)(Y05) e Pancino et al (2010)(P10) e as medidas no presente
trabalho.
Razão do
T00
elemento
[O/Fe]
0,04 ± ...
[Na/Fe]
0,25 ± ...
[Mg/Fe]
0,11 ± ...
[Al/Fe]
0,08 ± 0,01
[Si/Fe]
0,11 ± 0,1
[Ca/Fe]
0,09 ± 0,12
[Ti/Fe]
-0,03 ± 0,17
[Co/Fe]
0,05 ± 0,04
[Ni/Fe]
0,05 ± 0,15
[La/Fe]
-0,06 ± ...
Y05
0,1 ± 0,07
0,24 ± 0,1
0,18 ± 0,06
0,16 ± 0,05
0,11 ± 0,11
0,09 ± 0,05
0,05 ± 0,04
0,01 ± 0,11
0,06 ± 0,11
0,13 ± 0,02
P10
Nosso
trabalho
-0,05 ± 0,09 0,01 ± 0,15
0,1 ± 0,02 0,22 ± 0,12
0,29 ± 0,03 0,05 ± 0,0
0,06 ± 0,06 0,03 ± 0,08
0,09 ± 0,02 0,15 ± 0,10
0,13 ± 0,02 0,01 ± 0,18
-0,07 ± 0,02 0,11 ± 0,21
0,11 ± 0,02 0,33 ± 0,15
0,06 ± 0,02 0,08 ± 0,13
0,06 ± 0,05 0,18 ± 0,13
Capítulo 4. Resultados
27
Grande parte das razões de abundâncias obtidas para as estrelas deste estudo estão de acordo ou próximos dos limites das margens de erros das medidas encontradas na
literatura. Para as razões de abundâncias do oxigênio podemos perceber uma discrepância entre os valores encontrados na literatura e os valores obtidos no presente trabalho.
Outras duas estrelas, S1034 e S1239, também estão inclusas no estudo espectroscópico de Randich et al. (2006). Para estes dois objetos, a tabela 4.3 fornece uma comparação
das abundâncias químicas entre Randich et al. (2006) e o presente estudo.
Tabela 4.4: Comparação para S1034 e S1239 entre as razões [X/Fe] de Randich et al. (2006)
e aqueles derivados no presente trabalho.
Razão do
S1034
elemento Randich Nosso trabalho
[O/Fe]
0,02±0,06
0,00±0,13
[Na/Fe] 0,07±0,06
0,01±0,05
[Mg/Fe] -0,02±0,05
0,03±0,06
[Al/Fe] -0,08±0,04
-0,18±0,05
[Si/Fe]
0,03±0,06
0,10±0,04
[Ca/Fe]
0,03±0,06
0,06±0,08
[Ti/Fe]
0,00±0,07
0,14±0,09
[Cr/Fe]
0,00±0,05
0,04±0,10
[Ni/Fe] -0,03±0,07
0,07±0,06
S1239
Randich Nosso trabalho
0,01±0,07
-0,03±0,12
0,03±0,09
0,01±0,06
-0,01±0,09
-0,06±0,07
0,02±0,06
-0,12±0,06
0,05±0,07
0,03±0,06
0,00±0,07
-0,17±0,12
-0,05±0,05
0,07±0,11
-0,01±0,05
0,12±0,16
-0,03±0,05
0,07±0,08
De acordo com a tabela 4.4, podemos perceber que os valores encontrados para
as abundâncias das duas estrelas estão de acordo e dentro das incertezas determinadas.
Podemos verificar que encontramos razões de abundâncias abaixo dos valores encontrados em Randich et al.(2006). No caso da estrela S1239, no entanto a incerteza no valor
da medida feita em nosso trabalho é maior do que o feito por Randich et al . (2006). No
trabalho de Randich a determinação da abundância do O foi feita medindo a linha 6300.30
Å, a mesma utilizada no presente trabalho.
Capítulo 4. Resultados
4.5
28
Abundâncias relativas versus temperatura efetiva e metalicidade
Seguindo a estratégia de outros estudos (Tautvaisiene et al. 2000; Randich et al. 2006), investigamos as abundâncias relativas em função da temperatura efetiva e da metalicidade
para nossa amostra de estrelas evoluídas.
As possíveis tendências das abundâncias relativas em função da temperatura efetiva e da metalicidade são importantes informações para as teorias da evolução da galáxia.
Deste modo, foram construídos diagramas [X/Fe] em função de Tef (figuras de 4.2 até 4.4)
e [X/Fe] em função de [Fe/H] (figuras de 4.5 até 4.7) para todas as abundâncias listada
na tabela 4.1. Nestas figuras também estão presentes resultados para M67 publicados por
Tautvaisiene et al. (2000) e Randich et al. (2006).
Capítulo 4. Resultados
29
Figura 4.2: [O/Fe], [Na/Fe], [Al/Fe] e [Mg/Fe] como função da temperatura efetiva para a nossa amostra de estrelas evoluídas. As barras de erros correspondem a soma quadrática das incertezas adotadas. As
linhas sólidas e pontilhadas representam, respectivamente, o valor médio e o desvio padrão de ±1 σ. Os
círculos fechados e azuis representam os resultados de Randich et al. (2006), os fechados e vermelho resultados de Tautvaisiene et al. (2000) e por fim os fechados e pretos representam os resultados do presente
trabalho.
Tautvaisiene et al. (2000) realizou uma análise detalhada de 9 estrelas do Clump
e do ramo das gigantes vermelhas membros do aglomerado M67.As abundâncias encontradas foram bastante normal e próxima da solar, com exceção do Na que apareceu enriquecido.
No trabalho de Randich et al. (2006), foram analisadas dez estrelas simples de
Capítulo 4. Resultados
30
Figura 4.3: O mesmo da figura 4.2, mas para os razões de abundâncias [Si/Fe], [Ca/Fe], [Ti/Fe] e [Cr/Fe].
M67,onde sete são da sequência principal, uma do turn-off e duas encontra-se no ramo das
subgigantes. Quando plotadas as taxas de [X/Fe] versus temperatura efetiva, nenhuma
tendência é evidente. Uma pequena quantidade de dispersão de estrela para estrela pode
ser observada tanto em [Fe/H] quanto em [X/Fe], mas para todos os elementos a dispersão é bem dentro das incertezas medidas.
Podemos verificar, de acordo com nossos resultados, que um possível enriquecimento é percebido para Na, Al e Si, estes apresentam um comportamento semelhante nas
figuras 4.2 e 4.3.
Capítulo 4. Resultados
31
Figura 4.4: O mesmo da figura 4.2, mas para os elementos [Co/Fe], [Ni/Fe], [Zr/Fe] e [La/Fe].
Para os elementos Co, Zr, e La, percebemos uma grande dispersão de estrela para
estrela, na figura 4.4. Além disso, é possível observar a inexistência de medidas de abundância de Zr e La nas estrelas do turn-off. Tal fato pode ser explicado pela quantidade
de linhas medidas para estes elementos. Para a análise destas abundâncias utilizamos a
linha 6390,48 Å para o La, as linhas 6127,48 Å; 6134,59 Å e 6143,20 Å para o Zr e as linhas
6189,00 Å; 6454,99 Å para o Co, o que pode ter contribuído para as incertezas nas medidas
destas abundâncias.
As figuras 4.2 até 4.4 mostram que não existe tendência evidente das razões [X/Fe]
Capítulo 4. Resultados
32
com a Tef f com exceção elementos Na, Al e Si onde é verificado uma superabundância
para estes elementos no ramo das estrelas gigantes. A análise feita por Tautvaisiene et
al. (2000), mostra uma leve superabundância de Na e esta superabundância em gigantes
vermelhas tem sido considerada de origem primordial. Como Na e Al não são produzidos durante a evolução de estrelas de baixa massa, tal enriquecimento do Na pode ser
de origem primordial, e indica que a núvem progenitora do aglomerado poderia não ser
homogênia durante a época de formação das estrelas de baixa massa (Cottrell & Da Costa,
1981). Tautvaisiene et al. (2000) em seus resultados pôde verificar também que a superabundância de Na não é seguida de uma superabundância de Al e uma depleção da
abundância de O. Tal resultado está de acordo com o nosso, pois no nosso diagrama verificamos uma superaundância de Na. Com relação ao Al verificamos também uma leve
superabundância e uma possível tendência à depleção na abundância de O.
Tautvaisiene et al. (2000) explica que a superabundância de sódio pode aparecer
devido aos processos de misturas nas camadas do ciclo NeNa, as quais se encontram mais
altas do que as regiões de processos ON em estrelas gigantes vermelhas.
Capítulo 4. Resultados
33
Figura 4.5: [O/Fe], [Na/Fe], [Al/Fe] e [Mg/Fe] como função da metalicidade para as estrelas evoluídas
de nossa amostra. As barras de erros correspondem a soma quadrática das incertezas adotadas. Os círculos
fechados e azuis representam os resultados de Randich et al. (2006), os fechados e vermelho resultados de
Tautvaisiene et al (2000) e por fim os fechados e pretos representam os resultados do presente trabalho.
Observamos nas figuras 4.5 até 4.7 que, as estrelas de nossa amostra seguem um
comportamento da distribuição das abundâncias próximo a solar, como visto na secção
4.3. No entanto, podemos verificar que o Na apareceu enriquecido, como obervado por
Tautvaisiene et al. (2000), mas também encontramos um possível enriquecimento para o
Si e o Ti (figura 4.6).
Na figura 4.7, é visível uma grande dispersão das abundâncias de Co, Zr e La.
Uma provável explicação para tal fato pode ter sido o pequeno número de linhas me-
Capítulo 4. Resultados
34
Figura 4.6: O mesmo da figura 4.5, mas para os elementos Si, Ca, Ti e Cr.
didos para tais elementos, que podem ter acarretado possíveis incertezas nas medidas.
Outra explicação para as baixas abundâncias de Zr é provavelmente causada por estruturas hiper finas, explicada por Tautvaisiene et al. (2000),que também encontrou resultados
semelhantes. Para as medidas de taxas de abundâncias utilizamos 1 linha para o Co, 3
linhas para o Zr e 1 linha para o La.
Capítulo 4. Resultados
Figura 4.7: O mesmo da figura 4.5, mas para os elementos Co, Ni, Zr e La.
35
CAPÍTULO 5
CONCLUSÕES E PESPECTIVAS
5.1
Conclusões
Para este trabalho de dissertação de mestrado, foi realizado uma análise espectroscópica detalhada de 27 estrelas evoluídas em diferentes estágios evolutivos (estrelas
do turn-off, subgigantes e gigantes) do aglomerado estelar M67 no intuito de melhor entender as abundâncias químicas quando uma estrela evolui para estágios mais avançados.
Foram utilizado espectros de observações feitas no telecópio do VLT/Unit 2 (ESO, Paranal, Chile), usando o espectrógrafo FLAMES-UVES e a partir de uma técnica de síntese
espectral foram obtidas abundâncias químicas para os elementos O I, Si I, Na I, Al I, Ca I,
Ti I, Co I, Ni I, Zr I, La II e Cr I, para toda a amostra de estrelas. Para determinarmos tais
abundâncias, utilizamos uma lista de 76 linhas, no intuito de minimizar possíveis erros.
Foi possível ser verificado nos nossos resultados, que as abundâncias medidas
para as estrelas de nossa amostra, seguem a mesma tendência que o Sol, em um gráfico
abundância média versus número atômico. As abundâncias medidas no presente trabalho
foram comparadas com abundâncias solares presentes em Asplund, Grevesse & Sauval
36
Capítulo 5. Conclusões e Pespectivas
37
(2005).
A abundância de Ca medida para a nossa amostra de estrelas com relação a temperatura efetiva se apresenta muito próximo da solar. Analisando o Si em um gráfico
abundância em função da temperatura efetiva é possível ser verificado uma tendência de
enriquecimento, o que contradiz os resultados encontrados por Garcia López et al. (1988).
Uma depleção do oxigênio é possível ser visto nos nossos resultados, este não encontrado por Tautvaisiene et al. (2000). A discrepância entre estes resultados, mostra mais
uma vez, os problemas encontrados para fazer medidas precisas nas larguras equivalentes
da linha OI em 6300 Å.
Um comportamento bastante semelhante pode ser verificado nas abundâncias
dos elementos Na, Al e Si, comportamento esse identificado como um possível enriquecimento. Dois trabalhos confirmam a nossa análise, Tautvaisiene et al. (2000) encontra uma
superabundância de Na, além de mais altos valores nas abundâncias de Si se comparados
com resultados anteriores da literatura; já Randich et al. (2005) vem confirmar mais uma
vez valores de abundância de Na levemente reforçado.
Para os elementos Co, Zr, e La, percebemos uma grande dispersão desses elementos de estrelas para estrela, além da ausência desses elementos nas estrela que se
encontram no turn-off. Tal fato pode ser explicado pela quantidade de linhas atômicas
utilizadas para estas medidas, pois, para estes elementos fizemos medidas em apenas 6
linhas, o que pode ter comprometido nossos resultados.
5.2
Perspectivas
A partir dos resultados apresentados, algumas perspectivas de continuação de trabalho
estão listadas a baixo:
• Ampliar o espectro de tipos evolutivos de estrelas de M67 para aumentar a base
de dados de abundâncias, em particular com a inclusão de estrelas Blue-Stragglers.
• Efetuar o mesmo estudo observacional para elementos leves, tais como o berílio
Capítulo 5. Conclusões e Pespectivas
38
e o boro.
• Fazer uma melhor análise na abundância de O, levando em consideração os
problemas encontrados para fazer as medidas de larguras equivalentes das linhas.
• A determinação de abundâncias químicas de outros elementos, tais como o C e
N e outras espécies químicas, poderia nos confirmar os processos de difusão atômica no
interior das estrelas de M67.
• Estudar os efeitos da rotação sobre as abundâncias químicas obtidas em nosso
estudo.
• Ampliar o número de aglomerados abertos, com diferentes idades, massas e
metalicidades.
• Fazer uma análise dos elementos Co, Zr e La, usando um maior número de
linhas, para verificarmos a inexistência desses elementos nas estrelas do turn-off.
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APÊNDICE A
MEDIDAS DE LARGURAS EQUIVALENTES
Abaixo, apresentamos na Tabela (A.1), todas as medidas de larguras equivalentes para as
estrelas de nossa amostra, as quais foram medidas de forma automática com o auxílio do
programa DAOSPEC (Stetson & Pancino, 2004). A legenda da Tabela (A.1) tem o seguinte
significado:
Coluna 2: Elementos químicos analisados;
Coluna 1: Comprimento de onda em Å;
Coluna 3-7 (Tabela A.1): Estrelas do Turn-off;
Coluna 3-7 (Tabela A.2): Estrelas Subgigantes;
Coluna 3-13 (Tabela A.3): Estrelas Gigantes;
44
Apêndice A. Medidas de larguras equivalentes
45
Tabela A.1: Medidas das larguras equivalentes das linhas de absorção dos elementos estudados, para cada estrela do Turn-off.
Elemento
Na I
Na I
Mg I
Mg I
Mg I
Mg I
Al I
Al I
Al I
Al I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
λ (Å)
S1273
6154,226 26,5
6160,747 41,3
5711,088 93,9
6318,710 27,2
6319,237 28,2
7387,685 51,8
6696,023 26,8
6698,670 11,9
7835,295 20,4
7836,120 35,3
5690,422 42,7
5701,100 33,7
5948,541 86,7
6125,021 18,4
6142,483 32,5
6145,016 33,8
6155,134 71,7
6243,815 43,6
6244,466 41,2
6414,980 40,2
5512,980 78,8
5867,557 16,3
6156,015 12,2
6161,290 34,8
6166,433 58,6
6169,038 86,4
6169,563 62,8
6455,598 42,6
6471,662 87,5
6572,779 35,8
4820,413 23,2
5219,699
8,6
5866,451 30,8
5922,109 13,9
5965,828 14,2
5978,541
15
S1607
26,2
39,8
85,4
36,6
22,8
...
18,9
10,5
...
...
40,8
32,0
74,2
19,9
27,8
31,2
52,1
41,5
37,5
40,8
74,3
16,8
10,7
49
54,8
78,9
93,4
39,9
80,1
25,2
25,9
6,9
27,5
5,8
14,2
10,9
S1275
26,9
43,9
92,9
34,3
26,6
43,8
25,5
12,4
24,3
33,7
42,8
35,6
81,8
28,9
30,6
34,3
70,5
42,2
40,2
41,6
80,2
„,
9,2
„,
61,6
87,2
102,6
48,4
86,7
30,2
30,7
14,2
35,9
13,3
20,1
16,2
S1034
26,8
45,3
93,6
36,6
27,3
54,4
23,8
12,5
20,4
22,8
45,6
37,2
87,6
30,2
33
36
74,1
...
41,5
45,1
79
19,4
10,8
54,2
62,6
85,9
102,2
48,2
88,7
30,2
30,9
16,1
38,6
14,5
18,9
18
S2207
27
46,3
93,4
37,4
22,2
...
25,9
14,3
...
...
44,9
35,7
81,4
30,7
32,7
33,8
72,6
43,4
42,6
24,8
79,2
22,7
9
54,1
60,2
82,7
98,6
45,6
86,5
27,3
33,2
16,1
39,5
11,3
18,3
17,2
S1268
24,9
42
90
31,7
26,5
39,6
21
10,6
26,1
34,5
42,3
35,4
81,6
29,5
30,7
34,3
71,8
41,2
39,7
41,7
75,2
18
5,1
53,1
58,9
83,3
97,7
44,9
83,5
29,3
29,1
12
35
12,2
19,5
14,6
S1487
30
46,8
93,1
16,9
26,5
...
28,1
13,4
...
...
45,9
38,3
75,5
31
31,4
33,2
73,7
44,9
43
43,4
81,4
21,8
...
57,7
64,2
87,5
101,9
50
89
34,2
36,1
16,4
41
10,7
20,2
18,6
Apêndice A. Medidas de larguras equivalentes
Elemento
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Cr I
Cr I
Cr I
Cr I
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
OI
La II
Zr I
Zr I
Zr I
Co
Co
λ (Å)
S1273
6064,626 35,3
6091,172
9,3
6126,218 11,6
6258,104
33
6261,100 30,8
6303,756
...
6312,239
...
6336,099
...
6556,064 40,5
6599,107
...
6743,124
8,3
4936,340 33,8
5247,569 69,7
5300,746 45,2
5329,142 57,2
4913,977 48,8
4946,034
9,6
5010,937 44,2
5155,125 38,8
5435,857 38,2
5589,357 18,5
5593,735 31,9
5625,315 30,8
5682,198
45
5846,993 15,3
6086,28
...
6111,072 27,1
6175,366 39,6
6177,243
9
6204,603 14,4
6223,983 17,9
6378,252 22,2
6635,12
15,5
6772,313 31,4
6300,313
7,6
6390,479
...
6127,475
...
6134,585
...
6143,202
...
6188,996
...
6454,990
...
S1607
...
5,5
9,6
32,5
29,1
7,1
6,2
...
31,2
...
11,3
31,2
67,9
39,4
57,7
45,4
13,4
42,9
40
38
19,8
33,5
30,6
42,7
15,9
30
25,2
39,5
7,3
15,4
19,8
20,9
12,1
46
11,2
...
...
...
...
...
...
S1275
6,3
11,6
14,2
38,8
34,5
...
...
...
32,4
...
14,5
35,5
73,6
46,6
62,5
47,7
17,1
47,5
41,6
42,5
21
35,3
33,4
48,3
16,8
36
27,6
43,6
10,9
15,3
20,5
24,3
16,2
41,6
6
...
...
...
...
...
...
46
S1034
...
13,4
14,4
39,4
38,5
...
6,4
...
29,4
...
8,9
38,4
77,8
49,9
62,1
53,3
17
49,8
46,1
46,8
21,9
36,4
34,9
49,1
18,3
36,7
28,8
45,4
12,7
15,6
22,8
26,1
18,4
43
7,9
...
...
...
...
...
...
S2207
5,1
10,9
14,4
38,7
34,8
...
5,2
...
29,6
...
12,1
37,9
76,6
50,8
61,4
52,9
16,6
49,5
44,2
45,4
21,6
37,7
33,5
48,1
21
36,1
28,7
43,6
9,4
16,3
21,6
25,7
19,1
40,7
7,2
...
...
...
...
5,4
...
S1268
5,3
9,9
11,6
35,5
32,1
...
...
...
28,6
...
7
35,4
74,2
46,5
60,2
48,6
17,1
45,3
42,5
41,9
21,5
35,8
31,5
46
18,5
35,7
26,7
43,2
10,6
14
20,5
23,3
17
39,8
9,7
...
...
...
...
...
...
S1487
11,2
12,5
15,6
42,3
38,2
5,2
7
...
31,2
6,3
13,5
38,5
79
79
64,5
53,7
18,6
48,8
48,8
48,2
23,8
38,9
34,7
49,3
21,3
37,8
30,2
46,4
12
16,7
23,2
26,6
17,3
45,7
8,9
...
...
...
...
...
...
Apêndice A. Medidas de larguras equivalentes
47
Tabela A.2: Medidas das larguras equivalentes das linhas de absorção dos elementos estudados, para cada estrela do ramo das subgigantes.
Elemento
Na I
Na I
Mg I
Mg I
Mg I
Mg I
Al I
Al I
Al I
Al I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
λ (Å)
S1242
6154,226
35
6160,747 55,8
5711,088 100,6
6318,710 41,7
6319,237 32,6
7387,685 41,7
6696,023 31,9
6698,670 16,3
7835,295 34,5
7836,120 43,9
5690,422 47,4
5701,100 40,8
5948,541 86,7
6125,021 32,5
6142,483 33,6
6145,016
35
6155,134 44,7
6243,815 44,9
6244,466 42,4
6414,980 45,3
5512,980 84,1
5867,557 25,7
6156,015 10,5
6161,290 66,9
6166,433 67,4
6169,038 93,9
6169,563 110,8
6455,598 52,6
6471,662 93,6
6572,779 39,1
4820,413 41,8
5219,699 23,8
5866,451
51
5922,109
21
5965,828 26,9
5978,541 25,2
S1323
41,9
65,2
108,2
49
34,6
47,9
41,2
20,2
39,7
44,9
56,5
45,3
92,8
40,6
41,6
40,9
83,7
51,6
50
50,7
91,8
27,1
17,7
73,8
78,5
104,2
116,7
61,3
99,1
46,8
55,5
38,3
62,8
29,6
38,6
34,3
S1239 S806 S2208
40,9
48,9
57,5
60,7
71,6
79,6
106,3 114,7 122,3
47,5
56
60,1
34,9
45,5
46,9
52,9
48,2
50,5
39,8
47,5
55,4
22,5
26,4
33,2
37,4
48,7
37,9
30
54,5
61,3
54,9
57
56,6
45,4
49,4
46,6
93,6
94,3
94,3
35,4
40,6
37
37,9
40,4
36,6
41,7
45,8
41,1
80,4
55,8
79,4
50
53,7
48,6
48
53,9
49,1
28,2
52,6
47
89,8
97,8
104
28,9
38,4
41,2
13
15,7
20,9
71,1
84,6
91,9
75,2
85,4
92,9
100,1
109
118,3
113
126,5 133,4
113
71,9
80
113
105,8 112,9
113
105,8 80,6
53,1
61,8
76,2
37,9
52,6
69,6
61
76,8
90,3
28,9
42,9
57,4
38,3
52,9
66,2
32,1
45,1
56,5
S1438 S774
42,8
48,8
64,7
70
106,5 114,2
48,9
50,4
35,5
38,7
...
57,6
43,7
44,5
24,6
27
...
39,4
...
37,7
53,7
53,1
46,8
44,8
86,1
86,1
32,8
32,7
36,1
35,7
38,6
37,1
76,2
74,8
47,1
44,8
47,3
43,9
47,7
43,2
92,8
95,1
32,6
38,6
12,6
16,1
75,2
81,6
78,5
86,4
101,1 107,8
118,3 122,6
66,3
73,2
99,4 106,3
58,1
71,8
61,4
67,5
48,2
60,1
71,7
83,5
34,6
47,2
44
55,1
39,1
46,8
Apêndice A. Medidas de larguras equivalentes
Elemento
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Cr I
Cr I
Cr I
Cr I
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
OI
La II
Zr I
Zr I
Zr I
Co
Co
λ (Å)
S1242
6064,626 10,3
6091,172 15,8
6126,218 20,9
6258,104 48,9
6261,100 45,9
6303,756
8,4
6312,239
8,8
6336,099
5,6
6556,064
34
6599,107
8
6743,124 20,1
4936,340 44,4
5247,569 87,3
5300,746 62,1
5329,142 71,7
4913,977 53,7
4946,034 27,8
5010,937
52
5155,125
49
5435,857 53,7
5589,357 26,9
5593,735 43,1
5625,315 38,8
5682,198 55,7
5846,993 26,3
6086,28
41,5
6111,072 33,2
6175,366 50,8
6177,243 16,5
6204,603 20,7
6223,983 25,5
6378,252 28,9
6635,12
23,4
6772,313 26,4
6300,313
6,5
6390,479
...
6127,475
...
6134,585
...
6143,202
...
6188,996
9,9
6454,990
...
S1323
14,2
24,2
32
62,5
63,7
13,7
13,4
9,9
35,4
10,4
25,1
56,1
97
74,2
81,2
64,5
31,9
60,9
58,7
66,6
35,2
51,7
49
62,7
35,2
51,3
44,2
58,6
24,3
29,9
34,3
41,1
28,5
55,7
10,7
6,6
5,1
6
...
16,9
...
S1239
12,3
20,7
29,7
60,7
58
10,5
9,7
7,6
33,8
10,5
21,3
55,2
96,6
71,4
78,9
63,6
30,3
58,3
57,2
66
33,4
50,2
47,1
62
33,4
48,8
40,6
56,6
23,3
26,7
32,3
38,3
28
55,1
10,5
5,1
...
...
...
15,8
...
48
S806 S2208
21,2
33,5
29,2
39,2
41,7
59
72
85,6
70,7
90,3
17,2
29,2
17,5
27
11,4
22,2
45,7
56,9
18,3
33
35,9
52,3
59,4
71,4
103,3 114,8
81,9
93,3
91
102,2
66,9
70
36
40,6
66,5
64
61,9
66,3
71,9
79,6
37,7
41,5
55,4
60,7
50
55,4
67,4
68,1
45,5
51,8
55,8
57,5
46,9
48,9
63,4
62,5
31,2
37,1
30,2
33,1
39,1
40,1
42,1
46,4
33,6
35,4
62,5
62,4
10,4
11
...
7,9
5
10,5
...
8,9
5,2
9,9
21,4
33,1
...
...
S1438
18
23,7
36,9
67,7
65,7
15,6
16
10,1
42,2
16,3
32,4
57,7
97,7
78,2
84,2
64,1
33,5
57,8
58,2
69,5
38,3
55,4
48,4
61,7
39,7
50,7
41,8
55,9
25,7
30
33,6
39,2
29,2
58,5
10,5
6,1
...
...
...
16,8
...
S774
26,3
32,3
48,8
76,4
75,4
20,1
18,4
14,8
50,7
25,6
41,6
60,3
105,6
85,8
91,3
63,9
36,4
61,6
60,4
74,2
37,3
54
49,4
63
51,7
51,9
43,8
59,5
31,8
28,9
37,1
39,2
28,8
59,8
9,8
5,6
7,8
6,7
7
25,1
...
Apêndice A. Medidas de larguras equivalentes
49
Tabela A.3: Medidas das larguras equivalentes das linhas de absorção dos elementos estudados, para as estrelas gigantes.
Elemento
Na I
λ (Å)
6154,226
S1245
57,5
S1231
58,6
S1319
54,2
S1293
69
S1305
61,9
S1254
81,7
S1277
76,8
S1279
88,8
S1288
...
S1074
85,9
S1010
90,1
S1016
102,2
S978
116
Na I
Mg I
Mg I
Mg I
Mg I
Al I
Al I
Al I
Al I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
6160,747
5711,088
6318,710
6319,237
7387,685
6696,023
6698,670
7835,295
7836,120
5690,422
5701,100
5948,541
6125,021
6142,483
6145,016
6155,134
6243,815
6244,466
6414,980
5512,980
5867,557
6156,015
6161,290
6166,433
6169,038
6169,563
6455,598
6471,662
6572,779
4820,413
5219,699
5866,451
5922,109
5965,828
5978,541
79,6
122,3
60,1
46,9
50,5
55,4
33,2
37,9
61,3
56,6
46,6
94,3
37
36,6
41,1
79,4
48,6
49,1
47
104
41,2
20,9
91,9
92,9
118,3
133,4
80
112,9
80,6
76,2
69,6
90,3
57,4
66,2
56,5
81,9
122,3
58,1
46,6
54,3
54,1
33,9
34,2
60,5
54
45,9
89,9
36,1
36
39,8
78,3
48,2
49
45,9
103,6
45
22
94,7
93,2
117,4
133,9
80,5
113
84,4
77,3
70,7
93,2
59,9
65,6
57,3
78,1
118,6
59,9
42
„,
54,6
32,1
„,
„,
54,1
46,6
83,8
34,9
32,4
34,2
74
45,9
45,8
43,6
101,7
44
21,4
90,3
91,9
113,7
128,9
78
109,8
84,1
78
69,9
91,9
55
63,4
55,4
91,7
130,5
67,500
53,1
81,2
66,3
42,900
54,4
069,100
58,5
49,500
98,4
39,7
38,8
41,2
80,7
58,9
52,8
46,700
110,600
49,9
27,8
103,600
100,5
127,2
140,5
91,3
124,7
106,5
93,1
90
108,1
75,7
81,6
72,9
85,1
125,1
65
47,4
„,
60,9
39
„,
„,
55,5
48,4
88,4
36,1
32,5
37,1
75,9
47,1
48,8
44
107,4
46,7
23,5
97,5
96
118,3
134,4
86,2
115,3
99,5
86,8
83,5
103,2
67,9
47
66,4
103,9
133,6
71,6
58,2
43,8
72,1
48,1
57,6
71,7
60,9
53
91
40,2
40,1
43
83,4
51,9
53,1
47,2
113,7
60,2
31,6
110,8
106,5
131
144,7
97,7
126,6
121,4
101,2
100,6
123
86,3
90
80,1
98,4
136,3
72,3
58,3
81,1
72,2
47,3
57,6
72,6
60,2
52
92,6
42,5
38,4
41,4
84,7
53,4
54,4
49,1
114,2
58
33,6
112
108
130,1
145,8
99
126,1
121,9
99,8
99,6
122,6
86,3
89,8
80,4
110,9
142,7
76,1
61,8
82,5
76,4
50,6
62,8
73,5
67,1
58,3
99,8
46,8
42,2
46,6
89,7
58,7
59,9
50
119,5
59
35,7
118,8
113,7
138,8
151,8
104,9
134,1
137,7
112,8
114,3
133
97,3
102,7
90,5
105,3
136,3
72
58,9
82,2
72,6
49,1
59,9
70,3
61,1
51,7
93,2
43,9
40
41,6
80,9
54,7
54,2
45,1
115,3
58,5
34,6
113,7
108,4
132,2
147,2
100
127,7
126,9
106,4
106,2
127,2
89,6
96,9
83,5
109
142,6
75,600
60,9
82,9
74,8
47,900
60,7
076,100
68,9
58,000
101,5
48,3
42,9
47,8
90,5
60,3
66,1
51,100
119,400
59,5
34,9
118,400
113,4
138,5
151,7
104,3
134,2
134,2
113,2
113,2
131,6
95,8
101
89
111,9
141,1
76,7
61,8
81,7
75,8
49,6
62,7
73,5
67,1
58,4
103
48,1
43,6
46
91,8
59,3
60,5
55,4
119,4
62,9
36,9
118,7
113,8
136,2
149,9
105,8
136,3
138,5
113,3
113,7
138,2
95
102,5
90,5
123
146,2
83,4
68,7
81,6
92,4
64,2
68,6
85,4
62,7
53,5
94,9
47,8
37,8
42,6
82,3
51,6
56,3
44,3
128,3
74,2
52,4
138,8
127,8
151,2
163,9
119,9
146,2
181
124,7
139,3
163,2
123,7
126,3
109,2
135,2
151,4
84
69,1
77,1
108,8
73,1
77,2
91,4
58,1
50,3
91,9
x
31,7
37,9
77,2
51,8
54,8
40,9
136,5
81,1
60,4
149,8
136,5
161,6
173,4
127,9
156,3
210
135,7
160,8
181,8
142,9
141,2
123,6
Apêndice A. Medidas de larguras equivalentes
50
Elemento
Ti I
λ (Å)
6064,626
S1245
33,5
S1231
38,7
S1319
34,3
S1293
50,7
S1305
43,2
S1254
59,3
S1277
58,8
S1279
71,4
S1288
66,1
S1074
69,4
S1010
72,2
S1016
100,4
S978
120,1
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Cr I
Cr I
Cr I
Cr I
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
Ni
OI
La II
Zr I
Zr I
Zr I
Co
Co
6091,172
6126,218
6258,104
6261,100
6303,756
6312,239
6336,099
6556,064
6599,107
6743,124
4936,340
5247,569
5300,746
5329,142
4913,977
4946,034
5010,937
5155,125
5435,857
5589,357
5593,735
5625,315
5682,198
5846,993
6086,28
6111,072
6175,366
6177,243
6204,603
6223,983
6378,252
6635,12
6772,313
6300,313
6390,479
6127,475
6134,585
6143,202
6188,996
6454,990
39,2
59
85,6
90,3
29,2
27
22,2
56,9
33
52,3
71,4
114,8
93,3
102,2
70
40,6
64
66,3
79,6
41,5
60,7
55,4
68,1
51,8
57,5
48,9
62,5
37,1
33,1
40,1
46,4
35,4
62,4
11
7,9
10,5
8,9
9,9
33,1
...
40,6
61,1
86,3
91,4
30,3
29,6
22,6
59,5
35,8
58,7
68,4
113,3
94,5
100,6
67,7
41,1
62,8
65,2
78,2
40,9
59,2
53,4
68
57,5
57,1
48,7
62,7
38,9
34,4
41,7
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