Aglomerados Globulares Ricos em Metais

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Universidade de São Paulo
Instituto de Astronomia, Geofı́sica e Ciências Atmosféricas
Departamento de Astronomia
Aglomerados Globulares Ricos em Metais:
Traçadores da Evolução Quı́mica da Galáxia
Alan Alves Brito
Supervisora: Professora Doutora Beatriz Barbuy
Tese de Doutorado submetida ao Instituto de Astronomia,
Geofı́sica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São
Paulo, como requisito parcial à obtenção do tı́tulo de Doutor
em Ciências. Sub-área de concentração: Astrofı́sica Estelar.
São Paulo, 7 de Abril de 2008
Ficha catalográfica elaborada pelo Serviço de Biblioteca e Documentação do IAG-USP
Alves-Brito, Alan
Aglomerados globulares ricos em metais: traçadores da evolução quı́mica da
Galáxia/Alan Alves-Brito. – São Paulo: [s.n.], 2008.
226f.
Tese (doutorado) - Universidade de São Paulo, Instituto de Astronomia, Geofı́sica
e Ciências Atmosféricas
Orientador: Beatriz Leonor Silveira Barbuy
1. Abundância estelar 2. Atmosferas estelares 3. Evolução estelar 4. Galáxias 5.
Sı́ntese espectral I. Tı́tulo
Dedico esta Tese de Doutorado a Painho e a Mainha,
retirantes nordestinos em S~
ao Paulo em 1982 e
meus dois maiores exemplos de disciplina,
trabalho, determinaç~
ao e sucesso na vida.
Agradecimentos
Ao concluir uma etapa importante da minha carreira cientı́fica, eu gostaria de agradecer
a muitas pessoas e instituições que me ajudaram a implementar este importante Projeto
de Vida. Certamente não foi fácil chegar até aqui, mas como já dizia o filósofo e escritor
Albert Camus, na profundeza do inverno, finalmente aprendi que dentro de mim repousava
um verão invencı́vel.
A Professora Dra. Beatriz Barbuy, pela orientação deste trabalho, pelas palavras de
incentivo e pelas várias crı́ticas ao longo destes anos. Muito obrigado por todos os desafios propostos, pelas oportunidades e situações ı́mpares que foram cruciais para o meu
amadurecimento na vida cientı́fica. Foram anos de muito aprendizado.
A Dra. Dinah Moreira Allen, pela paciência, pelo suporte, pelos ouvidos atentos, pelo
respeito. Eu nunca terei como agradecê-la pela dedicação e amizade. Você foi fundamental
para que eu conseguisse chegar até aqui. Muito obrigado, Dinah!
Eu gostaria de especialmente agradecer ao Dr. Jorge Meléndez pela ajuda incondicional
durante todo o meu programa de pós-graduação [mestrado e doutorado] e pelo suporte durante meu Doutorado Sanduı́che na Australian National University. Dr. Jorge Meléndez
é um exemplo a ser seguido e uma das minhas mais claras referências cientı́ficas.
I would like to express my sincere gratitude to Dr. Manuela Zoccali, Professor Dante Minniti and Professor Martin Asplund for their personableness, support, advice and guidance.
I would like to thank them for the valuable assistance they provided to me and their strong
moral support that assisted my achievements with this work.
Mis mas sinceros agradecimientos a todas las personas del Departamento de Astronomı́a
y Astrofı́sica de la Pontificia Universidad Católica de Chile por la acogida que me dieron
en las dos oportunidades que estube allá. Muchas gracias!
I am also grateful to all the people from the Research School of Astronomy and Astrophysics [RSAA] at the Australian National University [ANU, Australia] and from the
Department of Astronomy at the University of Virginia [USA] for making me feel very
welcome when I was undertaking a period of doctoral studies there.
Meus agradecimentos aos colegas do Grupo de Populações Estelares do IAG/USP, aos
que ainda aqui estão e os que já se foram: M.Sc. Rodolfo Smiljanic, Dra. Paula Coelho,
Dr. Bruno Castilho e Dr. Ricardo Schiavon.
Aos Professores do IAG com os quais convivi ao longo de todos estes anos e tanto aprendi.
Em especial aos meus professores em cursos de Pós-Graduação: Amâncio Friaça, Antônio
Mário Magalhães, Gastão Lima Neto, Ronaldo Eustáquio, Walter Maciel e Zulema Abraham. Meus cumprimentos especiais às professoras Claúdia Mendes [pela ajuda e suporte
em todos os momentos], Silvia Rossi [valeu por tudo!] e Thaı́s Idiart [minha relatora
durante o mestrado].
A Painho [Daniel da Silva Brito], Mainha [Janice Alves Brito] e aos meus irmãos [Adriano,
Aline e Alison] pelo amor e amizade e por compreenderem a minha ausência. Eu os amo
muito.
I would like to specially thank Mr. Michael Mowat for his company and friendship while
I was studing at the RSAA/ANU in Australia [Oz]. Canberra will forever be in my mind
and in my heart now. Thank you very much, Michael [BAA], for being with me during
all great and unforgettable moments in Oz. [LCBFF]. :)
Aos meus amigos de lá, da minha Bahia: Luciana de Matos [minha irmã, minha grande
amiga, minha colega de profissão; sonhamos juntos], Iraildes Sales [amiga, corajosa, determinada, inteligente — uma pequena grande notável], Dissinho, Leide, Marcio Santana
e Marcelo Santana. A Ozana Barreto, Paula Rúbia, Gal e Bel, quatro mulheres extraordinárias!
Aos meus amigos de cá, da cidade que me fez olhar a vida por um outro prisma: Claudio
Melioli [meu grande amigo, desde o primeiro instante. Como esquecê-lo?] e Rhowena Jane
[eu quero uma casa no campus]. A Manuelle [Manu] e Eduardo [Edu] minhas lembranças
diárias da Bahia.
Aos Drs. Denise Gonçalves, Isaura Fuentes e Ignácio de la Rosa por momentos agradáveis
em Sampa e por várias discussões cientı́ficas, seja através de propostas de observação em
astrofı́sica, seja no Folhetim.
Aos meus colegas de Departamento: a Tatiana Laganá [unidos para destruir o exame
de qualificação ”com farinha”] e a Sérgio Scarano e Pâmela Piovezan pelas discussões
cientı́ficas em torno dos dados GMOS@GEMINI.
A Professora Dra. Vera Aparecida Fernandes Martin, minha orientadora de IC por 3 anos
através do Programa PIBIC/CNPq. Muito obrigado por iniciar-me no mundo da ciência
profissional.
Aos Drs. Paulo Poppe, Selma Rozane e Rocı́o Melgarejo. Vocês foram fundamentais em
momentos importantes da minha trajetória acadêmica. Muito obrigado!
A Marco, Ulysses, Patrı́cia e Luiz pelas várias ajudas e suporte nos momentos de pânico
com este admirável mundo novo da informação.
Ao pessoal da secretaria do Departamento de Astronomia, da secretaria de Pós-Graduação
e da gráfica do IAG/USP: Marina, Conceição, Rose, André, Marcel, Lélis e Lucimara.
Ao povo Brasileiro e ao povo do Mundo afora que através da Fundação de Amparo à
Pesquisa do Estado de São Paulo [FAPESP], da Coordenação de Aperfeiçoamento de
Pessoal de Nı́vel Superior [CAPES], do Conselho Nacional de Pesquisa e Desenvolvimento Cientı́fico e Tecnológico [CNPq] e pelo Latin-American European Network for
Astrophysics [Alfa/LENAC] financiaram os meus estudos em nı́vel de graduação e pósgraduação ao longo destes anos.
Muito obrigado aos cientistas e cidadãos comuns da Bahia [Feira de Santana], de São Paulo
e do mundo que não estão listados acima, mas que individualmente sabem o quanto contribuiram para a minha formação, não apenas como cientista mas também como cidadão
brasileiro e do mundo.
A Deus, tão presente em minha vida, com o melhor de mim e com o que há de melhor no
outro.
—————————–
O presente trabalho de pesquisa fez uso das seguintes fontes, softwares e/ou banco de
dados em Astrofı́sica:
• NASA’s Astrophysical Data System Bibliographic Services (ADS)
• Very Large Telescope
• Gemini North Observatory
• 2MASS - Two Micron All Sky Survey
• IRAF, DAOSPEC, Skycat, DAOImage DS9, Supermongo, Latex 2
”O senhor escute meu coraç~
ao, pegue no meu pulso.
O senhor avista meus cabelos brancos...
Viver - n~
ao é? - é muito perigoso.
Porque ainda n~
ao se sabe. Porque aprender-a-viver é que é o viver, mesmo.
O sertão me produz, depois me engoliu, depois me cuspiu do quente da boca...
O senhor cr^
e minha narraç~
ao?”
José Guimar~
aes Rosa (1908-1967) em Grande Sertão: Veredas.
Sumário
Lista de Siglas e Abreviaturas
xv
Grandezas Fı́sicas Usadas
xviii
Resumo
xxi
Abstract
xxiii
1 Introdução Geral
1
1.1 O sistema de aglomerados globulares da Galáxia . . . . . . . . . . . . . . .
4
1.1.1
Sobre a origem dos aglomerados globulares . . . . . . . . . . . . . .
6
1.1.2
Abundâncias quı́micas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7
1.1.3
Aglomerados globulares ricos em metais da Galáxia: halo interno,
bojo ou disco espesso? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
8
1.2 Escopo da tese . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
9
2 Observações e redução de dados
12
2.1 NGC 6553: amostra UVES@VLT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.1.1
Fotometria e identificação das estrelas
. . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.1.2
Espectroscopia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.2 NGC 6553 : amostra FLAMES@VLT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
2.2.1
Espectroscopia e fotometria . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
2.2.2
Delimitação da amostra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
i
2.3 M71 GMOS@GEMINI . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.3.1
Fotometria e identificação das estrelas
. . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.3.2
Espectroscopia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.3.3
Redução de dados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
3 NGC 6553: aglomerado globular traçador do bojo da Galáxia
40
3.1 Introdução — o bojo Galáctico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
3.2 Parâmetros estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
3.2.1
Velocidades radiais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
3.2.2
Larguras equivalentes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
3.3 Parâmetros atmosféricos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
3.3.1
Velocidade de microturbulência . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
3.3.2
Temperaturas efetivas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
3.3.3
As gravidades superficiais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
3.3.4
Metalicidade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
3.3.5
Incertezas na metalicidade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62
3.3.6
ETL versus não-ETL para a amostra . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e interpretação
63
3.4.1
Sı́ntese espectral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
3.4.2
Lista de linhas e abundância solar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
3.4.3
Metalicidade: [Fe/H] . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
3.4.4
Elementos α: [O/Fe], [Mg/Fe], [Si/Fe], [Ca/Fe], [Ti/Fe] . . . . . . . 74
3.4.5
Elementos Z-ı́mpar: [Na/Fe], [Al/Fe] . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
3.4.6
Elementos do pico do ferro: [Mn/Fe], [Cu/Fe], [Zn/Fe] . . . . . . . 85
3.4.7
Elementos pesados: [Zr/Fe], [Ba/Fe], [La/Fe], [Eu/Fe] . . . . . . . . 92
3.4.8
Incertezas nas abundâncias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94
3.5 Histórico de enriquecimento quı́mico em NGC 6553 e aglomerados globulares ricos em metais da Galáxia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 96
ii
4 Espectro combinado de alta razão sinal-ruı́do de NGC 6553
4.1 Introdução
104
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104
4.2 Velocidades radiais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
4.3 Espectro combinado . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
4.3.1
Cálculo das Wλ e normalização do contı́nuo . . . . . . . . . . . . . 111
4.3.2
A razão sinal-ruı́do dos espectros . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115
4.4 Parâmetros atmosféricos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117
4.5 Sı́ntese espectral e resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119
4.5.1
Elementos α . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119
4.5.2
Elementos de Z-ı́mpar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121
4.5.3
Elementos pesados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124
4.6 Incertezas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124
4.7 Interpretação dos resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125
5 Anomalias quı́micas em M71
5.1 Introdução
131
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131
5.2 Análise . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135
5.2.1
Velocidades radiais observadas e heliocêntricas . . . . . . . . . . . . 135
5.2.2
Temperaturas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 137
5.2.3
Gravidades superficiais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 139
5.2.4
Índices espectrais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 143
5.3 Resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 146
5.3.1
CN e CH
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 146
5.3.2
Índices de ferro . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 151
5.3.3
Ca4227 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 152
5.3.4
Hβ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 154
5.3.5
NaD e Al3953 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 157
iii
5.3.6
Fitting functions ou funções de ajuste . . . . . . . . . . . . . . . . . 157
5.3.7
Sı́ntese espectral de CN e CH . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 160
5.4 Discussões . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 161
6 Conclusões e perspectivas
166
6.1 Sinopse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 166
6.2 Perspectivas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 169
A Sı́ntese espectral
171
A.1 Linhas atômicas e moleculares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 171
A.2 Modelos de atmosferas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 171
A.3 Opacidades . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 173
A.4 Constante de alargamento colisional . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 174
A.5 Estrutura hiperfina . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 175
B Índices espectrais medidos
176
Referências
183
iv
Lista de Figuras
2.1 Projeção de Aittof em coordenadas galácticas (l,b) dos 150 aglomerados
globulares da Galáxia catalogados em Harris (1996). Cı́rculos cheios: aglomerados globulares pobres em metais com [Fe/H] < -1.00. Cı́rculos abertos:
aglomerados globulares ricos em metais com [Fe/H] ≥ -1.00. Os aglomerados globulares ricos em metais NGC 6553 [l = +5◦ .25; b = −3◦ .03], NGC
6838 (M71)[l = 56◦ .74; b = −4◦ .56], NGC 6528 [l = +1◦ .14; b = −4◦ .17] e
47 Tucanae [l = 305◦ .90; b = −44◦ .89] estão identificados na figura. . . . . 13
2.2 Superior: Identificação das estrelas observadas no campo WFI de NGC
6553 UVES@VLT. Inferior: Mapa de identificação das observações com a
grade de coordenadas equatoriais. Os eixos Norte, Sul, Leste e Oeste de
orientação do campo são mostrados nas imagens. . . . . . . . . . . . . . . 14
2.3 Superior: espectros das estrelas de NGC 6553 UVES@VLT analisadas com
as suas respectivas velocidades radiais heliocêntricas deteminadas. Inferior: diagrama cor-magnitude (V:V − I) de NGC 6553 com fotometria de
Ortolani et al. (1995), mostrando os estágios evolutivos das estrelas em
estudo (triângulos azuis). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.4 (a) Diagrama [Fe/H]-vr para o número total de estrelas (N ∼ 200, cı́rculos
abertos) e para as estrelas selecionadas da amostra (N = 22, cı́rculos fechados) com −0.25 ≤ [Fe/H]≤ −0.05 e −15 ≤ vhr ≤ +15 kms−1 . Os painéis
(b) e (c) apresentam, respectivamente, as distribuições de [Fe/H] e vr para
o total de estrelas. (d) Mesmo que painel (a), numa escala ampliada. . . . 19
2.5 Mapas de identificação para a amostra M71 mostrando a parte superior
do campo original de 5’ x 5’ de arco. Os eixos vetoriais Norte e Leste em
cada mapa de identificação estão, respectivamente, à direita e no sentido
para cima nas figuras. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
v
2.6 Mapas de identificação para a amostra M71 mostrando a parte inferior do
campo original de 5’ x 5’. Os eixos vetoriais Norte e Leste em cada mapa
de identificação estão, respectivamente, à direita e no sentido para cima
nas figuras. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.7 Diagrama cor-magnitude (V,B-V)0 de M71. (a): pontos pequenos: fotometria de Cudworth (1985) e atualização; pontos grandes: estrelas do programa; quadrados abertos: estrelas do programa identificadas em Geffert &
Maintz (2000). (b): apenas as estrelas com probabilidade P de pertinência
≥ 80%. Os sı́mbolos são como dados acima. Os parâmetros da isócrona
Yonsei-Yale ajustada aos dados estão indicados na figura. . . . . . . . . . . 25
2.8 Imagem de calibração de bias nos três diferentes CCDs adotada para corrigir as imagens cientı́ficas (superior) e a estrela padrão (inferior). . . . . . 32
2.9 (a): flat-field normalizado e (b): flat-field combinado, na Máscara 2 do
programa observacional. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
2.10 Imagem cientı́fica de M71 na máscara 2. Pode-se notar as separações ou
gaps entre os três CCDs (linhas escuras verticais na imagem). Mais detalhes
são explicados no corpo do texto. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
2.11 Exemplo de uma imagem de lâmpada usada para calibrar os espectros em
comprimento de onda. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
2.12 Exemplo de uma imagem subtraı́da de céu para uma das máscaras de
M71. Nota-se que há ainda alguns resı́duos de céu, sobretudo as linhas
mais intensas. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
2.13 Função de sensibilidade obtida para a estrela EG 131 aplicada a todos os
espectros de M71. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
2.14 Exemplo de espectros calibrados em fluxo. Superior: espectro da estrela
padrão EG 131. Inferior: espectro da estrela 484 (1-55, V = 14.26) observada com a máscara 2. Nota-se alguns ı́ndices espectrais de interesse e os
gaps devido à separação dos 3 CCDS. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
3.1 NGC 6553 267092 (a) Espectro observado. (b) Polinômio de Legendre
usado na normalização do continuum. (c) Espectro dos resı́duos. (d) Uma
pequena região espectral (5852 ≤λ ≤ 5864 Å) do espectro observado com
algumas linhas em absorção identificadas. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
vi
3.2 Demonstração da obtenção da temperatura efetiva, gravidade superficial,
velocidade de microturbulência e metalicidade para a estrela NGC6553
II-64 com dados obtidos por fotometria (esquerda) e por espectroscopia
(direita). Na figura, a constante a refere-se ao coeficiente angular do ajuste
linear aos dados. Alto: FeI vs. χ. Meio: FeI vs. Wλ . Baixo: Fe I (cı́rculos)
e Fe II (quadrados) vs. Wλ . As linhas tracejadas correspondem aos valores
médios encontrados usando somente as medidas dentro de 1σ do valor médio. 61
3.3 Ajustes de HFS para linhas de Mn no Sol e em Arcturus: espectro observado (linha sólida); espectro sintético (linha pontilhada); espectro sintético
usando o loggf total de VALD para a linha 6016 Å (linha tracejada). . . . . 65
3.4 Diferentes valores de metalicidade encontrados na literatura para NGC
6553 através dos anos. Os quadrados abertos são para os trabalhos realizados utilizando fotometria, enquanto que os quadrados fechados são para
aqueles baseados em espectroscopia. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
3.5 Espectro da estrela gigante II-85: comparação entre o espectro estudado
em Barbuy et al. (1999b), obtido com telescópio de 3.6m e espectrógrafo
CASPEC de R ∼ 20000 (a) e o do presente estudo obtido com o VLT de
8.2m e espectrógrafo UVES de R∼55000. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73
3.6 Diagrama de diagnóstico quı́mico: variação da abundância dos elementos-α
com a metalicidade com base na figura 1 de McWilliam (1997). . . . . . . . 75
3.7 Painel superior: Sı́ntese espectral do tripleto de magnésio em 6318.7 Å,
6319.2 Å, 6319.4 Å na estrela II-85, calculada com [Mg/Fe] = +0.27 (linha
pontilhada, melhor ajuste), [Mg/Fe] = +0.37 (linha curta tracejada) e
[Mg/Fe] = +0.17 (linha longa tracejada). Painel inferior: Sı́ntese espectral da linha de silı́cio 5948.548 Å na estrela II-85 calculada com [Si/Fe]
= +0.20 (linha pontilhada, melhor ajuste), [Si/Fe] = +0.30 (linha curta
tracejada) e [Si/Fe] = +0.10 (linha longa tracejada). . . . . . . . . . . . . . 78
3.8 Razões [Ca/Fe] em aglomerados globulares do bojo (cı́rculos fechados)
comparadas com estrelas de campo do bojo (cı́rculos abertos) e estrelas de campo do disco espesso (quadrados). Na notação especı́fica para
NGC6528, NGC6528:G1 corresponde a análise feita por Zoccali et al. (2004)
e NGC6528:G2 em Origlia et al. (2005a). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
vii
3.9 Padrão de abundância dos elementos α em NGC 6553: (i) média para
4 estrelas deste trabalho e adotando oxigênio de Meléndez et al. (2003)
(estrelas) e (ii) abundâncias médias com base em 4 estrelas de Cohen et al.
(1999) (quadrados). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80
3.10 Padrão [α/Fe] de abundâncias nas quatro estrelas de NGC 6553 (cı́rculos
fechados) comparado com as estrelas de campo do bojo (cı́rculos abertos)
de Lecureur et al. (2007) e em estrelas de campo do disco espesso (cruzes)
de Reddy et al. (2006). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82
3.11 Painel superior: Razão [O/Fe] para gigantes do bojo (triângulos em vermelho), do disco espesso (cı́rculos cheios em azul), do disco fino (cı́rculos
abertos em verde) e do halo (estrelas). Painel inferior: Razão [(C+N)/Fe]
de abundância para gigantes do bojo (triângulos em vermelho), do disco
espesso (cı́rculos cheios em azul), do disco fino (cı́rculos abertos em verde)
e do halo (estrelas). Barras tı́picas de erro são apresentadas na figura. . . . 84
3.12 [Mn/Fe] versus [Fe/H] para diferentes amostras de estrelas: (i) abundância
média para os aglomerados globulares ricos em metais neste trabalho e em
M71 com dados de Ramı́rez & Cohen (2002) (cı́rculos fechados). As barras
de erro correspondem à dispersão dos dados. (ii) Aglomerados abertos
analisados por Carretta et al. (2005) e Bragaglia et al. (2006) (cı́rculos
abertos). (iii) Estrelas de campo do disco com dados de Reddy et al. (2003,
2006) (cruzes). (iv) Galáxia anã Sagittarius com dados de Bonifacio et
al. (2000) (pentágonos) e McWilliam et al. (2003a,b) (quadrados), e (v)
estrelas de campo do bojo de McWilliam et al. (2003a,b) (triângulos). A
linha pontilhada na figura corresponde ao comportamento esperado para a
vizinhança solar, equanto que a linha cheia corresponde ao que se espera
para o bojo da Galáxia. Ambas previsões teóricas foram fornecidas pela
Dra. Gabriele Cescutti. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90
3.13 [Cu/Fe] versus [Fe/H]. Exceto para Sagittarius, cujas razões foram obtidas
por McWilliam et al. (2005), os sı́mbolos e referências são como dados na
figura 3.12. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
3.14 [Zn/Fe] em função da metalicidade [Fe/H]. Sı́mbolos e referências são como
dados na figura 3.12. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93
viii
3.15 Razões médias de [O/Fe] (painel a) para NGC 6553, HP-1, NGC 6558,
47 Tucanae e NGC 6528 (cı́rculos fechados) comparadas ao padrão de
abundâncias quı́micas das estrelas de campo do bojo (cı́rculos abertos)
de Lecureur et al. (2007) e estrelas de campo do disco espesso (cruzes) de
Reddy et al. (2006) com base em linhas de alto potencial de excitação OI
em 7771 Å. As razões [Mg/Fe], [Na/Fe] e [Al/Fe] são apresentadas nos
painéis (b), (c) e (d), respectivamente. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100
3.16 Razões médias de [Ba/Fe] (painel a), [Eu/Fe] (painel b) e [Ba/Eu] (painel
c) para NGC 6553, HP-1, NGC 6558, 47 Tucanae e NGC 6528 (cı́rculos
fechados) comparadas ao padrão de abundâncias quı́micas das estrelas de
campo do disco espesso (cruzes) de Reddy et al. (2006). No painel c a linha
cheia marca a razão [Ba/Eu] = −0.70, onde a contribuição na produção
dos elementos pesados seria apenas pelo processo r. . . . . . . . . . . . . . 101
4.1 Histograma mostrando a distribuição das velocidades radiais observadas
nas 22 estrelas selecionadas de NGC 6553@FLAMES nas 3 redes de difração:
HR11 (linha cheia em azul), HR13 (região sombreada, linha pontilhada em
verde) e HR15 (linha tracejada em vermelho). . . . . . . . . . . . . . . . . 107
4.2 Comparação entre os espectros individuais (linha cheia) e o espectro combinado (linha pontilhada) de NGC 6553 FLAMES@VLT. As temperaturas
efetivas das estrelas individuais crescem na figura do painel (a)-(e) variando
de 4350 ≤ Teff ≤ 4900 K. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110
4.3 Espectro combinado nas três diferentes redes usadas: (a) HR11, (b) HR13 e
(c) HR15. No painel (d) apresentamos uma porção do espectro combinado
da ordem HR13 na região [OI] 6300 Å. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111
4.4 Espectro combinado e normalizado de NGC 6553 na ordem HR13, com
linhas atômicas (superior) e moleculares (inferior) identificadas na região.
O espectro equivale a cerca de 22 horas de observação no VLT. . . . . . . . 118
4.5 Determinação dos parâmetros atmosféricos espectroscópicos usando o Abonj:
(a) [FeI/H] vs χ; (b) [FeI/H] vs Wλ ; (c) [FeII/H] vs χ e (d) [FeII/H] vs Wλ . 120
4.6 Sı́ntese espectral do magnésio. (a): Linha de MgI 5711.080 Å. (b): Região
sintetizada do tripleto de magnésio. Os valores e sı́mbolos são explicados
na figura. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121
ix
4.7 Espectro combinado (linha cheia) e espectro sintético (linha pontilhada)
para linhas de SiI, CaI e NaI, cujos comprimentos de onda e valores de
abundâncias obtidos são apresentados na figura. . . . . . . . . . . . . . . . 122
4.8 Exemplo da sı́ntese espectral (linha pontilhada) para a linha Ti I 6336
Å comparada ao espectro combinado (linha cheia). Obtivemos para esta
linha uma sobreabundância [Ti/Fe] = +0.38. A linha mais grossa no canto
esquerdo inferior da figura marca a presença de linhas moleculares no espectro.123
4.9 Exemplo de sı́ntese espectral para a linha de BaII 6141.700 Å, da qual
obtemos [Ba/Fe] = −0.38. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124
4.10 Padrão de abundâncias de NGC 6553 obtido com espectros individuais
UVES@VLT (triângulos) e no espectro combinado com espectros FLAMES@VLT
(cı́rculos). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126
4.11 [O/Mg] em função da metalicidade para NGC 6553 e para aglomerados
globulares pobres e ricos em metais estudados em nosso Grupo de Pesquisa
(cı́rculos cheios) e em estrelas de campo do bojo (cı́rculos abertos) de
Lecureur et al. (2007). Barras de erro tı́picas são apresentadas na figura. . 128
4.12 [Na/O] em função da razão [Fe/H] para NGC 6553 e para aglomerados
globulares pobres e ricos em metais estudados em nosso Grupo de Pesquisa
(cı́rculos cheios) e em estrelas de campo (cı́rculos abertos) de Lecureur et
al. (2007). As barras de erro tı́picas são apresentadas na figura. . . . . . . 129
4.13 Comparação entre os espectros observados combinados de NGC 6553 (linha
cheia) e para o campo Blanco -6◦ (linha pontilhada) na região 6350-6370 Å. 130
5.1 Reações nucleares envolvidas no ciclo CNO. Figura apresentada em Arnould
et al. (1999). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133
5.2 Reações nucleares envolvidas nos ciclos Ne:Na e Mg:Al. Figura apresentada
em Arnould et al. (1999). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133
5.3 Distribuição das velocidades radiais heliocêntricas de M71 obtidas através
do método de correlação cruzada de Fourier. . . . . . . . . . . . . . . . . . 136
5.4 Calibrações de temperatura para estrelas gigantes (Alonso et al. 1999, 2001,
cı́rculos e quadrados) e para estrelas anãs (Alonso et al. 1996, triângulos)
entre 0 ≤ (B-V)o ≤ 1.5 e [Fe/H] = −0.73. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 138
x
5.5 Painel superior: espectro de M71 com ı́ndices identificados. Painel inferior: demonstração de como é feito o cálculo de um ı́ndice espectral
usando o ı́ndice de Hβ para um dos espectros de M71. A banda central
(região sombreada em verde com linhas horizontais) e os pseudo-contı́nuos
no azul (região sombreada em azul com linhas inclinadas) e no vermelho
(região sombreada em vermelho com linhas inclinadas) são apresentados. O
fluxo médio em cada pseudo-contı́nuo é usado para linearmente interpolar
o pseudo-contı́nuo através da banda central. O ı́ndice é calculado através
da razão de fluxos no contı́nuo (Fc ) e na banda central (Find ) integrados
entre λ1 e λ2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 145
5.6 (a): CN1 versus magnitude V e (b) CN1 versus (B-V)0 para a amostra de
M71, destacando o locus CN-forte (cı́rculos cheios) e CN-fraco (cı́rculos
abertos). As barras de erro correspondem ao desvio padrão das medidas. . 148
5.7 Diagrama cor-magnitude (V,B-V) de M71 mostrando o grupo CN-forte
(estrelas) e CN-fraco (cı́rculos cheios). As estrelas anãs e subgigantes apresentadas (quadrados cheios) não permitem qualificação de grupo com base
em suas respectivas intensidades de CN. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 149
5.8 Índice CN1 em função da gravidade superficial. Vé-se que, em decorrência
da baixa razão S/N, as estrelas com V > 15.5 (logg & 2.4) não apresentam uma clara separação CN-forte:CN-fraco. As barras de erro são como
discutidas no texto. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 150
5.9 Banda G4300 em função da magnitude, onde os grupos CN-forte (cı́rculos
cheios) e CN-fraco (cı́rculos abertos) estão apresentados separadamente.
As barras de erro são como discutidas no texto. . . . . . . . . . . . . . . . 151
5.10 Estrelas 390 (linha cheia, CN-forte) e 399 (linha pontilhada, CN-fraco) de
M71 mostrando a região das bandas moleculares de CN e CH. . . . . . . . 152
5.11 Painel superior: ı́ndice Mg2 versus CN1 . Painel inferior: ı́ndice Mg2 versus
Teff . As barras de erro são como discutidas no texto. . . . . . . . . . . . . 153
5.12 Índice de Ca4227 como uma função da tempertaura efetiva. As barras de
erro são como discutidas no texto. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 154
5.13 Painel superior: Ca4227 versus <Fe>, com hFei = (Fe4383 + Fe5270 +
Fe5335 + Fe5406)/4. Painel inferior: Ca4227 versus Mg2 . As barras de
erro são como discutidas no texto. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 155
xi
5.14 (a): Índice Hβ em função da magnitude V e (b): Hβ versus Teff . As barras
de erro são como discutidas no texto. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 156
5.15 Painel superior: NaD versus CN1 . Painel inferior: Al3953 versus CN1 . As
barras de erro apresentadas nas figuras são como explicadas ao longo do
texto. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 158
5.16 Painel superior: Al3953 versus NaD. Painel inferior: Mg2 versus Al3953.
As barras de erro apresentadas nas figuras são como explicadas no texto. . 159
5.17 Espectro observado (linha pontilhada) e espectro sintético (linha sólida)
na região das bandas moleculares de CN e CH. Superior: Estrela 390
(CN-forte): (Teff , logg, vt ) = (4434 K, 1.54, 1.5 kms−1 ) com cálculo para
[C/Fe]=0.0 e [N/Fe]=+1.0; Inferior: Estrela 399 (CN-fraco): (4419 K, 1.8,
1.5 kms−1 ) com cálculo realizado para [C/Fe]=0.0 e [N/Fe]=+0.50. . . . . 162
xii
Lista de Tabelas
2.1 Jornal das observações NGC 6553 UVES@VLT. . . . . . . . . . . . . . . . 17
2.2 Jornal das observações NGC 6553 FLAMES@VLT. . . . . . . . . . . . . . 20
2.3 Estrelas do programa M71 GMOS@GEMINI: identificação das estrelas (1,
como dada nas máscaras GMOS e em Cudworth (1985)), coordenadas equatoriais (2)-(3), velocidade radial [km/s] (4), probabilidade P de pertinência
(5, como dada em Cudworth (1985) e em comunicação privada de 2006),
magnitude V (6), cores (7)-(8). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.4 Descrição dos dados M71 GEMINI-GMOS, sob Projeto GN2002B-Q42. . . 31
3.1 Larguras equivalentes medidas
Os valores de loggf adotados
2002; Fuhr & Wiese 2006)para
(2008) para as linhas de Fe II.
e respectivas incertezas: Wλ ± σWλ [mÅ].
na coluna (4) são do NIST (Martin et al.
as linhas de Fe I e de Meléndez & Barbuy
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
3.2 Temperaturas fotométricas Teff derivadas usando V −I, V −K e J −K com
J
base nas relações de AAM99. Abaixo, (V − I)C
0 e (V − I)0 faz referência
às cores já corrigidas da extinção interestelar nos sistemas fotométricos
Johnson e Cousins, respectivamente. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
3.3 Parâmetros estelares e atmosféricos finais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62
3.4
Lista de linhas atômicas usada para a sı́ntese espectral: (1) espécie atômica,
(2) comprimento de onda, (3) potencial de excitação, (4) constante de
amortecimento C6 e (5) loggf. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
3.5 HFS para linhas de Mn I. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69
3.6 HFS para linhas de Cu I. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
3.7 Comparação das Wλ das linhas de FeI usadas neste trabalho em comum
com o trabalho de Barbuy et al. (1999b). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73
xiii
3.8 Comparação dos valores de abundância solar e razões de abundância obtidas para NGC 6553 entre o presente trabalho e Cohen et al. (1999). . . . . 79
3.9 Razões de abundância média para Mn, Cu, e Zn para estrelas em NGC
6553, 47 Tuc e NGC 6528. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86
3.10 Abundâncias médias obtidas.
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
3.11 Erros estimados sobre as abundâncias variando ∆Teff = ±100 K, ∆log g
= ±+0.3 e ∆vt = ±0.2 km s−1 . O erro total é dado na última coluna. . . . 97
3.12 Razões médias de abundâncias nos aglomerados globulares ricos em metais
analisados pelo Grupo de Populações Estelares do IAG/USP. . . . . . . . . 98
4.1 Velocidades radiais observadas em cada rede de difração com respectivas
FWHM [pı́xel] calculadas. A velocidade radial heliocêntrica é dada na
última coluna. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
4.2 Parâmetros atmosféricos para as 22 estrelas individuais de NGC 6553 . . . 109
4.3 Lista de linhas e larguras equivalentes medidas com respectivas incertezas. 112
5.1 Magnitude, cores e parâmetros atmosféricos para as estrelas do programa:
identificação das estrelas (1, como dado em Cudworth (1985)), coordenadas
das estrelas J2000 (2)-(3), magnitude V (4), cores das estrelas (5)-(6), magnitude bolométrica (7), gravidades superficiais [dex] (8) e temperaturas [K]
(9). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 139
5.2 Definição dos ı́ndices . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144
5.3 Compilação dos valores de metalicidade para M71 . . . . . . . . . . . . . . 161
B.1 Índices espectrais medidos e respectivas incertezas associadas. . . . . . . . 176
B.2 Índices espectrais medidos e respectivas incertezas associadas. . . . . . . . 179
B.3 Índices espectrais medidos e respectivas incertezas associadas. . . . . . . . 181
xiv
Lista de Siglas e Abreviaturas
2MASS
Two Micron All Sky Survey
AAM99
Alonso et al.
AGB
Asymptotic Giant Branch
BSS
Blue Stragglers
CCD
Charge Coupled Device
CDM
Cold Dark Matter
CIT
California Institute of Technology
DAOSPEC
Dunlop Astrophysical Observatory Spectroscopy
DCM
Diagrama Cor-Magnitude
DN
Data Number
ELS62
Eggen, Lynden-Bell & Sandage (1962)
ELT
Extremely Large Telescope
ESO
European Southern Observatory
ETL
Equilı́brio Termodin^
amico Local
FITS
Flexible Image Transport System
FWHM
Full Width at Half Maximum
FLAMES
Fibre Large Array Multi Element Spectrograph
FORS2
FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph
FORTRAN
FORmula TRANslation
GLIMPSE
Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire
GMOS
Gemini Multi-Object Spectrograph
1999, 2001
xv
HB
Horizontal Branch
HFS
Hyperfine Structure
HST
Hubble Space Telescope
HR
Hertzsprung-Russell
IMF
Initial Mass Function
IRAF
Image Reduction Analysis Facility
MACHO
Massive Compact Halo Objects
MARCS
Model Atmosphere in a Radiative Convective Scheme
MDF
Metallicity Distribution Function
MIDAS
Munich Image Data Analysis Systems
MFIV
Método do Fluxo do Infravermelho
MS
Main Sequence
NIST
National Institute of Standards & Technology
RGB
Red Giant Branch
SDSS
Sloan Digital Sky Survey
SFR
Star Formation Rate
SNs
Supernovas
SSP
Simple Stellar Populations
SGB
Subgiant Branch
SZ78
Searle & Zinn (1978)
TCS
Telescópio Carlos Sánchez
UT
Universal Time
UVES
Ultraviolet Visual Echelle Spectrograph
VALD
Vienna Atomic Line Database
VLT
Very Large Telescope
WFI
Wide-Field Imager
WMAP
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe
xvi
WCS
World Coodinate System
Wλ
Largura(s) Equivalente(s)
xvii
Grandezas Fı́sicas Usadas
Nesta seção algumas das variáveis usadas na tese, bem como suas respectivas unidades
(às vezes dadas no Sistema Internacional e outras vezes no sistema CGS), são listadas.
Para mais detalhes recomenda-se ao leitor uma busca na literatura cientı́fica especializada.
1. Quantidades Cinemáticas, Espaciais, Temporais, Dinâmicas e Adimensionais:
• αJ2000 ,δ J2000 :
• l,b:
• h:
• vr :
coordenadas equatoriais [hora,minuto,segundo].
coordenadas galácticas [grau].
1grau = 3600” de arco.
altura [m]
velocidade radial observada [kms−1 ].
• vh r :
velocidade radial helioc^
entrica [kms −1 ].
• z:
redshift (z > 0) ou blueshift (z <0).
• c:
velocidade da luz.
• (m-M)V :
• tql :
c = 2.99792458 x 10 5 kms−1 .
módulo de dist^
ancia.
tempo de queda livre.
• tdin :
tempo din^
amico.
• Rgal :
raio galactoc^
entrico [kpc].
• UA: unidade astron^
omica.
1pc = 3.086 × 10 13 km.
1UA = 1.496×10 11 m.
• X, Y, Z: coordenadas galácticas retangulares [kpc].
• c:
par^
ametro de concentraç~
ao de um aglomerado globular.
xviii
• rh :
raio de meia massa.
• R: poder resolutor.
[arcmin]
R = λ/∆λ.
2. Quantidades Fotométricas:
• B,V: magnitudes ópticas nas bandas B e V.
• J, H, KS :
• (B-V)o :
bandas J,H,KS 2MASS no infravermelho.
cor intrı́nseca.
• E(B-V)o :
extinç~
ao interestelar.
• BC: correç~
ao bolométrica.
• MV :
magnitude visual da estrela.
• Mbol, :
• Mbol :
• L :
magnitude bolométrica do Sol.
Mbol, = 4.75.
magnitude bolométrica da estrela.
luminosidade do Sol.
L = 3.8515 x 1026 Js−1 .
• L: luminosidade da estrela.
• Fλ :
fluxo de uma estrela.
• Fc :
fluxo definido pelo pseudo-contı́nuo.
3. Quantidades Fı́sicas Estelares:
• logg :
• logg :
gravidade superficial g [cms−2 ] parametrizada [dex].
gravidade superficial do Sol [dex].
logg = 4.44 dex.
• vt :
velocidade de microturbul^
encia [kms −1 ].
• M :
massa do Sol [SI,CGS]. 1M = 1.99 × 1030 kg.
• M: massa da estrela [SI,CGS].
• Teff :
temperatura efetiva da estrela [K].
xix
• Teff, :
• θ:
temperatura efetiva do Sol [K]. Teff, = 5800K.
inverso da temperatura efetiva.
• Wλ :
θ = 5040/T eff .
largura(s) equivalente(s) [mÅ].
1Å = 10−10 m.
4. Quantidades Atômicas e Moleculares:
• λ:
comprimento de onda da radiaç~
ao eletromagnética [ Å].
• χ:
potencial de excitaç~
ao de uma transiç~
ao at^
omica-molecular [eV].
• loggf:
• C6:
força de oscilador.
constante de amortecimento.
• A: massa at^
omica.
• Z: número at^
omico.
5. Quantidades Estatı́sticas:
• P: probabilidade P de pertin^
encia das estrelas individuais de um aglomerado.
• S/N: raz~
ao sinal-ruı́do dos espectros [pixel −1 ].
• N: número total de uma certa medida.
• σ:
• σ wλ :
desvio padr~
ao das medidas.
incerteza sobre as larguras equivalentes.
xx
Resumo
Aglomerados globulares ricos em metais desenvolvem papel fundamental como traçadores
do histórico de formação estelar e enriquecimento quı́mico da Galáxia. Abundâncias
quı́micas de elementos chave nestes objetos nos permite inferir sobre as escalas de tempo
de formação do disco espesso e do bojo onde muito deles são encontrados.
O objetivo do presente trabalho é determinar a metalicidade ([Fe/H]) e razões elementais
de abundâncias (elementos α, Z-ı́mpar, pico do ferro, processos s e r) em estrelas individuais de NGC 6553, aglomerado globular rico em metais do bojo da Galáxia, elementos
do pico do ferro (Mn, Cu e Zn) em NGC 6528 e 47 Tucanae, além de ı́ndices espectrais
(CN, CH, Na, Fe, Mg e Al) de 89 estrelas em M71, aglomerado globular considerado
referência no estudo de populações ricas em metais. Nossos resultados trazem vı́nculos
observacionais importantes sobre o histórico de formação estelar e enriquecimento quı́mico
no regime de mais alta metalicidade de nossa Galáxia, além de ajudar a entender a origem
nucleossintética dos vários elementos estudados.
Os espectros ópticos de estrelas gigantes de NGC 6553, NGC 6528 e 47 Tucanae foram
obtidos através dos espectrógrafos UVES e FLAMES do Very Large Telescope. A análise
destes espectros baseia-se nos modelos MARCS de atmosferas estelares usando um conjunto de parâmetros estelares obtidos por fotometria e por espectroscopia. As abundâncias
quı́micas foram obtidas por sı́ntese espectral de linhas individuais. No que tange M71,
foram observadas estrelas do Turn-off ao topo do Ramo das Gigantes (0.87 < log g <
4.65) do aglomerado, usando o espectrógrafo multi-objeto GMOS do Observatório Gemini Norte. Foram obtidas velocidades radiais, cores, temperaturas efetivas, gravidades
superficiais e ı́ndices espectrais para a amostra.
Obtivemos metalicidade [Fe/H]= −0.20 para NGC 6553, além de sobreabundância nos
elementos α de Mg e Si ([Mg/Fe]=+0.28, [Si/Fe]=+0.21), abundância solar de Ca e
Ti ([Ca/Fe]=+0.05, [Ti/Fe]=−0.01) e sobreabundância moderada para o elemento Eu
do processo r, com [Eu/Fe] = +0.10. Os elementos do pico do ferro nas amostras de
NGC 6553, NGC 6528 e 47 Tucanae apresentam valores médios de −0.44 ≤ [Mn/Fe]
≤ −0.35, −0.10 ≤ [Cu/Fe] ≤ +0.00 e −0.05 ≤ [Zn/Fe] ≤ +0.18. Apresentamos ainda
xxi
um espectro de altı́ssima razão S/N e alta resolução de NGC 6553 que foi combinado
a partir de 22 espectros de estrelas gigantes do aglomerado. Confirmamos resultados
anteriores no que concerne a bimodalidade de CN e anticorrelação CN-CH em estrelas
de M71. Encontramos uma correlação CN-Na e Al-Na, além de uma anticorrelação MgAl. Fizemos uma comparação de nossos resultados de abundâncias com os disponı́veis
na literatura, não apenas para estrelas de aglomerados globulares ricos em metais, mas
também para estrelas de campo.
As razões elementais de abundâncias em NGC 6553 parecem muito similar às razões
elementais de NGC 6528. O padrão de abundâncias quı́micas de NGC 6553 fortalece a
idéia de que este aglomerado pertence de fato ao bojo da Galáxia e pode ainda indicar um
histórico rápido de evolução quı́mica no bojo da Galáxia dominado por SNs do Tipo II.
No caso de M71, uma combinação do mixing convectivo e poluição primordial por estrelas
AGBs ou massivas nos estágios iniciais do aglomerado são requisitados para explicar as
observações. Encontramos evidências de que os aglomerados globulares ricos em metais
foram formados a partir de um material pré-enriquecido em metais.
xxii
Abstract
Metal-rich globular clusters play an important role as tracers of the history of star formation and chemical enrichment of the Galaxy. Abundances of key elements in these objects
allow us to constrain the formation timescale of the Galactic thick disk and bulge, where
many of them are found.
The purpose of this study is to determine the metallicity ([Fe/H]) and elemental ratios
(α-, odd-Z, iron-peak, s- and r-process elements) in individual stars of the metal-rich bulge
globular cluster NGC 6553, the iron peak-elements (Mn, Cu and Zn) in NGC 6528 and
47 Tucanae, as well as CN, CH, Na, Fe, Mg and Al indices in spectra of 89 stars of the
template metal-rich globular cluster M71. Our results will draw important information
about the star formation and chemical enrichment of our Galaxy in the highest metallicity
regime, besides constraining the nucleosynthetic origin of all elements studied.
Optical spectra of giant stars in NGC 6553, NGC 6528 and 47 Tucanae are recorded by
using the high-resolution UVES and FLAMES spectrographs on the Very Large Telescope. The analysis is based upon one-dimension, MARCS’s local thermal equilibrium
(LTE) model atmospheres using a set of photometric and spectroscopic stellar parameters.
The chemical abundances are derived by spectral synthesis of individual lines. Concerning M71, stars from the Turn-off up to the Red Giant Branch (0.87 < log g < 4.65)
observed with the GMOS multi-object spectrograph at the Gemini-North telescope are
analyzed. Radial velocities, colours, effective temperatures, gravities and spectral indices
are determined for the sample.
A metallicity [Fe/H]= −0.20 dex is derived for NGC 6553, together with α-element enhancement of Mg and Si ([Mg/Fe]=+0.28, [Si/Fe]=+0.21), solar Ca and Ti ([Ca/Fe]=+0.05,
[Ti/Fe]=−0.01), and a mild enhancement of the r-process element Eu with [Eu/Fe] =
+0.10. The sample stars of three metal-rich globular clusters (NGC 6553, NGC 6528 and
47 Tucanae) show mean values of −0.44 ≤ [Mn/Fe] ≤ −0.35, −0.10 ≤ [Cu/Fe] ≤ +0.00,
and −0.05 ≤ [Zn/Fe] ≤ +0.18. We present a very high S/N and high-resolution composite spectrum of NGC 6553 by coadding 22 spectra of red giant stars in this cluster.
Previous findings related to the CN bimodality and CN-CH anticorrelation in stars of
xxiii
M71 are confirmed. We also find a CN-Na correlation, and Al-Na, as well as a Mg2 -Al
anticorrelation. A comparison of our abundances with those available in the literature
not only for stars in metal-rich globular clusters but also for field stars is done.
NGC 6553 appears to be very similar in its element abundance ratios to NGC 6528. The
chemical abundance pattern of NGC 6553 supports the idea that this cluster belongs to
the Galactic bulge and might indicate a rapid chemical evolution history dominated by
Type II Supernovae in the Galactic bulge. A combination of convective mixing and a
primordial pollution by AGB or massive stars in the early stages of the globular cluster
formation is required to explain the M71 observations. We find evidence that the metalrich globular clusters were formed from a pre-enrichment material.
xxiv
Capı́tulo 1
Introdução Geral
Desde o trabalho clássico do astrônomo E. Hubble sobre a sistematização de 400 nebulosas
extragalácticas (Hubble 1926), tentar entender como as galáxias se formam tem sido uma
das questões fundamentais da astrofı́sica e, neste século XXI, da cosmologia observacional.
Embora a nossa compreensão geral sobre a formação das galáxias no universo tenha experimentado avanços significativos nos últimos anos, devido principalmente à construção
de grandes telescópios (8-10 metros) e ao desenvolvimento de novas técnicas de detecção
e análise de dados observacionais, não há ainda um modelo único capaz de descrever, em
detalhes, como se deu a formação e evolução das galáxias.
Neste sentido, a astrofı́sica contemporânea tem procurado interpretar resultados observacionais à luz da teoria fı́sica para compreender a formação e as interconexões entre as
principais componentes galácticas. Para a galáxia melhor estudada — a nossa própria,
a Via Láctea—, seguindo o conceito de populações estelares de Baade (1944), isso tem
sido implementado através da determinação da idade e das propriedades cinemáticas,
dinâmicas e quı́micas das populações estelares de suas quatro sub-estruturas: o halo, o
bojo e os discos fino e espesso (Majewski 1993; Freeman & Bland-Hawthorn 2002, para
uma revisão).
Ao buscar responder algumas das muitas perguntas básicas sobre o que determina a
taxonomia (tipos), a morfologia, o ambiente e a evolução das galáxias, além de como se
deu a distribuição e a formação das estrelas e por que as estrelas tendem a concentrar-se
em aglomerados, Eggen et al. (1962, ELS62) e Searle & Zinn (1978, SZ78) propuseram os
modelos clássicos mais discutidos na literatura sobre a formação da Galáxia.
No modelo do colapso monolı́tico de ELS62 a formação da Galáxia de deu de forma rápida
e ordenada, com o tempo de colapso da nuvem protogaláctica (M ∼ 108 M ) da ordem do
2
tempo de queda-livre1 . Neste cenário, durante o colapso rápido, as condensações originadas e a energia irradiada do gás quente (processo dissipativo) foram suficientes para gerar
os aglomerados globulares e as estrelas pobres em metais do halo da Galáxia. O modelo
de ELS62 foi proposto a partir das observações de 221 estrelas anãs de campo do halo.
Eles notaram que o aumento do excesso de cor no ultravioleta das estrelas, interpretado
como a assinatura para baixas abundâncias metálicas, era acompanhado por um aumento
na energia, ou seja, na excentricidade da órbita destas estrelas e por uma diminuição no
momento angular orbital. No cenário ELS62, a escala de tempo para transformar o gás da
nuvem em estrelas e o momento angular da nuvem protogaláctica são os dois parâmetros
principais que controlam a morfologia da galáxia resultante (Lynden-Bell 1967). Segundo
ELS62, no regime de alto momento angular, se a escala de tempo de transformação do
gás em estrelas for superior a escala de tempo dinâmico (tdin > 108 anos) da nuvem, as
galáxias resultantes serão preferencialmente tipo disco e processos dissipativos continuarão
aquecendo o disco para formar outras gerações de estrelas. Por outro lado, se a formação
da galáxia for acompanhada por uma baixa taxa de momento angular em escalas de tempo
inferiores à escala de tempo dinâmico, necessariamente as galáxias resultantes do processo
serão do tipo esferoidais. Numa interpretação deste cenário, as estrelas de galáxias early
type formam-se muito cedo, a redshift z≥ 2, o que corresponde a uma idade do universo de
cerca de 1.3 bilhões de anos, sendo que as estruturas mais massivas formam-se primeiro.
Do ponto de vista das abundâncias quı́micas, espera-se no cenário ELS62 que os sistemas
estelares de uma galáxia apresentem, por exemplo, excesso de elementos α e um gradiente
de abundâncias.
Todavia, ao analisarem uma amostra de 177 gigantes vermelhas de 19 aglomerados globulares do halo da Via-Láctea, Searle & Zinn (1978) concluı́ram não existir quaisquer
gradientes de abundâncias no halo da Galáxia, o que era inconsistente com o cenário do
colapso rápido e ordenado de ELS62. SZ78 relataram ainda a existência de uma discrepância idade-metalicidade nos aglomerados globulares. Desta forma, como alternativa,
SZ78 sugeriram que a formação do halo deu-se por fragmentação da nuvem protogaláctica,
onde cada fragmento individualmente poderia dar origem a outros objetos num tempo
superior àquele do modelo de ELS62. A inexistência de gradientes quı́micos mais as discrepâncias na relação idade-metalicidade nos objetos estudados explicariam a formação
da Galáxia num processo lento e caótico pelo acréscimo hierárquico destes fragmentos da
nuvem primordial.
1
Fisicamente, o tempo de queda-livre (t ql ∼ 108 anos) está associado ao intervalo
de tempo necessário para que aconteça o colapso de um sistema sem a contribuiç~
ao da
press~
ao de radiaç~
ao, sendo inversamente proporcional à raiz quadrada do número de
partı́culas que comp~
oem o sistema fı́sico.
3
Do ponto de vista observacional o modelo SZ78 ganhou ı́mpeto com a descoberta da
galáxia anã esferoidal Sagittarius no centro da nossa Galáxia (Ibata et al. 1994). Dentro
das idéias apresentadas por SZ78, a interação (merging) observada entre a Via-Láctea e
a galáxia anã Sagittarius, bem como seu próprio sistema de aglomerados globulares —
Terzan 7, Terzan 8, Arp 2 e M54—, é um indı́cio de que a galáxia anã Sagittarius pode
ter sido formada a partir de um dos fragmentos da nuvem primordial que deu origem à
Galáxia.
No final do século XX, devido principalmente ao surgimento dos primeiros modelos de
formação de estruturas no universo com a inclusão da matéria escura fria (CDM, Cold
Dark Matter) e da observação de galáxias em altos redshifts, os cenários clássicos de
formação de galáxias passaram a ser desafiados. Muitas das propriedades galácticas descritas com os novos modelos semi-analı́ticos (por exemplo, White & Rees 1978; White &
Frenk 1991; Kauffmann et al. 1993) bem como observadas nos grandes surveys de galáxias
(por exemplo, The Hubble Deep Field) não podem mais ser explicadas apenas no contexto
dos modelos clássicos.
Sendo assim, no cenário hierárquico as galáxias early-type são formadas a partir de eventos
de fusão (mergings) ou acresção de pequenas estruturas numa escala de tempo da ordem da
idade do universo. Neste cenário as primeiras estruturas a se formar são os halos de baixa
massa, constituı́dos basicamente de matéria escura dinamicamente fria — tipo de matéria
que não absorve nem emite radiação e que é constituı́da por partı́culas não-relativı́sticas
(v << c)—, e de bárions (prótons e nêutrons). Neste cenário, a morfologia da galáxia
resultante será então determinada pelo nuḿero de eventos de fusão/acresção ocorrendo
nos halos de matéria escura: um ou mais eventos de fusão de halos de matéria escura
resultarão na formação de galáxias esferoidais em seu centro; os halos mais massivos de
matéria escura irão gerar as galáxias elı́pticas gigantes, enquanto que as galáxias tipo disco
serão formadas a partir de processos mais lentos de fusão onde o gás da interação terá
tempo de se resfriar e se condensar no disco. As observações atuais da fusão da galáxia
Antennae (Whitmore & Schweizer 1995) e da acresção da galáxia anã esferoidal Sagittarius
pela Via-Láctea (Ibata et al. 1994) são evidências observacionais em favor do cenário
hierárquico de formação das galáxias. No entanto, embora constitua o paradigma atual
mais aceito para explicar a formação das galáxias, o modelo hierárquico ainda enfrenta
problemas em explicar o alto número de galáxias satélites previstas para as galáxias tipo
disco, a observação de um grande número de galáxias massivas em redshifts 1 ≤ z ≤ 3,
bem como a alta taxa de momento angular prevista para as galáxias espirais e, do ponto
de vista quı́mico, a baixa razão [α/Fe] prevista para galáxias elı́pticas massivas.
Simulações numéricas (por exemplo, Moore et al. 1999) auxiliadas pelos resultados re-
1.1 O sistema de aglomerados globulares da Galáxia
4
centes da cosmologia, sugerem que a formação da Galáxia se dá de forma hierárquica
a partir da interação de pequenas estruturas cuja contrapartida observacional seriam as
galáxias anãs. Em outras palavras, as galáxias anãs funcionam como os tijolos fundamentais de formação das galáxias no Universo. Desde que os aglomerados globulares da
nossa Galáxia estão entre os objetos mais velhos do universo, estudar a conexão entre as
galáxias anãs e aglomerados globulares será certamente um dos campos mais excitantes
da Astrofı́sica das próximas décadas.
1.1
O sistema de aglomerados globulares da Galáxia
Dentro do conceito de populações estelares de Baade (1944), os aglomerados globulares
são representativos da população II onde as estrelas gigantes vermelhas dominam a luz
integrada do espectro. Eles são caracterizados por estrelas da sequência principal (MS,
Main Sequence), pelas estrelas do ramo das subgigantes (SGB, Subgiant Branch), pelo
ramo horizontal (HB, Horizontal Branch), pelas estrelas do ramo das gigantes vermelhas
(RGB, Red Giant Branch) e do ramo assintótico das gigantes (AGB, Asymptotic Giant
Branch) e pelas blue stragglers (BSS). Estas caracterı́sticas morfológicas correspondem
a cálculos de evolução estelar para idades acima de ∼ 8 bilhões de anos (por exemplo,
Chiosi et al. 1992) e identificam os aglomerados globulares como as estruturas mais velhas
do universo e, consequentemente, fundamentais do ponto de vista quı́mico e cosmológico.
O conjunto de aglomerados globulares de uma galáxia constitui um sistema de N corpos
com cerca de 104 a 107 estrelas fortemente ligadas gravitacionalmente e com massa M ∼
105 M . Embora represente uma fração desprezı́vel da massa de uma galáxia, os aglomerados globulares são objetos ideais para estudar a história de formação e evolução estelar.
Isso se deve basicamente ao fato de que os aglomerados globulares são o melhor exemplo
do que se denomina em astrofı́sica população estelar simples (SSP, Simple Stellar Populations), ou seja, todas as suas estrelas, em primeira aproximação, apresentam a mesma
idade, mesma composição quı́mica e estão localizadas à mesma distância do referencial do
observador. O estudo dos aglomerados globulares constitui-se, assim, como uma das mais
poderosas ferramentas para traçar as propriedades quı́mio-dinâmicas das galáxias que os
hospedam. Vale ainda lembrar que os aglomerados globulares podem ser encontrados em
todas as galáxias do tipo de Hubble, desde as irregulares até as anãs e elı́pticas gigantes
(Harris 1991; Brodie & Strader 2006).
Evidências observacionais e teóricas (ver Krauss & Chaboyer 2003, para uma revisão
extensa da literatura) demonstram que os aglomerados globulares da Galáxia possuem
uma idade média de 13 ± 2.5 bilhões de anos, quando resultados do WMAP (Wilkinson
1.1 O sistema de aglomerados globulares da Galáxia
5
Microwave Anisotropy Probe) fixam uma idade de 13.7 ± 0.2 bilhões de anos para o
universo (Spergel et al. 2003). Este acordo na idade dos aglomerados quando comparada
aos resultados WMAP destaca a importância cosmológica dos aglomerados globulares.
Como os aglomerados globulares da Galáxia estão distribuı́dos num raio galactocêntrico
de 0.6 < Rgal < 123.2 kpc, os estudos concernentes às análises quı́micas estão principalmente focados nas estrelas mais brilhantes, ou seja, nas estrelas do RGB do diagrama
Hertzprung-Russell (HR) ou diagrama cor-magnitude (DCM) destes objetos. Estas estrelas são tipicamente de baixa massa (M ≤ 1M ), frias e na fase evolutiva da sequência
principal elas apresentam um núcleo radiativo onde acontece a fusão do hidrogênio em
hélio através das reações da cadeia p − p e pelo ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio (CNO)
(ver Salaris et al. 2002, e referências listadas, para uma discussão detalhada sobre estrelas
no RGB).
Estimativas prevêem a existência de aproximadamente 200 aglomerados globulares para
a nossa Galáxia, mas apenas 160 foram observados até o momento. Na compilação de
Harris (1996) e posterior atualização2 há 150 aglomerados catalogados. Hurt et al. (2000)
identificaram 2MASS-GC01 e 2MASS-GC02 como mais dois novos aglomerados globulares da Galáxia. Bica et al. (2006) fizeram uma revisão das propriedades dos aglomerados globulares listados em Harris (1996) e incluiram 3 outros recentemente descobertos:
GLIMPSE-CO1 (Kobulnicky et al. 2005), Whiting 1 (Carraro 2005) e SDSSJ1049+5103
(Willman et al. 2005). Sakamoto & Hasegawa (2006) descobriram o aglomerado globular SDSSJ1257+3419, enquanto que Ortolani et al. (2006) descobriram AL3, classificado
como um aglomerado globular do bojo da Galáxia. Froebrich et al. (2007) descobriram
FSR 1735 na região mais interna da Galáxia, Bica et al. (2007) identificaram o objeto
FSR 584 no catálogo de Froebrich et al. (2007) como sendo o 159o aglomerado globular da
Galáxia, enquanto que Bonatto et al. (2007) identificaram o aglomerado FSR 1767 como
sendo o 160o aglomerado globular da Galáxia. Apenas para comparação, a galáxia mais
próxima à nossa — M31 (Andrômeda)—, apresenta cerca de 300 aglomerados globulares enquanto que galáxias elı́pticas gigantes podem conter até milhares de aglomerados
(Brodie & Strader 2006). Presume-se que muitos dos aglomerados da Galáxia ainda não
catalogados estejam misturados à poeira nas regiões de baixa latitute da Galáxia, na
denominada zona de avoidance (Kraan-Korteweg & Lahav 2000).
2
http://physun.physics.mcmaster.ca/Globular.html
1.1 O sistema de aglomerados globulares da Galáxia
1.1.1
6
Sobre a origem dos aglomerados globulares
Como os aglomerados globulares caracterizam-se como as estruturas mais velhas do universo, investigar as suas propriedades globais, origem e evolução é uma questão fundamental no estabelecimento de vı́nculos observacionais e teóricos aos modelos de formação
de galáxias.
As idéias gerais acerca da gênese dos aglomerados globulares contemplam quatro linhas
principais:
(i) Processos de formação primária: nestas idéias os aglomerados globulares formamse imediatamente após a recombinação do universo, antes do colapso da nuvem protogaláctica. Peebles & Dicke (1968) argumentam que os aglomerados originam-se a partir
de nuvens de gás gravitacionalmente ligadas, cujas massas correspondem à massa de Jeans,
antes da formação da Galáxia. Todavia, há alguns problemas práticos nos modelos que
se baseiam na formação dos aglomerados globulares anterior ao colapso de protogaláxias.
Primeiro, não há em galáxias muitos objetos com massas acima de M ≈ 106 M , o que
evidencia que os objetos mais massivos ou menos densos foram destruı́dos por fenômenos
dinâmicos. Segundo, os aglomerados tendem a concentrar-se mais no centro das galáxias
em detrimento dos halos.
(ii) Processos de formação secundária ou de acresção: os aglomerados globulares formamse durante o colapso da nuvem protogaláctica. Searle & Zinn (1978) e Zinn (1985) destacam que esta seria a explicação mais plausı́vel para o sistema de aglomerados globulares
devido a algumas das propriedades em comum observadas entre as estrelas individuais
e aglomerados globulares de componentes esferoidais de galáxias. Fall & Rees (1985)
discutem um modelo que se baseia na instabilidade térmica. Eles argumentam que os
aglomerados formam-se a partir do gás de uma nuvem protogaláctica em colapso sendo
capaz de resfriar no tempo de queda-livre. Harris & Pudritz (1994) acentuam que o
modelo da masssa de Jeans não prevê uma função de massa em lei de potência e que
o modelo de instabilidade térmica exige fontes sutis de calor. Eles propõem um cenário
onde os aglomerados seriam produzidos na fragmentação de nuvens moleculares gigantes
e altamente densas.
(iii) Processos de formação terciária ou fusão: os aglomerados globulares formam-se
após o colapso da nuvem protogaláctica ainda nos primeiros estágios de formação da
galáxia. Dentro desta idéia destaca-se o trabalho de Ashman & Zepf (1992), que prevê a
formação dos aglomerados a partir do merging de galáxias tipo disco.
(iv) Processos de formação hierárquica: os aglomerados globulares formam-se no contexto da formação hierárquica de estruturas no universo. Eles representam a material-
1.1 O sistema de aglomerados globulares da Galáxia
7
ização dos cenários de fusão e acresção para a formação dos aglomerados (por exemplo,
em Beasley et al. 2002; Bekki 2005).
No caso do sistema de aglomerados globulares da Galáxia, as determinações de idade, além
de evidências cinemáticas, dinâmicas e quı́micas parecem evienciar que os aglomerados
globulares do halo externo (Rgal > 8 kpc) seriam formados durante a fragmentação da
nuvem protogaláctica (Searle & Zinn 1978), enquanto que os aglomerados globulares do
halo interno (Rgal ≤ 8 kpc) e do bojo estariam associados ao processos fı́sicos durante
o colapso dissipativo da nuvem primordial (Eggen et al. 1962; Mackey & van den Bergh
2005).
1.1.2
Abundâncias quı́micas
Em 1957, F. Hoyle, E. Margaret, G. Burbidge, W. Fowler e, num estudo paralelo e independente, A.G. Cameron, mostraram que praticamente todos os elementos quı́micos
da Tabela Periódica acima do 4 He podem ser produzidos em estrelas (Burbidge et al.
1957; Cameron 1957). Mais de meio século depois, devido principalmente aos eficientes
espectrógrafos da atualidade, como por exemplo o UVES (Ultraviolet Visual Echelle Spectrograph) e FLAMES (Fibre Large Array Multi Element Spectrograph) no Very Large
Telescope (VLT), MIKE no MAGELLAN, HIRES no KECK e PHOENIX no GEMINI
e, no campo teórico, aos progressos na teoria de evolução estelar em diferentes intervalos de massa e metalicidade (ver, por exemplo, Woosley & Weaver 1995; van den Hoek
& Groenewegen 1997; Iwamoto et al. 1999; Umeda & Nomoto 2002), tornou-se possı́vel
obter, analisar e interpretar espectros de estrelas de aglomerados globulares usando dados
de alta resolução e alta razão sinal-ruı́do (S/N) com o intuito de traçar o histórico da
evolução quı́mica da Galáxia.
Do ponto de vista quı́mico os aglomerados globulares são considerados laboratórios astrofı́sicos para testar e calibrar a teoria de evolução estelar e também para intepretar
a trajetória quı́mica e dinâmica de galáxias a diferentes redshifts (por exemplo, Searle
& Zinn 1978; Harris 1991) e, neste sentido, os aglomerados globulares ricos em metais
desenvolvem papel fundamental, pois são considerados traçadores de populações do halo
interno, bojo e do disco espesso da Galáxia.
Algumas das questões básicas que envolvem os estudos de abundâncias quı́micas no sistema de aglomerados globulares da Galáxia são resumidas a seguir.
(i) As escalas de metalicidade [Fe/H] de aglomerados globulares da Galáxia estabelecem
que estes objetos são cerca de duas vezes mais ricos em metais do que as estrelas mais
pobres em metais do halo, ou seja, os aglomerados da Galáxia distribuem-se de −2.40 ≤
1.1 O sistema de aglomerados globulares da Galáxia
8
[Fe/H] ≤ 0.00 (Zinn & West 1984; Rutledge et al. 1997; Kraft & Ivans 2003).
(ii) Exceto para ω Centauri e NGC 6522 o sistema de aglomerados globulares da Galáxia
é quimicamente homogêneo em metalicidade [Fe/H].
(iii) Abundâncias quı́micas de Li e Be, elementos também importantes do ponto de
vista cosmológico, têm sido usadas como cronômetros quı́micos com o intuito de inferir
sobre a época de formação de aglomerados globulares (por exemplo, Castilho et al. 2000;
Pasquini et al. 2007).
(iv) Em geral, as estrelas de aglomerados globulares apresentam razões [α/Fe] similar às
estrelas de campo do halo e do bojo.
(v) Elementos do pico do ferro, sobretudo nos aglomerados globulares ricos em metais,
ainda não foram estudados em detalhes.
(vi) Variações de abundâncias de elementos leves como Li, C, N, O, Na, Mg e Al são
encontradas em aglomerados. Estrelas anãs e gigantes de aglomerados com temperaturas
efetivas e gravidades superficiais similares apresentam diferentes abundâncias de carbono
e nitrogênio, enquanto que as bandas moleculares de CN e CH são anti-correlacionadas.
As estrelas de campo, por sua vez, não apresentam comportamento similar e não há
um cenário úncio capaz de explicar as anomalias quı́micas (correlações e anticorrelações)
observadas em estrelas anãs e gigantes de aglomerados globulares (Kraft 1994; Smith
1987; Gratton et al. 2004).
(vii) Há poucas determinações de abundâncias de elementos dos processos s e r em
estrelas de aglomerados globulares, sobretudo no regime de mais alta metalicidade.
Consequentemente, não há ainda modelos de evolução quı́mica detalhados que busquem
reproduzir o padrão de abundâncias quı́micas do sistema de aglomerados globulares da
Galáxia.
1.1.3
Aglomerados globulares ricos em metais da Galáxia: halo
interno, bojo ou disco espesso?
Por representar a convolução entre uma possı́vel relação idade-metalicidade e a história de
formação estelar de um dado sistema, a função distribuição de metalicidade (MDF, Metallicity Distribution Function) é considerada um dos mais fortes vı́nculos observacionais aos
modelos de evolução quı́mica de galáxias. Para os aglomerados globulares da Galáxia a
figura 2.1 mostra que a distribuição de metalicidades é bimodal. Esta bimodalidade na
razão [Fe/H] é também acompanhada por uma bimodalidade nas cores destes objetos, no
1.2 Escopo da tese
9
sentido de que os aglomerados globulares ricos em metais são fotometricamente vermelhos
enquanto que os pobres em metais são azuis. A primeira interpretação para uma distribuição bimodal em metalicidade e cor seria a premissa de que no mı́nimo dois episódios
distintos de formação seriam os responsáveis pela origem destas estruturas. Além disso,
trabalhos recentes têm mostrado que mesmo em aglomerados globulares extragalácticos a
distribuição de metalicidade e de cores é bimodal, o que sugere um mecanismo universal
para explicar tais comportamentos (Brodie & Strader 2006).
Para a nossa Galáxia e, consequentemente, galáxias similares, Zinn (1985) propôs que os
aglomerados globulares com picos em [Fe/H] = −1.5 estariam quimicamente e cinematicamente associados ao halo, enquanto que aqueles com [Fe/H] = −0.5 estariam quı́mica e
cinematicamente associados ao disco. Em outras palavras, os aglomerados globulares vermelhos apresentariam alta velocidade rotacional e pequena dispersão de velocidades, enquanto que os aglomerados globulares azuis exibiriam uma pequena velocidade de rotação
e alta dispersão de velocidades. Por outro lado, Minniti (1995) seguido dos trabalhos paralelos de Côté (1999) e Barbuy et al. (1999a), chamam a atenção para o fato de que os
aglomerados globulares ricos em metais estejam preferencialmente associados ao bojo da
Galáxia.
Desta forma, em conjunto a métodos cinemáticos (usando velocidades radiais, por exemplo) e dinâmicos (através das massas), a determinação das abundâncias quı́micas em
estrelas anãs e gigantes de campo e em aglomerados globulares da Galáxia, sobretudo
no regime de mais alta metalicidade, configura-se como um dos melhores métodos para
decidir sobre a qual estrutura da Galáxia pertenceriam os aglomerados globulares e, particularmente, os ricos em metais.
1.2
Escopo da tese
Os resultados de análises quı́micas detalhadas com base em dados de alta resolução e alta
razão sinal-ruı́do (R ≥ 20000 : S/N > 50), bem como a medida e a análise de ı́ndices
espectrais em dados de baixa resolução (R ≤ 8000) tanto em estrelas pertencentes a
aglomerados globulares quanto estrelas de campo, permitem uma interpretação realista
dos processos nucleossintéticos ocorridos após o cenário padrão do Big Bang (Gamow
1948) e fornecem ainda informações relevantes sobre quais processos contribuı́ram para a
formação dos aglomerados globulares e da galáxia hospedeira, ao que Freeman & BlandHawthorn (2002) referem-se como cosmologia de campo próximo.
No óptico, uma vez superados problemas de alta extinção e problemas de acúmulo de
1.2 Escopo da tese
10
estrelas numa certa região (crowding), o bojo da nossa Galáxia, o qual compreende uma
região em latitude galáctica de cerca de 0◦ . |b| . 20◦ , é uma das regiões mais importantes
e interessantes para o estudo da formação e evolução de galáxias no Universo.
Sendo assim, o principal objetivo deste trabalho é aprimorar o padrão de abundâncias
quı́micas para o bojo e para o halo interno da Galáxia usando espectros estelares de
alta qualidade de NGC 6553 e NGC 6838 (M71), dois aglomerados globulares ricos em
metais traçadores da evolução quı́mica da Galáxia. Estes aglomerados são referência e
calibradores no estudo de populações estelares velhas e ricas e desenvolvem papel fundamental na interpretação e na sı́ntese de galáxias elı́pticas distantes e bojos de galáxias
espirais. As novas escalas de abundância para NGC 6553, bem como os resultados em
torno das anomalias quı́micas de M71 são vı́nculos observacionais importantes para o
estabelecimento de modelos de evolução quı́mica das subcomponentes da Galáxia, dos
processos fı́sicos responsáveis pela formação do seu sistema de aglomerados globulares e
da formação dos elementos quı́micos individuais estudados.
Para tanto, contamos com três diferentes amostras de dados:
• 4 espectros de estrelas gigantes de alta resolução e alta razão S/N de NGC 6553
obtidos com o espectrógrafo UVES do VLT (R = 55000, NGC 6553 UVES@VLT).
São os melhores dados de estrelas individuais disponı́veis para este aglomerado na
atualidade.
• 22 espectros de estrelas gigantes de NGC 6553 obtidos com o espectrógrafo FLAMES
do VLT (R= 22000, NGC 6553 FLAMES@VLT).
• 145 estrelas, entre anãs e gigantes, obtidas com o espectrógrafo GMOS do Observatório Gemini-Norte (R = 2000, M71 GMOS@GEMINI).
No capı́tulo 2 caracterizamos cada amostra e explicamos em detalhes o processo de redução
dos dados da amostra M71 GMOS@GEMINI.
No capı́tulo 3 apresentamos para NGC 6553 a mais nova escala de metalicidade [Fe/H] 3 e
razões de abundâncias quı́micas de elementos α (Mg, Ca, Si, Ti), elementos originários de
processos ligados à captura de prótons (Na, Al), elementos do pico do ferro (Mn, Cu, Zn)
3
Numa escala absoluta a abundância de um elemento A está relacionada à abundância de hidrogênio
por (A) = log(NA /NH ) + 12. Isso implica que dentro de um mesmo elemento de volume podem ser
encontrados NA átomos do elemento A por NH = 1012 átomos de hidrogênio. Desta forma, numa escala
relativa ao Sol (), [A/B] = log(NA /NB )∗ − log(NA /NB ) . Analogamente, [Fe/H] = log(NF e /NH )∗ −
log(NF e /NH ) . Isso quer dizer que uma estrela com [Fe/H] = −5 será 100000 vezes mais deficiente em
metais do que o Sol.
1.2 Escopo da tese
11
e de elementos dos processos s (Zr, La, Ba) e r (Eu). Fazemos ainda uma comparação dos
nossos resultados de abundâncias quı́micas com os obtidos para outros aglomerados globulares ricos em metais da Galáxia analisados pelo nosso Grupo de Populações Estelares,
bem como para estrelas de campo do disco espesso e do bojo da Galáxia da literatura.
No capı́tulo 4 apresentamos, pela primeira vez, a determinação de metalicidade e razões
de abundâncias quı́micas de elementos α, elementos de Z-ı́mpar e elementos pesados para
um espectro combinado de altı́ssima razão S/N (S/N ∼ 800) de NGC 6553 resultante da
soma estatı́stica de 22 espectros individuais neste aglomerado.
No capı́tulo 5 estudamos as variações de abundâncias quı́micas usando 14 ı́ndices espectrais (CN1 , CN2 , Ca4227, G4300, Fe4383, Hβ , Fe5015, Mg1 , Mg2 , Mgb, Fe5270, Fe5335,
Fe5406, NaD e Al3953) em 89 estrelas de M71. E, finalmente, apresentamos no capı́tulo
6 as conclusões e perspectivas do trabalho.
Capı́tulo 2
Observações e redução de dados
Neste capı́tulo descrevemos as amostras de dados estudadas e os detalhes do processo
de redução dos espectros de M71. A figura 2.1 apresenta, numa projeção de Aitoff, a
distribuição em coordenadas galácticas dos 150 aglomerados globulares catalogados em
Harris (1996). Deste total, 45 (30%) são classificados como ricos em metais ([Fe/H] ≥
−1.00), enquanto que 105 (70%) são denominados pobres em metais ([Fe/H] < −1.00).
2.1
NGC 6553: amostra UVES@VLT
2.1.1
Fotometria e identificação das estrelas
As observações nas bandas BVI de NGC 6553 foram realizadas em Junho de 2002 no
telescópio ESO-MPI de 2.2 m localizado em La Silla, no Chile. Os dados foram obtidos
dentro do programa dedicado ao mapeamento de aglomerados globulares da Galáxia com
o Wide Field Image (WFI) (Zoccali et al. 2001). Exceto para duas estrelas da amostra,
II-64 e 267092, as magnitudes JHKS foram obtidas da missão espacial Two Micron All
Space Survey (2MASS)1 (Skrutskie et al. 2006). As magnitudes em bandas variadas são
fundamentais para a determinação fotométrica dos parâmetros atmosféricos.
A figura 2.2 apresenta a identificação (mapa de identificação) das quatro estrelas de NGC
6553 da amostra UVES@VLT no campo óptico do WFI/ESO. No painel superior da figura
o cı́rculo representa aproximadamente o raio de cerca de 1 minuto de arco do mapa de
identificação apresentado em Hartwick (1975), usado para a escolha das estrelas. Os eixos
1
http://ipac.caltech.edu./2mass/releases/allsky/
2.1 NGC 6553: amostra UVES@VLT
13
Figura 2.1: Projeção de Aittof em coordenadas galácticas (l,b) dos 150 aglomerados globulares da Galáxia catalogados em Harris (1996). Cı́rculos cheios: aglomerados globulares
pobres em metais com [Fe/H] < -1.00. Cı́rculos abertos: aglomerados globulares ricos em
metais com [Fe/H] ≥ -1.00. Os aglomerados globulares ricos em metais NGC 6553 [l =
+5◦ .25; b = −3◦ .03], NGC 6838 (M71)[l = 56◦ .74; b = −4◦ .56], NGC 6528 [l = +1◦ .14;
b = −4◦ .17] e 47 Tucanae [l = 305◦ .90; b = −44◦ .89] estão identificados na figura.
2.1 NGC 6553: amostra UVES@VLT
14
Figura 2.2: Superior: Identificação das estrelas observadas no campo WFI de NGC 6553
UVES@VLT. Inferior: Mapa de identificação das observações com a grade de coordenadas
equatoriais. Os eixos Norte, Sul, Leste e Oeste de orientação do campo são mostrados
nas imagens.
Norte (N), Sul (S), Leste (L) e Oeste (O) estão marcados na figura. No painel inferior
mostramos o mapa de identificação de NGC 6553, onde uma grade de posição define as
coordenadas equatoriais (α,δ, J2000) das estrelas.
2.1.2
Espectroscopia
Os dados espectroscópicos foram obtidos junto ao telescópio Kueyen de 8.2 m do conjunto VLT do ESO, no Cerro Paranal [70◦ 240 1100 W; 24◦ 370 3100 S; h = 2635 m], durante
2.1 NGC 6553: amostra UVES@VLT
15
as noites dos dias 26 e 27 de junho de 2000. Os espectros foram obtidos por intermédio
do espectrógrafo UVES, acoplado ao telescópio Kueyen do VLT e descrito em detalhes
em Kaufer et al. (2003), tendo a Professora Dra. Beatriz Barbuy (supervisora), o Professor Dr. Eduardo Bica (UFRGS) e a Dra. Vanessa Hill (Observatório de Paris) como
observadores.
Foi utilizado um detector CCD (Charge Coupled Device) Tek de 2048 x 4096 pı́xeis, cada
pı́xel com uma dimensão de 15µm x 15µm. A rede de difração echelle usada tinha uma
densidade de ranhuras de 31.6 l/mm. A região espectral coberta foi de 4800 Å a 6800
Å, com boas condições de seeing, numa variação de 000 .61 a 000 .87 e massa de ar de 1.5.
Em 5800 Å e com uma fenda de 1”de arco a resolução é R ∼ 50000, enquanto que com
uma fenda de 0.8”de arco a resolução alcançada é R ∼ 60000. A dispersão da rede é de
0.0147Å/pı́xel. A razão sinal-ruı́do (S/N) foi obtida através da média dos vários valores
de S/N obtidos em diferentes regiões de contı́nuo (regiões livres de linhas) ao longo dos
espectros observados. Para a determinação da razão S/N usamos a código splot do
Image Reduction Analysis Facility (IRAF2 ), um pacote de códigos computacionais para
a redução e análise de imagens astronômicas.
As reduções foram realizadas utilizando as rotinas para os espectros echelle no contexto do
pacote Munich Image Data Analysis Systems (MIDAS). As reduções automáticas pipeline
para o UVES realizam correções para subtração de bias, subtração de fundo inter-ordem,
flat-field, extração da ordem, subtração do céu e calibração em comprimento de onda
usando imagem da lâmpada de tório (Th).
A tabela 2.1 traz o jornal das observações para as quatro estrelas em análise. A identificação das estrelas (coluna 1) é dada segundo Hartwick (1975) e a denominação usada
no programa de observação realizado com o WFI do ESO. Além disso apresentamos as
coordenadas equatoriais das estrelas no equinócio J2000 (colunas 2 e 3), seguidas da data
de observação (coluna 4), tempo universal (UT, coluna 5), tempo de integração em segundos (coluna 6) e a razão S/N por elemento de resolução dos espectros (coluna 7). A
razão (S/N) por pı́xel pode ser obtida pela divisão dos valores da coluna 7 da tabela pelo
fator ∼2.8.
Na figura 2.3 pode-se notar a qualidade dos espectros observados, bem como a localização das estrelas do pograma no diagrama cor-magnitude de NGC 6553 usando dados
fotométricos do Hubble Space Telescope (HST) de Ortolani et al. (1995). Vê-se que a
amostra em análise é composta por 3 estrelas gigantes no nı́vel do ramo horizontal e 1
estrela no topo do ramo das gigantes.
2
http://iraf.noao.edu/
2.1 NGC 6553: amostra UVES@VLT
16
1.2
1.2
Ba II
Fe I Na I
Fe I
1
1
0.8
0.8
0.6
0.6
0.4
0.4
0.2
0.2
0
Zr I
Na I
1
0
1
0.8
0.8
0.6
0.6
0.4
0.4
0.2
0.2
0
6140
6145
6150
6155
6140
6145
6150
6155
0
6160
II-85 (266938)
16
III-8 (265717)
II-64 (267122)
267092
18
20
22
1
1.5
2
2.5
3
3.5
Figura 2.3: Superior: espectros das estrelas de NGC 6553 UVES@VLT analisadas com as
suas respectivas velocidades radiais heliocêntricas deteminadas. Inferior: diagrama cormagnitude (V:V − I) de NGC 6553 com fotometria de Ortolani et al. (1995), mostrando
os estágios evolutivos das estrelas em estudo (triângulos azuis).
2.2 NGC 6553 : amostra FLAMES@VLT
17
Tabela 2.1: Jornal das observações NGC 6553 UVES@VLT.
Estrela
(1)
II-64 267122
II-85 266938
III-8 265717
267092
2.2
2.2.1
αJ2000
[h m s]
δJ2000
[g m s]
Data
UT
Exp
[s]
(S/N)/resolução
(2)
(3)
(4)
(5)
(6)
(7)
18:09:18.31
18:09:17.96
18:09:13.05
18:09:13.42
-25:55:01.15
-25:55:04.89
-25:55:30.00
-25:55:01.85
26/06/2000
26/06/2000
27/06/2000
27/06/2000
14:21:25.00
14:21:25.00
17:37:49.00
17:37:49.00
2x3600
2x3600
2x3600
2x3600
110
200
170
110
NGC 6553 : amostra FLAMES@VLT
Espectroscopia e fotometria
Para esta parte do trabalho contamos com uma amostra de 22 estrelas de NGC 6553
observada nos meses de maio e junho de 2004 com o VLT, usando o FLAMES no modo
GIRAFFE (Pasquini et al. 2002). Estes dados fazem parte de um survey, tendo o Professor
Dr. Alvı́o Renzini (European Southern Observatory) como Principal Investigador, cujo
principal objetivo é a observação, análise e interpretação de uma grande amostra de
estrelas (∼ 1000) espalhadas em quatro campos do bojo da Galáxia: janela de Baade 3 (l
= 1◦ , b = −4◦ ), Blanco −6◦ (l = 0◦ , b = −6◦ ), Blanco −12◦ (l = 0◦ , b = −12◦ ) e janela
NGC65534 (l = 5◦ , b = −3◦ ), nos quais estrelas de aglomerados globulares foram também
incluı́das. Todas as estrelas têm magnitudes VI obtidas do ESO Imaging Survey com o
FLAMES. As magnitudes foram obtidas usando o telescópio ESO-MPI em La Silla, Chile.
As observações foram feitas no modo fila e os dados foram reduzidos pela Dra. Manuela
Zoccali (PUC/Chile).
O GIRAFFE alcança uma resolução R = 22000 cobrindo diferentes intervalos em comprimento de onda. Para a amostra NGC 6553 FLAMES@VLT, foram usadas 3 redes de
difração: HR11 (5600-5870 Å), HR13 (6120-6400 Å) e HR15 (6660-6860 Å). Os espectros
foram automaticamente reduzidos (correção de bias, flat-field, extração, calibração em
comprimento de onda) usando um software5 especialmente desenvolvido para reduzir os
dados GIRAFFE.
3
Uma das regi~
oes do bojo Galáctico com relativamente baixo valor de extinç~
ao e alta
metalicidade.
4
Perceber a diferença sutil na notaç~
ao: NGC6553 refere-se as estrelas do campo l =
◦
5 e b = −3◦ ; NGC 6553 refere-se ao aglomerado globular.
5
http://girbldrs.sourceforge.net
2.3 M71 GMOS@GEMINI
2.2.2
18
Delimitação da amostra
Para delimitar a amostra final do programa de estrelas usamos quatro critérios:
• Metalicidade: numa primeira determinação espectroscópica de [Fe/H] para cerca de
200 estrelas do campo NGC6553 separamos apenas as estrelas que apresentavam
metalicidades variando de −0.25 ≤ [Fe/H]≤ −0.05 dex. Este intervalo em [Fe/H]
foi adotado seguindo a determinação recente de metalicidade para NGC 6553 de
Alves-Brito et al. (2006), como descrito no capı́tulo 3 deste trabalho.
• Velocidade radial heliocêntrica: junto com o critério de metalicidade selecionamos
as estrelas com velocidades radiais heliocêntricas entre −15 ≤ vhr ≤ +15 kms−1 .
• Cores: nesta etapa, com uma amostra limitada pelos critérios de [Fe/H] e vhr dos
ı́tens acima, as estrelas foram novamente inspecionadas com base em sua disposição
no diagrama cor-magnitude (V:V-I), onde descartamos as estrelas com (V-I) > 2.5
mag.
• Qualidade dos espectros: como último critério, os espectros foram inspecionados
quanto às contagens. Neste critério, 3 estrelas foram eliminadas por apresentarem
contagens muito baixas (< 800). A amostra final de NGC 6553 consta de 22 estrelas
com alta probabilidade de pertinência ao aglomerado seguindo critérios consistentes
e complementares de composição quı́mica (metalicidade), cinemática (velocidade
radial) e fotometria (cor).
A figura 2.4a exibe o diagrama [Fe/H]-vhr para o total de ∼ 200 estrelas (cı́rculos abertos),
com as 22 estrelas selecionadas (cı́rculos fechados) seguindo os 4 critérios descritos acima.
Os valores médios de metalicidade e velocidade radial estão indicados. As figuras 2.4b,c
mostram, respectivamente, a distribuição de metalicidade e velocidade radial para o total
de estrelas. A tabela 2.2 apresenta informações básicas sobre o programa de observação
da amostra FLAMES@VLT. As estrelas estão divididas no grupo das brilhantes (V ≤
16.7) e no grupo das fracas (V>16.7).
2.3
M71 GMOS@GEMINI
Do ponto de vista observacional, M71 é frequentemente citado na literatura como um
aglomerado de referência nos estudos de populações ricas em metais no Hemisfério Norte,
tal qual 47 Tucanae no Hemisfério Sul. M71 está localizado a baixa latitude galáctica
2.3 M71 GMOS@GEMINI
19
a]
200
100
0
-100
-200
-1
-0.5
0
0.5
[Fe/H]
50
25
b]
c]
40
20
30
15
20
10
10
5
0
0
-1
-0.5
0
0.5
-200 -100
0
100
200
[Fe/H]
200
d]
100
0
-100
-200
-1
-0.5
0
0.5
Figura 2.4: (a) Diagrama [Fe/H]-vr para o número total de estrelas (N ∼ 200, cı́rculos
abertos) e para as estrelas selecionadas da amostra (N = 22, cı́rculos fechados) com −0.25
≤ [Fe/H]≤ −0.05 e −15 ≤ vhr ≤ +15 kms−1 . Os painéis (b) e (c) apresentam, respectivamente, as distribuições de [Fe/H] e vr para o total de estrelas. (d) Mesmo que painel (a),
numa escala ampliada.
2.3 M71 GMOS@GEMINI
20
Tabela 2.2: Jornal das observações NGC 6553 FLAMES@VLT.
Identificação
(1)
αJ2000
(2)
δJ2000
(3)
Data
(4)
UT
(5)
V
(6)
V-I
(7)
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
06 : 23 : 35
16.68
16.60
16.51
16.43
16.42
16.51
16.36
16.40
16.64
16.41
16.58
16.63
16.41
16.41
16.54
16.69
16.51
16.57
16.49
2.39
2.24
2.13
2.07
2.03
2.16
2.24
2.09
2.34
2.17
2.34
2.21
2.14
2.33
2.38
2.31
2.14
2.25
2.13
Brilhantes
n6553bri013
n6553bri041
n6553bri048
n6553bri050
n6553bri053
n6553bri055
n6553bri058
n6553bri059
n6553bri060
n6553bri061
n6553bri062
n6553bri064
n6553bri066
n6553bri069
n6553bri071
n6553bri072
n6553bri085
n6553bri090
n6553bri116
272.19317
272.19317
272.19317
272.19317
272.19317
272.19317
272.19317
272.19317
272.19317
272.19317
272.19317
272.19317
272.19317
272.19317
272.19317
272.19317
272.19317
272.19317
272.19317
−25.84043
−25.84043
−25.84043
−25.84043
−25.84043
−25.84043
−25.84043
−25.84043
−25.84043
−25.84043
−25.84043
−25.84043
−25.84043
−25.84043
−25.84043
−25.84043
−25.84043
−25.84043
−25.84043
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
18/06/2004
Fracas
n6553f ai012
n6553f ai055
n6553f ai072
272.19341 −25.84039 01/05/2004 08 : 18 : 07 16.74 2.34
272.19341 −25.84039 01/05/2004 08 : 18 : 07 16.76 2.34
272.19341 −25.84039 01/05/2004 08 : 18 : 07 16.72 2.28
2.3 M71 GMOS@GEMINI
21
(l = 56◦ .74; b = −4◦ .56), apresenta avermelhamento E(B-V) = 0.27 ± 0.05 e módulo
de distância aparente (m-M)V = 13.60 ± 0.10 (Geffert & Maintz 2000). Ele exibe alta
metalicidade média, h[Fe/H]i = −0.73 (Harris 1996), e idade entre 10 a 12 bilhões de anos
(Grundahl 2002; Meissner & Weiss 2006). Dinescu et al. (1999) obtiveram as componentes
espaciais de velocidade (U, V, W) = (77 ± 14, −58 ± 10, −2 ± 14) kms−1 e uma baixa
excentricidade da órbita para M71, caracterizando-o como um tı́pico aglomerado globular
do disco espesso da Galáxia.
2.3.1
Fotometria e identificação das estrelas
O imageamento do campo de M71 e as observações espectroscópicas das 145 estrelas da
amostra foram obtidas utilizando o telescópio Frederick C. Gillett (Gemini Norte, 8m)
situado no Mauna Kea, Hawaii, Estados Unidos da América.
As pré-imagens do campo de M71 para a elaboração das quatro máscaras de observação
foram obtidas dia 18 de julho de 2002, com uma massa de ar média de 1.157. Elas foram
obtidas no filtro r− G0303, com comprimento de onda efetivo de 6300 Å. Foram feitas 4
exposições de 180 segundos com o CCD operando a 4e− /DN (elétrons por número de
dados, DN = data number) e ruı́do de leitura de 6.6e− . O campo coberto foi de 5 x 5
minutos de arco.
Como reportado pela equipe do GEMINI/GMOS6 , devido a um problema no WCS (World
Coodinate System) do GMOS todas as observações realizadas até o dia 12 de setembro de
2006 no Gemini Norte foram afetadas por um deslocamento de ∼5” de arco nas posições
ópticas (α,δ) das estrelas. Para corrigir deste efeito e corretamente determinar a fotometria das estrelas, um código escrito em linguagem de programação FORTRAN (FORmula
TRANslation) foi usado para deslocar de cerca de 5” de arco as coordenadas α,δ de diferentes bases de dados fotométricos de M71 da literatura. Abaixo descrevemos, passo
a passo, os procedimentos adotados para a obtenção das magnitudes das estrelas em
diferentes bases de dados.
1. Usando a ferramenta astronômica SkyCat plotamos as 145 estrelas da amostra sobre
a pré-imagem de M71 observada no Gemini Norte. Criamos, assim, nosso próprio
mapa de identificação (ver figuras 2.5 e 2.6) da observação seguindo as identificações
α,δ como originalmente dadas nas máscaras GMOS.
2. Escolhemos duas bases de dados fotométricos CCD de M71 no óptico: Cudworth
(1985) e comunicação privada em 2006 e Geffert & Maintz (2000). Além de compor
6
http://www.gemini.edu/sciops/instruments/gmos/gmosIndex.html
2.3 M71 GMOS@GEMINI
22
os melhores dados fotométricos BV de M71, estes trabalhos foram preferencialmente
selecionados por fornecerem informações relevantes para a amostra como completeza
e/ou a probabilidade de pertinência das estrelas ao aglomerado com base em estudos
de movimento próprio.
Cudworth (1985) apresenta movimentos próprios e fotometria visual para 350 estrelas de M71 limitadas à magnitude V = 16. Além disso, uma versão atualizada deste
trabalho foi-nos gentilmente cedida pelo Professor Ken Cudworth (comunicação privada, 2006), onde ele determinou novos movimentos próprios e realizou fotometria
BV para estrelas mais fracas (V > 16), somando 1522 estrelas
Por outro lado, Geffert & Maintz (2000) apresentam fotometria CCD BV para
4450 estrelas limitadas à magnitude V = 18.5 e cobrindo um campo de 20 x 20
minutos de arco. Eles também nos enviaram (comunicação privada, 2002) uma
pequena amostra de 318 estrelas, para as quais foi estimada uma probabilidade P
de pertinência ao aglomerado superior a 60%.
3. Levando em conta os resultados do código escrito em FORTRAN plotamos separadamente sobre a pré-imagem de M71 os dois conjuntos de dados fotométricos
listados acima. Tentamos desta forma criar dois outros mapas de identificação para
M71, um para a fotometria Cudworth (1985) e outro para Geffert & Maintz (2000).
Usando as ferramentas SkyCat, SAOImage DS9 e o nosso próprio mapa de identificação (item 1 acima), cada estrela da nossa amostra foi manualmente identificada
nos outros dois mapas de identificação construı́dos. Como será apresentado ao
longo deste trabalho, as estrelas mais fracas da amostra não foram identificadas nos
dois conjuntos de dados fotométricos para M71.
Após várias análises e comparações adotamos a fotometria Cudworth (1985) e atualização
de 2006 para a amostra. Na figura 2.7 apresentamos o diagrama cor-magnitude de M71
usando fotometria do Cudworth (1985). Vê-se que uma isócrona Yonsei-Yale (Kim et al.
2002), com [Fe/H] = −0.68, [α/Fe] = 0.00, de 12 bilhões de anos, deslocada por (m-M) V =
13.60 mag e E(B-V) = 0.27 mag (Geffert & Maintz 2000), ajusta-se de forma satisfatória
ao diagrama cor-magnitude de M71.
2.3.2
Espectroscopia
Os dados M71 GMOS@GEMINI fazem parte do Projeto Observacional GN-2002B-Q-42,
tendo Dr. Bruno Castilho (LNA), Dr. Ricardo Schiavon (Observatório Gemini Norte) e
a Professora Dra. Beatriz Barbuy (supervisora) como idealizadores.
2.3 M71 GMOS@GEMINI
23
Figura 2.5: Mapas de identificação para a amostra M71 mostrando a parte superior do
campo original de 5’ x 5’ de arco. Os eixos vetoriais Norte e Leste em cada mapa de
identificação estão, respectivamente, à direita e no sentido para cima nas figuras.
2.3 M71 GMOS@GEMINI
24
Figura 2.6: Mapas de identificação para a amostra M71 mostrando a parte inferior do
campo original de 5’ x 5’. Os eixos vetoriais Norte e Leste em cada mapa de identificação
estão, respectivamente, à direita e no sentido para cima nas figuras.
2.3 M71 GMOS@GEMINI
25
Figura 2.7: Diagrama cor-magnitude (V,B-V)0 de M71. (a): pontos pequenos: fotometria de Cudworth (1985) e atualização; pontos grandes: estrelas do programa; quadrados
abertos: estrelas do programa identificadas em Geffert & Maintz (2000). (b): apenas as
estrelas com probabilidade P de pertinência ≥ 80%. Os sı́mbolos são como dados acima.
Os parâmetros da isócrona Yonsei-Yale ajustada aos dados estão indicados na figura.
2.3 M71 GMOS@GEMINI
26
Os dados espectroscópicos foram obtidos dia 5 de agosto de 2002, com 2 exposições de
450 segundos em cada máscara. O tempo total de integração foi calculado com base nas
estrelas mais brilhantes do aglomerado e levando em conta o limite de saturação para as
estrelas da sequência principal presentes na amostra. Utilizou-se espectroscopia no modo
multi-objeto, a qual possibilita a detecção de centenas de estrelas de uma só vez, usando o
Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) descrito em detalhes em Hook et al. (2004).
Usou-se uma rede B600 (600 linhas/mm) com um comprimento de onda central em 5100
Å e fendas de 1 segundo de arco com uma binagem 20 x 20 ao longo da direção espacial
e do eixo de dispersão. Esta configuração resultou em espectros com uma resolução R
= 2000 (∆λ ∼ 3 Å), com uma dispersão de 0.09 nm/pı́xel. Vale salientar, porém, que
devido as diferentes distâncias das fendas ao bisector das máscaras na direção Norte-Sul, os
espectros apresentam diferentes coberturas em comprimento de onda. Outra caracterı́stica
dos espectros GMOS é a presença de duas descontinuidades (gaps) devido à separação de
cerca de 0.5 mm entre os três detectores CCDs usados. Os espectros cobrem uma ampla
faixa do visı́vel, estendem-se de 3700 a 6400 Å. Este intervalo espectral foi escolhido pois
a região do azul tem uma aplicação direta no estudo das galáxias em alto redshifts, onde
a região mais vermelha do espectro fica comprometida devido principalmente à emissão
e absorção de linhas telúricas. Outra vantagem é que o crowding de linhas atômicas
e moleculares de diferentes espécies e a conhecida variação na razão de abundâncias em
aglomerados globulares e em galáxias dificultam a modelagem da região azul de populações
simples e, sendo assim, esta região precisa ser melhor estudada. No conjunto de dados de
calibração, observou-se a estrela padrão espectro-fotométrica EG 131. A razão S/N por
pı́xel dos espectros varia de 10 a 70 na região da banda G em 4300 Å. As tabelas 2.3 e 2.4
trazem, respectivamente, o jornal das observações e uma descrição das imagens obtidas.
Tabela 2.3: Estrelas do programa M71 GMOS@GEMINI:
identificação das estrelas (1, como dada nas máscaras
GMOS e em Cudworth (1985)), coordenadas equatoriais (2)-(3), velocidade radial [km/s] (4), probabilidade P
de pertinência (5, como dada em Cudworth (1985) e em
comunicação privada de 2006), magnitude V (6), cores
(7)-(8).
ID
(1)
155
138
114
253
αJ2000
(2)
:
:
:
:
KC-141
KC-127
KC-136
KC-119
298.4016
298.3995
298.3962
298.4147
δJ2000
(3)
vr
(4)
+18.75612 16.13
+18.79042 -8.10
+18.76293 16.62
+18.81320 123.03
P
(5)
V
(6)
91
90
93
95
15.34
14.44
14.80
14.52
B-V (B-V)o
(7)
(8)
1.23
1.07
1.22
1.11
0.960
0.800
0.950
0.840
2.3 M71 GMOS@GEMINI
ID
(1)
1468† : ...
367 : KC-343
327 : 1-73
346 : KC-215
356 : 1-71
221 : 1-109
207 : 1639
291 : 1-95
306 : 1-75
751 : 1289
3791† : ...
1936 : 1280
390 : 1-66
1511 : 1-113
1124 : 1-88
69 : KC-202
7677 : 1346
51† : ...
488† : ...
7277 : KC-336
1351 : 1-45
573 : KC-196
505 : 1-34
1556 : 1-46
7498 : A4
917 : KC-200
1796 : 1134
458 : 1-43
6761 : ...
566 : KC-363
439 : ...
619 : 1355
1235 : 1670
640 : 1-48
122 : KC-303
1035 : 1600
787 : 1-59
292 : X
258 : KC-152
2984† : ...
27
Tabela 2.3 – continuação
αJ2000
δJ2000
vr
P
(2)
(3)
(4)
(5)
298.4188
298.4335
298.4268
298.4298
298.4318
298.4103
298.4085
298.4206
298.4229
298.4129
298.4245
298.4169
298.4382
298.4403
298.4363
298.4608
298.4740
298.4469
298.4532
298.4665
298.4507
298.4697
298.4574
298.4642
298.4715
298.4624
298.4556
298.4485
298.4591
298.4681
298.4450
298.4770
298.4834
298.4814
298.3969
298.3999
298.4237
298.4207
298.4158
298.4104
+18.77991
+18.79543
+18.78301
+18.79586
+18.79003
+18.77245
+18.79252
+18.76555
+18.79264
+18.78219
+18.79684
+18.77425
+18.77940
+18.79596
+18.76084
+18.81061
+18.79896
+18.77311
+18.78136
+18.79440
+18.79796
+18.79116
+18.78078
+18.79901
+18.77711
+18.80419
+18.80151
+18.79111
+18.77784
+18.77355
+18.77383
+18.79714
+18.79839
+18.79968
+18.77009
+18.77520
+18.80803
+18.73372
+18.73698
+18.77345
-4.63
10.66
-31.76
37.87
-22.45
23.54
-4.87
16.01
58.09
-1.69
32.12
1.80
-14.50
-11.98
5.84
43.91
87.14
-6.75
-1.78
17.59
39.18
23.10
-107.0
75.48
29.98
62.65
86.97
27.59
31.48
-74.33
17.75
12.77
93.59
62.93
-30.64
-17.97
48.60
-46.00
-2.72
-7.12
80
8
96
93
96
96
95
96
96
90
80
95
81
95
90
94
84
80
80
...
94
69
95
93
94
86
91
94
...
0
...
97
0
94
0
97
89
90
85
80
V
(6)
17.30
16.33
14.79
15.30
13.54
14.87
17.00
13.30
14.85
17.83
16.83
17.45
13.01
12.43
14.26
15.17
18.14
17.30
16.83
...
12.36
15.60
14.45
12.29
12.20
15.53
18.69
14.26
...
16.36
...
17.94
16.77
14.39
16.01
17.57
14.63
14.40
15.03
17.02
B-V (B-V)o
(7)
(8)
0.81
0.63
1.20
0.97
1.44
1.24
0.75
1.29
1.29
0.84
1.07
0.95
1.40
1.80
0.99
1.12
0.86
0.71
0.76
...
1.76
1.17
1.05
1.75
1.69
1.30
0.83
1.06
...
1.43
...
0.80
0.86
1.07
0.81
0.95
1.30
1.07
1.26
0.84
0.540
0.360
0.930
0.700
1.170
0.970
0.480
1.020
1.020
0.570
0.800
0.680
1.130
1.530
0.720
0.850
0.590
0.440
0.490
...
1.490
0.900
0.780
1.480
1.420
1.030
0.560
0.790
...
1.160
...
0.530
0.590
0.800
0.540
0.680
1.030
0.800
0.990
0.570
2.3 M71 GMOS@GEMINI
ID
(1)
328† : ...
1060 : ...
1294 : ...
792† : ...
13 : 1-79
232† : ...
402 : 1-87
4126 : ...
1633 : KC-374
2001 : 1-103
1873 : ...
10387 : KC-267
1958 : ...
921† : ...
526 : 1-53
484 : 1-55
6548 : 2071
1181 : 1058
1785 : 1-36
11860 : ...
5871 : ...
6079 : ...
7299 : ...
7453 : ...
1214 : 2084
951 : 2080
2154 : ...
1219 : 1356
1716 : ...
8009 : ...
654 : 1669
1926 : 1633
3 : 1995
338 : 1-107
391 : KC-234
223 : KC-300
314 : ...
1325 : 1-70
294 : 1308
4448 : ...
28
Tabela 2.3 – continuação
αJ2000
δJ2000
vr
P
(2)
(3)
(4)
(5)
298.4270
298.4140
298.4180
298.4254
298.4087
298.4123
298.4396
298.4290
298.4338
298.4317
298.4356
298.4380
298.4417
298.4650
298.4607
298.4526
298.4558
298.4628
298.4463
298.4575
298.4479
298.4502
298.4678
298.4694
298.4746
298.4727
298.4710
298.4765
298.4827
298.4805
298.4843
298.4001
298.3983
298.4283
298.4385
298.4105
298.4240
298.4343
298.4210
298.4327
+18.75018 -53.12
+18.77067 -2.37
+18.78680 -5.85
+18.79479 -24.60
+18.77783 34.37
+18.77188 -11.50
+18.76128 -12.73
+18.77043 -21.62
+18.78996 2.45
+18.76827 -20.97
+18.78181 -31.61
+18.77221 -34.8
+18.77365 -24.38
+18.77283 -4.46
+18.81613 40.67
+18.80644 48.75
+18.80534 -5.19
+18.79180 -22.38
+18.77901 -28.97
+18.80072 30.41
+18.79313 -57.30
+18.77050 -55.70
+18.80609 -63.31
+18.80521 36.21
+18.80516 32.43
+18.80355 48.11
+18.78277 -6.90
+18.79601 61.95
+18.79184 -29.50
+18.79990 -139.8
+18.80037 52.82
+18.78803 -22.54
+18.77371 3.43
+18.77441 0.02
+18.76578 18.32
+18.77746 5.90
+18.79783 113.38
+18.78580 18.25
+18.79190 37.53
+18.78299 0.11
80
80
...
80
51
80
95
...
0
89
...
39
...
80
95
92
90
93
64
...
...
...
...
...
60
82
...
0
...
...
0
97
98
90
81
26
...
92
0
...
V
(6)
16.52
...
...
16.64
13.99
16.84
14.37
...
16.27
14.33
...
15.69
...
16.53
12.97
14.26
19.85
17.79
12.79
...
...
...
...
...
19.00
18.08
...
17.92
...
...
17.26
17.28
16.92
13.70
15.59
16.11
...
14.43
16.31
...
B-V (B-V)o
(7)
(8)
0.70
...
...
1.03
1.43
1.06
1.05
...
1.23
0.87
...
0.44
...
0.72
1.61
1.10
1.05
0.80
1.25
...
...
...
...
...
0.91
0.77
...
0.98
...
...
1.28
1.01
1.11
1.13
0.12
1.12
...
1.09
0.83
...
0.430
...
...
0.760
1.160
0.790
0.780
...
0.960
0.600
...
0.170
...
0.450
1.340
0.830
0.780
0.530
0.980
...
...
...
...
...
0.640
0.500
...
0.710
...
...
1.010
0.740
0.840
0.860
0.150
0.850
...
0.820
0.560
...
2.3 M71 GMOS@GEMINI
ID
(1)
10218 : ...
3915 : ...
813 : ...
266 : KC-223
256 : KC-224
1934 : ...
206 : 1604
407 : 1-65
1693 : ...
1818 : ...
6868 : ...
1210 : 1342
2013 : ...
1161 : ...
6786 : ...
12299 : ...
888† : ...
7505 : ...
7573 : ...
452 : 1-21
10927 : ...
5964 : ...
1897 : ...
613 : 1378
641 : KC-191
651 : KC-170
720 : KC-125
4 : 2021
399 : 1-81
1282 : KC-298
1081 : ...
829 : KC-265
4482 : ...
1486 : ...
3909 : ...
1087 : ...
387 : ...
778 : ...
2045 : ...
1292† : ...
29
Tabela 2.3 – continuação
αJ2000
δJ2000
vr
P
(2)
(3)
(4)
(5)
298.4360
298.4260
298.4306
298.4171
298.4154
298.4136
298.4084
298.4402
298.4683
298.4662
298.4617
298.4741
298.4565
298.4523
298.4601
298.4637
298.4543
298.4702
298.4724
298.4475
298.4456
298.4495
298.4584
298.4761
298.4816
298.4838
298.4006
298.3983
298.4392
298.4108
298.4221
298.4352
298.4329
298.4293
298.4273
298.4247
298.4374
298.4201
298.4178
298.4159
+18.78151 -10.03
+18.78303 29.04
+18.77201 5.21
+18.77581 63.33
+18.76982 61.72
+18.78399 7.47
+18.77378 48.45
+18.78101 4.68
+18.80594 51.17
+18.80561 81.33
+18.80363 84.90
+18.80269 72.68
+18.80247 120.85
+18.80226 72.23
+18.73407 -11.68
+18.78218 12.36
+18.78301 3.27
+18.79745 60.95
+18.79126 93.07
+18.76873 4.58
+18.77864 219.80
+18.77822 11.88
+18.77371 -2.35
+18.78647 27.41
+18.79488 25.35
+18.75471 -15.25
+18.79778 57.44
+18.78664 -31.06
+18.77778 -0.78
+18.79258 -20.66
+18.77992 -2.77
+18.77724 -7.32
+18.79019 -21.82
+18.77786 -16.28
+18.78753 -17.13
+18.77539 -7.65
+18.79451 -9.97
+18.78474 -22.07
+18.78361 -26.96
+18.77535 -10.03
...
...
...
0
0
...
83
80
...
...
...
92
...
...
...
...
80
...
...
95
...
...
...
97
85
92
38
99
95
8
...
70
...
...
...
...
...
...
...
80
V
(6)
...
...
...
15.54
15.13
...
16.83
14.20
...
...
...
18.50
...
...
...
...
17.39
...
...
13.02
...
...
...
17.57
15.01
15.57
15.32
17.59
13.69
16.15
...
15.50
...
...
...
...
...
...
...
17.31
B-V (B-V)o
(7)
(8)
...
...
...
0.96
0.63
...
0.87
1.31
...
...
...
0.83
...
...
...
...
1.37
...
...
1.49
...
...
...
0.89
1.20
1.14
1.12
0.96
1.41
1.22
...
1.25
...
...
...
...
...
...
...
1.19
...
...
...
0.690
0.360
...
0.600
1.040
...
...
...
0.560
...
...
...
...
1.100
...
...
1.220
...
...
...
0.620
0.930
0.870
0.850
0.690
1.140
0.950
...
0.980
...
...
...
...
...
...
...
0.920
2.3 M71 GMOS@GEMINI
Tabela 2.3 – continuação
αJ2000
δJ2000
vr
P
(2)
(3)
(4)
(5)
ID
(1)
242 : 1281
212 : KC-128
5412 : ...
574 : ...
78 : 1341
1561 : ...
1894 : ...
881 : KC-252
7014 : ...
11907 : ...
523 : ...
2229 : ...
2153 : ...
513 : 1-11
5843 : 1-42
11331 : ...
1144 : ...
1815 : ...
616 : 1158
8076 : ...
1409 : ...
2.3.3
30
298.4135
298.4089
298.4417
298.4698
298.4731
298.4658
298.4537
298.4516
298.4625
298.4568
298.4605
298.4750
298.4674
298.4587
298.4474
298.4495
298.4455
298.4642
298.4767
298.4831
298.4810
+18.77435
+18.78764
+18.78268
+18.80458
+18.80265
+18.80221
+18.80117
+18.78288
+18.78173
+18.79274
+18.78475
+18.78421
+18.79044
+18.76193
+18.78542
+18.77523
+18.78746
+18.77378
+18.77737
+18.79152
+18.79049
21.63
-21.42
-11.30
66.35
51.13
55.75
81.02
-19.77
-22.03
-34.30
-11.23
14.80
1.29
1.72
-236.7
-18.35
-6.37
-12.25
-4.03
-8.45
-5.78
94
0
...
...
96
...
...
0
...
...
...
...
...
87
94
...
...
...
99
...
...
V
(6)
17.56
15.19
...
...
18.08
...
...
15.38
...
...
...
...
...
14.81
14.22
...
...
...
17.50
...
...
B-V (B-V)o
(7)
(8)
0.99
1.37
...
...
0.79
...
...
0.69
...
...
...
...
...
1.19
1.02
...
...
...
0.89
...
...
0.720
1.100
...
...
0.520
...
...
0.420
...
...
...
...
...
0.920
0.750
...
...
...
0.620
...
...
Redução de dados
A redução de dados em Astronomia constitui-se como uma das etapas fundamentais do
trabalho cientı́fico final, uma vez que é pelo processo de redução que removemos dos dados
brutos as assinaturas instrumentais para subsistir apenas as caracterı́sticas inerentes dos
objetos de estudo.
Os dados de M71 foram reduzidos usando os códigos especialmente desenvolvidos para
tratar espectros GMOS@GEMINI na versão atualizada do pacote IRAF. Foram feitas
correções de bias, flat-field, raios cósmicos, linhas de céu, calibração em comprimento de
onda usando a imagem da lâmpada de cobre-argônio e calibração em fluxo dos espectros.
2.3 M71 GMOS@GEMINI
31
Tabela 2.4: Descrição dos dados M71 GEMINI-GMOS, sob Projeto GN2002B-Q42.
Identificação
Descrição
Data de observação
Máscara 1: GN2002B-Q42-1
N20020802S0020.fits
N20020805S0071.fits
N20020805S0072.fits
N20020805S0073.fits
N20020805S0074.fits
Imagem
Imagem
Imagem
Imagem
Imagem
de lâmpada CuAr
de Calibração : Flat-Field
de Calibração : Flat-Field
Cientı́fica : M71
Cientı́fica : M71
02/08/2002
05/08/2002
05/08/2002
05/08/2002
05/08/2002
Máscara 2: GN2002B-Q42-2
N20020802S0021.fits
N20020805S0078.fits
N20020805S0076.fits
N20020805S0077.fits
Imagem
Imagem
Imagem
Imagem
de lâmpada CuAr
de Calibração : Flat-Field
Cientı́fica : M71
Cientı́fica : M71
02/08/2002
05/08/2002
05/08/2002
05/08/2002
Máscara 3: GN2002B-Q42-3
N20020802S0022.fits
N20020805S0082.fits
N20020805S0080.fits
N20020805S0081.fits
Imagem
Imagem
Imagem
Imagem
de lâmpada CuAr
de Calibração : Flat-Field
Cientı́fica : M71
Cientı́fica : M71
02/08/2002
05/08/2002
05/08/2002
05/08/2002
Máscara 4: GN2002B-Q42-4
N20020802S0023.fits
N20020805S0086.fits
N20020805S0084.fits
N20020805S0085.fits
Imagem
Imagem
Imagem
Imagem
de lâmpada CuAr
de Calibração : Flat-Field
Cientı́fica : M71
Cientı́fica : M71
02/08/2002
05/08/2002
05/08/2002
05/08/2002
Outras calibrações
N20020805S0023.fits
N20020805S0024.fits
N20020805S0025.fits
N20020805S0026.fits
N20020805S0027.fits
N20020806S0048.fits
N20020806S0049.fits
N20020807S0021.fits
N20020810S0071.fits
N20020810S0072.fits
N20020810S0073.fits
N20020810S0074.fits
N20020810S0075.fits
Imagem de Calibração : Bias
Imagem de Calibração : Bias
Imagem de Calibração : Bias
Imagem de Calibração : Bias
Imagem de Calibração : Bias
Estrela Padrão
Imagem de Calibração : Flat-Field
Imagem de lâmpada CuAr
Imagem de Calibração : Bias
Imagem de Calibração : Bias
Imagem de Calibração : Bias
Imagem de Calibração : Bias
Imagem de Calibração : Bias
05/08/2002
05/08/2002
05/08/2002
05/08/2002
05/08/2002
06/08/2002
06/08/2002
07/08/2002
10/08/2002
10/08/2002
10/08/2002
10/08/2002
10/08/2002
2.3 M71 GMOS@GEMINI
32
Figura 2.8: Imagem de calibração de bias nos três diferentes CCDs adotada para corrigir
as imagens cientı́ficas (superior) e a estrela padrão (inferior).
Subtração de bias pelo código gbias
O bias corresponde a um ruı́do adicional aos dados cientı́ficos no momento da leitura
dos CCDs, desta forma subtrair de bias significa corrigir as imagens destas interferências.
Processamos imagens de bias tanto para as imagens cientı́ficas quanto para a estrela
padrão. A figura 2.8 mostra um exemplo de imagem de bias para as observações GMOS
da amostra, onde se pode ver detalhes da estrutura espacial da imagem de bias. Os
nı́veis de contagens alcançados são de 740 ADU/pı́xel, 630 ADU/pı́xel e 365 ADU/pı́xel,
respectivamente, para os três detectores.
2.3 M71 GMOS@GEMINI
33
Figura 2.9: (a): flat-field normalizado e (b): flat-field combinado, na Máscara 2 do programa observacional.
Subtração de flat-field através do código gsflat
Todos os CCDs apresentam variações na eficiência quântica em todas as escalas, ou seja, os
detectores oferecem diferentes respostas em diferentes comprimentos de onda. Variações
pı́xel-a-pı́xel são pequenas, todavia a contribuição em escalas maiores precisa ser levada em
conta. Sendo assim, a finalidade do flat-fielding é corrigir, pı́xel-a-pı́xel, as imogeneidades
dos detectores.
Após várias iterações, o código gsflat produz uma imagem de flat-field normalizada e
outra combinada. Uma vez que os efeitos do flat field são multiplicativos, dividimos as
imagens dos objetos cientı́ficos pela imagem normalizada de flat-field. A imagem combinada, por sua vez, é adotada para a identificação automática das fendas para espectros
GMOS com base na exposição da lâmpada GCAL.
O código gsflat gerencia outros três programas e entre eles está o código gscut que automaticamente localiza e corta os espectros bidimensionais e gera um arquivo mutli-extensão
onde cada extensão corresponde a uma fenda da máscara. As imagens geradas em todas
as etapas do processo de redução foram cuidadosamente verificadas usando a ferramenta
SAOImage DS9 para evitar propagação de erros no resultado final e nesta fase verificamos a
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34
Figura 2.10: Imagem cientı́fica de M71 na máscara 2. Pode-se notar as separações ou gaps
entre os três CCDs (linhas escuras verticais na imagem). Mais detalhes são explicados no
corpo do texto.
normalização do flat-field (figura 2.9) e, sobretudo, a identificação automática das fendas.
Correção de raios cósmicos pelo código gscrrej
A figura 2.10 apresenta uma imagem cientı́fica de M71 na máscara 2. Podemos notar, ao
longo de cada CCD, os espectros (faixas brancas ao centro e paralelas à abscissa x), as
linhas de céu (faixas brancas retangulares e paralelas à ordenada y) e os raios cósmicos
(alguns pontos brancos espalhados sobre a imagem). Os raios cósmicos foram removidos
das imagens através da código gscrrej, fixando uma resolução instrumental de 7 pı́xeis
com base na largura à meia altura de linhas de céu.
Calibração em comprimento de onda através do código gswavelength
Calibrar em comprimento de onda significa converter a escala dos espectros de unidade
de imagem [pı́xel] em escala de comprimento de onda [Å, por exemplo]. A calibração em
comprimento de onda é feita usando espectros de comparação, que no nosso caso foi o espectro de arco de uma lâmpada cobre-argônio (CuAr) obtida com a mesma configuração
espectroscópica que as imagens cientı́ficas (os espectros de ciência de M71). Como os
comprimentos de onda de laboratório de linhas espectrais de CuAr são bem conhecidos,
torna-se possı́vel traçar uma relação entre o comprimento de onda e a unidade de informação do CCD [pı́xel] usando o espectro CuAr. Na redução de dados o processo de
2.3 M71 GMOS@GEMINI
35
Figura 2.11: Exemplo de uma imagem de lâmpada usada para calibrar os espectros em
comprimento de onda.
calibração em comprimento de onda requer muitas interações para garantir a qualidade
no resultado final, principalmente quando se trabalha no modo multi-objeto.
Desta forma, em linhas gerais, o código gswavelength faz um ajuste em duas dimensões
[x,y] para cada fenda. No nosso escolhemos polinômios de Chebyshev com ordem variando
de 4 a 6. A idéia principal nesta etapa do procedimento é retirar os pontos mais distantes
da curva do ajuste, ou seja, as linhas espectrais que não foram corretamente identificadas.
Dado o conjunto total de pontos e a resolução dos espectros, adotamos uma dispersão de
corte de 0.30 Å. Obtivemos, ao final, um padrão aleatório de resı́duos. Caso a calibração
não tivesse sido satisfatoriamente efetuada verı́amos uma tendência senoidal dos resı́duos.
A figura 2.11 mostra o exemplo de uma imagem CuAr usada para a identificação das
linhas e calibração em comprimento de onda.
Combinando espectros pelo código gemcombine
O passo seguinte à calibração em comprimento de onda dos espectros foi combiná-los
usando o código gemcombine. A combinação de mais de uma imagem de um mesmo
espectro é importante pois aumenta a razão sinal-ruı́do do espectro final. No entanto,
para combinar as imagens, ou espectros bidimensionais, deve-se antes verificar se as linhas
de céu e as fendas estão na mesma posição para todas as imagens e também se não há
grandes diferenças nas intensidades. Estes aspectos foram verificados em cada imagem
2.3 M71 GMOS@GEMINI
36
Figura 2.12: Exemplo de uma imagem subtraı́da de céu para uma das máscaras de M71.
Nota-se que há ainda alguns resı́duos de céu, sobretudo as linhas mais intensas.
via o SAOImage DS9.
Subtração do céu através do código gsskysub
Para a subtração do céu utilizamos o código gsskysub. Esta etapa também demanda
atenção especial no processo de redução de dados, principalmente quando se trabalha com
espectros de baixa resolução, pois consiste em marcar a região do espectro que equivale à
contribuição do céu. As regiões correspondentes ao céu foram marcadas visualizando-se
cada espectro bidimensional no SAOImage DS9. A região em pı́xel marcada foi escolhida
de forma a evitar as linhas de céu, pois caso contrário a intensidade das linhas ficaria
deslocada de uma certa constante e a razão sinal-ruı́do diminuiria (ver figura 2.12).
Extração dos espectros pelo código gsextract
Os espectros unidimensionais foram extraı́dos através do código gsextract, definindo
interativamente a abertura para cada espectro. Para maximizar a razão sinal-ruı́do é
recomendado pela equipe GEMINI-GMOS a utilização de uma abertura correspondente a
cerca de 1.2 da largura à meia altura do perfil do sinal. As funções polinomiais aos pontos
são escolhidas de tal forma a ajustarem-se muito bem às extremidades dos espectros e a
garantirem uma baixa dispersão dos pontos.
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37
Calibração em fluxo
Calibrar os espectros em fluxo envolve diferentes informações sobre os espectros, condições
de observação e ainda a redução da estrela padrão.
• Redução da estrela padrão
Com o intuito de calibrar os espectros de M71 em fluxo observou-se a estrela padrão
EG 131 com a mesma rede de difração, com o mesmo comprimento de onda central,
massa de ar e binning das imagens cientı́ficas. Todos os procedimentos descritos
acima para a redução dos espectros de M71 foram aplicados na redução da estrela
padrão. A única diferença no processo é que a redução da padrão faz-se ao modo
long-slit do GMOS, com suas próprias imagens de bias e flat-fields.
Com a redução e calibração da estrela padão obtivemos a função de sensibilidade que
representa a resposta dos instrumentos utilizados na aquisição dos dados. Através
do código sensfunc obtem-se a função de sensibilidade pela comparação do espectro observado da estrela padrão a um banco de dados do GEMINI-GMOS contendo
informações sobre a estrela.
Em resumo, o que o código gstandard faz ao calibrar a estrela padrão é (i) processar, a partir de um banco de dados, a distribuição de energia para a estrela padrão
observada; (ii) corrigir a distribuição de energia pela extinção atmosférica para o
sı́tio de observação; (iii) comparar esta distribuição de energia corrigida com a do
espectro padrão observado e, por último, iv) derivar a função de sensibilidade (ver
figura 2.13) que fornece a resposta total do sistema.
• Calibração em fluxo pelo código gscalibrate
Nesta última etapa, atentando-se para a massa de ar e extinção atmosférica para
Mauna Kea, o código gscalibrate aplica a função de sensibilidade a cada espectro
observado. Como resultado do processo obtivemos os 145 espectros do aglomerado
globular rico em metais M71 extraı́dos e calibrados em fluxo, como mostra a figura
2.14.
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Figura 2.13: Função de sensibilidade obtida para a estrela EG 131 aplicada a todos os
espectros de M71.
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39
Figura 2.14: Exemplo de espectros calibrados em fluxo. Superior: espectro da estrela
padrão EG 131. Inferior: espectro da estrela 484 (1-55, V = 14.26) observada com a
máscara 2. Nota-se alguns ı́ndices espectrais de interesse e os gaps devido à separação dos
3 CCDS.
Capı́tulo 3
NGC 6553: aglomerado globular
traçador do bojo da Galáxia
Neste capı́tulo faremos uma breve revisão de alguns dos trabalhos focados na análise
quı́mica de populações estelares do bojo da Galáxia e, particularmente, em NGC 6553,
e sobre os cenários que buscam explicar a formação do bojo Galáctico. Em seguida apresentamos a análise, resultados e interpretação da investigação quı́mica detalhada realizada
para a amostra NGC 6553 UVES@VLT.
3.1
Introdução — o bojo Galáctico
Embora os bojos de galáxias estejam associados às regiões de intensa formação estelar e,
por isso mesmo, sejam considerados uma das componentes mais importantes e interessantes para o estudo da formação e evolução de galáxias no universo, o bojo da Via-Láctea
não foi ainda satisfatoriamente estudado e se configura como a estrutura menos explorada
da Galáxia, sobretudo do ponto de vista das abundâncias quı́micas. A razão principal é o
alto valor de extinção interestelar do bojo, adicionados à problemas de acúmulo de estrelas
numa certa região (crowding) e às grandes distâncias envolvidas, o que dificulta a realização de trabalhos de alta-resolução espectral envolvendo análises quı́micas detalhadas
mesmo em época dos grandes telescópios e espectrógrafos.
Como mostra Dwek et al. (1995), o bojo da nossa Galáxia cobre uma região de cerca de
0◦ . |b| . 20◦ em latitude galáctica e apresenta uma estrutura triaxial que lembra uma
barra com razões de eixo dadas por 1:0.33 ± 0.11:0.23 ± 0.08. Esta estrutura classifica a
Via-Láctea como sendo o protótipo de uma galáxia espiral barrada.
Em termos de luminosidade, cuja contribuição deve-se principalmente às estrelas do tipo
3.1 Introdução — o bojo Galáctico
41
K e M, o bojo alcança uma luminosidade integrada da ordem de ∼ 109 L e compõe uma
fração importante da massa da Galáxia (M ≈ 1.3 x 1010 M ). Cinematicamente o bojo
é uma componente intermediária entre a população dinamicamente quente do disco e a
população dinamicamente fria do halo da Galáxia (Kormendy & Kennicutt 2004).
Há quase 50 anos, quando surgiram os primeiros modelos tentando explicar o processo
de formação da Galáxia (ver capı́tulo 1), os resultados observacionais focavam apenas
nas populações estelares do disco e do halo, uma consequência natural das limitações
observacionais da época. Desta forma, estes primeiros modelos não incluiam o bojo da
Galáxia como uma estrutura independente e com suas próprias caracterı́sticas.
Agora, com a construção de telescópios de grande porte e melhorias nas técnicas de
observação, as populações estelares do bojo da Galáxia têm sido alvo de vários estudos
quı́micos detalhados buscando responder questões fundamentais sobre a origem e evolução
do bojo e da própria Galáxia. Abaixo destacamos os principais trabalhos realizados
envolvendo muitas destas populações estelares do bojo da Galáxia.
Estrelas gigantes de campo de tipos K e M
McWilliam & Rich (1994) fizeram a primeira análise quı́mica detalhada para 11 estrelas
gigantes de tipo K na janela de Baade (l = 1◦ , b = −4◦ ). Neste trabalho clássico,
usando um telescópio de 4 m e espectros de R = 17000 e S/N = 50, eles caracterizaram
espectroscopicamente a MDF do bojo (−1≤ [Fe/H] ≤ 0.45) e obtiveram as abundâncias
quı́micas de outras espécies atômicas desde o lı́tio até o európio.
Desde então muitos trabalhos têm procurado caracterizar o padrão de abundâncias quı́micas
de estrelas gigantes de tipos K e M do bojo Galáctico usando dados de alta qualidade
no óptico (Castro et al. 1996; Fulbright et al. 2006; Zoccali et al. 2006; Lecureur et al.
2007; Fulbright et al. 2007) e no infravermelho (Ramı́rez et al. 2000; Rich & Origlia 2005;
Cunha & Smith 2006; Rich et al. 2007; Meléndez et al. 2008).
Estrelas anãs e gigantes via microlentes gravitacionais
Fisicamente, um evento microlente gravitacional está relacionado ao efeito lentes gravitacionais descrito em Zwicky (1937) sendo que em eventos de microlentes os objetos de
pequenas massas como planetas ou estrelas compõem a lente e, neste caso, embora o
desvio da luz seja imperceptı́vel, o brilho aparente da fonte varia drasticamente, o que
permite que o evento seja monitorado. Devido ao crowding observado no bojo da Galáxia,
eventos de microlente gravitacionais são frequentes e úteis para traçar a formação desta
componente Galáctica.
Nos últimos 10 anos, eventos de microlente gravitacional têm sido usados para determinar
3.1 Introdução — o bojo Galáctico
42
as abundâncias quı́micas de objetos fracos, em particular estrelas anãs do bojo da Galáxia.
Minniti et al. (1998) determinaram a abundância de lı́tio para 97 BLG 45, uma estrela da
sequência principal no bojo da Galáxia, cuja amplificação foi detectada dentro do projeto
MACHO (Massive Compact Halo Objects). Quatro anos depois, Minniti et al. (2002)
observaram o evento GSC2.2-S222123214159 de microlente gravitacional e determinaram a
metalicidade e a abundância de oxigênio para uma estrela gigante. Recentemente, 3 outras
estrelas anãs tipo espectral G — OGLE-2006-BLG-265, MOA-2006-BLG-099S e OGLE2007− BLG-349S —, tiveram as suas abundâncias calculadas em eventos de microlentes
gravitacionais (Johnson et al. 2007, 2008; Cohen et al. 2008).
Nebulosas planetárias
As nebulosas planetárias, estágios finais da evolução de uma estrela tipo Sol, são também
utéis para desvendar a história de enriquecimento quı́mico de galáxias, principalmente em
regiões de alto avermelhamento e que envolvem grandes escalas de distância como o bojo
da Galáxia. Além disso, muitas das transições atômicas que são facilmente detectadas
nestes objetos dificilmente serão medidas em estrelas. Consequentemente, as abundâncias
quı́micas das nebulosas planetárias refletem as condições da nuvem interestelar à época
de formação destes objetos, o que traz vı́nculos observacionais interessantes para estudar
os processos nucleares e de mistura que aconteceram na estrela progenitora.
Há na literatura determinação de abundâncias para o oxigênio, nitrogênio, enxofre, argônio
além de outras linhas espectrais importantes para nebulosas planetárias do bojo da
Galáxia (Ratag et al. 1997; Cuisinier 2000; Escudero & Costa 2001; Zhang & Liu 2003;
Wang & Liu 2007; Maciel et al. 2007).
Aglomerados globulares
Analisando o diagrama cor-magnitude de aglomerados globulares, Ortolani et al. (1995)
foram os primeiros a demonstrar que efetivamente o bojo enriquecido em metais da
Galáxia é velho (& 10 Ganos), contrariamente ao que se pensava até então uma vez
que o bojo era comparado à população pobre e velha do halo.
Barbuy et al. (1998) apresentaram os parâmetros fundamentais para 16 aglomerados globulares dentro de 5◦ do centro da Galáxia e apresentaram seus parâmetos básicos: E(B-V),
distânica e metalicidade [Fe/H].
Com dados de alta resolução e alta razão S/N, NGC 6553 e outros aglomerados globulares
pobres e ricos em metais do bojo têm sido quimicamente explorados: Terzan 4 ([Fe/H]=
−1.60, Origlia & Rich (2004)); HP-1 ([Fe/H]= −1.00, Barbuy et al. (2006)); NGC 6558
([Fe/H]= −0.97, Barbuy et al. (2007)); UKS 1 ([Fe/H]= −0.78, Origlia et al. (2005b));
NGC 6539 ([Fe/H]= −0.76, Origlia et al. (2005b)); NGC 6342 ([Fe/H]= −0.60, Origlia
3.1 Introdução — o bojo Galáctico
43
et al. (2005a)); NGC 6388 ([Fe/H]=−0.44, Carretta et al. (2007)); NGC 6441 ([Fe/H]=
−0.39, Gratton et al. (2006)); Liller 1 ([Fe/H] = −0.30, Origlia et al. (2002)); Terzan
5 ([Fe/H]= −0.21, Origlia & Rich (2004)) e NGC 6528 ([Fe/H]= −0.11, Carretta et al.
(2001); Zoccali et al. (2004); Origlia et al. (2005a)).
No caso particular de NGC 6553, embora observacionalmente localizado em baixa latitude
galáctica (l = +5◦ .25; b = −3◦ .03) e projetado na direção do centro galáctico (ver figura
2.1), seu valor de extinção interestelar EB−V = 0.63 mag é considerado baixo quando
comparado a outros aglomerados globulares ricos em metais num raio Rgal < 3 kpc do
centro da Galáxia. Ademais, sua alta luminosidade MV = −0.77 mag (Harris 1996)
contribui para que NGC 6553 esteja entre os mais bem estudados aglomerados do bojo.
Ainda assim, poucas estrelas (N < 15) de NGC 6553 foram estudadas com dados de
alta qualidade: (i) Barbuy et al. (1992) analisaram 1 estrela gigante usando observações
CCD com R ∼ 20000; (ii) Barbuy et al. (1999b), utilizando uma resolução R ∼ 20000,
analisaram 2 estrelas gigantes; (iii) Cohen et al. (1999), com R ∼ 34000, analisaram 5
estrelas do ramo horizontal; (iv) usando a banda H do infravermelho próximo e resolução
R ∼ 25000, Origlia et al. (2002) estudaram 2 estrelas, enquanto que (v) Meléndez et al.
(2003), também usando dados no infravermelho, analisaram 5 estrelas gigantes a uma
resolução R ∼ 50000.
As propriedades inerentes de idade, cinemática, dinâmica e abundâncias quı́micas no
óptico e no infravermelho das populações sumariamente citadas acima, mais aspectos
morfológicos do bojo da Galáxia, revelam que esta compontente é velha e enriquecida
em metais, com propriedades similares a de outras componentes esferoidas no universo
como as galáxias elı́pticas (Renzini 2006). Estas caracterı́sticas intrı́nsecas contemplam
dois cenários básicos que tentam explicar a formação do bojo de galáxias espirais como a
nossa própria (ver Kormendy & Kennicutt 2004, para uma discussão detalhada).
O primeiro cenário, ou bojo clássico, baseia-se na idéia de formação monolı́tica da Galáxia.
O bojo seria formado durante o colapso da nuvem protogaláctica onde a taxa de formação
estelar no centro cresce bastante devido a alta densidade do gás na região. Dentro do
contexto da cosmologia moderna o bojo seria fruto de subsequentes fusões (mergings)
após o colapso da nuvem primordial (Kauffmann 1996).
Por outro lado, amparado por simulações numéricas, no segundo cenário, ou pseudo-bojo,
a formação ocorre a partir de instabilidades dinâmicas (como por exemplo braços espirais
e barras) no disco destas galáxias. Neste cenário de evolução secular o bojo forma-se
numa escala de tempo superior ao tempo dinâmico de galáxias.
Voltaremos, ao longo deste trabalho, a muitos dos aspectos particulares — prós e contra
3.2 Parâmetros estelares
44
— de cada cenário proposto para a formação do bojo e/ou aglomerados globulares da
Galáxia. Segue abaixo a descrição detalhada da análise e obtenção das abundâncias
quı́micas para a amostra NGC 6553 UVES@VLT.
3.2
3.2.1
Parâmetros estelares
Velocidades radiais
Estatisticamente, medidas de velocidades radiais com alta precisão em estrelas de aglomerados globulares são usadas para estudar a simetria e a complexidade da evolução
dos aglomerados globulares, como por exemplo efeitos dinâmicos internos e externos e
efeitos de rotação. Do ponto de vista cinemático, a determinação de velocidades radiais observadas (vr ) em espectros de alta-resolução de aglomerados globulares constitui-se
como um dos critérios seletivos para ratificar a probabilidade de pertinência das estrelas
ao aglomerado. Além disso, este parâmetro possibilita o estudo de possı́veis misturas
(blends) de linhas telúricas na região de linhas espectrais importantes em absorção como,
por exemplo, a região da linha proibida de oxigênio [OI] 6300Å.
As velocidades radiais da amostra NGC 6553 UVES@VLT foram obtidas através código
automático DAOSPEC (Dunlop Astrophysical Observatory Spectroscopy) escrito em FORTRAN pelo pesquisador P. Stetson do Dominion Astrophysical Observatory do Herzberg
Institute of Astrophysics, Canadá.
Em linhas gerais, usando imagens FITS (Flexible Image Transport System) ou IRAF
(*.imh), o código funciona da seguinte maneira : dada uma lista de linhas atômicas e
parâmetros especı́ficos para o ajuste do espectro observado, como por exemplo a largura
a meia altura dos espectros (FWHM, Full Width at Half Maximum) e a cobertura em
comprimento de onda λ, DAOSPEC (i) encontra automaticamente o máximo possı́vel das
linhas em absorção definidas na lista, (ii) ajusta o continuum usando um polinômio
de Legendre com ordem previamente especificada, (iii) mede as larguras equivalentes
admitindo que as linhas têm perfil gaussiano e (iv) determina a velocidade radial observada
(vr ) de cada estrela utilizando a equação clássica do desvio Doppler z1 , que relaciona os
comprimentos de onda das linhas como observadas nos espectros (λobs ) e como dada em
laboratório (λlab ) com a velocidade radial. Na figura 3.1 nós apresentamos para a estrela
NGC 6553 267092, um exemplo dos espectros de saı́da do DAOSPEC.
Em seguida, usando o código rvcorrect do IRAF, obtivemos a correção das velocidades
1
z = (λobs - λlab )/(λlab ) e vr = z*c, onde c é a velocidade da luz.
blueshift: z < 0.
Redshift:
z > 0;
3.2 Parâmetros estelares
45
Figura 3.1: NGC 6553 267092 (a) Espectro observado. (b) Polinômio de Legendre usado
na normalização do continuum. (c) Espectro dos resı́duos. (d) Uma pequena região
espectral (5852 ≤λ ≤ 5864 Å) do espectro observado com algumas linhas em absorção
identificadas.
3.2 Parâmetros estelares
46
radiais observadas ou correção heliocêntrica para as componentes do movimento do observador na direção da observação. Desta forma, atentando-se para as coordenadas equatoriais, data e época de observação, tempo universal dos objetos, além de informações sobre o
observatório como a altura, latitude e longitude, a correção é feita para as componentes da
velocidade diurnal (rotação da Terra), da velocidade lunar (movimento do centro da Terra
sobre o baricentro Terra-Lua), da velocidade anual (movimento do baricentro Terra-Lua
sobre o centro do Sol) e da velocidade solar (movimento do Sol relativo ao sistema local de
referência). A correção heliocêntrica somada aos valores das velocidades radiais Doppler
observadas, permite a obtenção das velocidades radiais heliocêntricas (v hr ).
Encontramos uma vhr média de −0.27 ± 1.99 (σ = 3.98, 4 estrelas) kms−1 para a amostra.
Este resultado está em bom acordo com os encontrado na literatura. Na compilação
de Harris (1996), NGC 6553 apresenta uma velocidade radial média de vr = −6.5 ± 2.7
kms−1 . Rutledge et al. (1997) determinaram um valor de 8.4 (σ = 8.4, 21 estrelas) kms−1 ,
enquanto que Coelho et al. (2001) determinaram a velocidade radial média de NGC 6553
com base em diferentes métodos e encontraram um valor médio de −1 kms−1 . Numa
análise recente, com base em 5 estrelas gigantes deste aglomerado e com observações feitas
no infravermelho usando o PHOENIX@GEMINI, Meléndez et al. (2003) determinaram
uma velocidade radial heliocêntrica média de vhr = +1.6 (σ = 6) kms−1 . Dado que os nossos
espectros apresentam um poder resolutor R2 de aproximadamente 55000, estimamos uma
resolução em velocidade da ordem de 5.45 kms−1 para os nossos espectros.
Com a finalidade de criarmos imagens corrigidas pelo desvio Doppler usamos o código
dopcor do pacote onedspec do IRAF. Conhecendo-se a vr ou equivalentemente o desvio
z, o código desloca os espectros para seus respectivos comprimentos de onda de laboratório.
A principal vantagem em deslocar os espectros é a identificação precisa das linhas para o
cálculo manual das larguras equivalentes e/ou comparação dos espectros observados com
os espectros sintéticos.
3.2.2
Larguras equivalentes
Os estudos detalhados de abundâncias de elementos quı́micos em estrelas de aglomerados
globulares servem como vı́nculos observacionais importantes não somente aos cenários de
formação destes objetos, mas também da própria galáxia hospedeira. Sendo assim, com
o intuito de aumentar a acurácia dos resultados numa análise fina de linhas individuais,
faz-se necessário que as larguras equivalentes (Wλ ) estejam bem medidas. Necessita-se
também de boa precisão nos parâmetros atômicos (função de partição, força de oscilador,
2
R = λ/∆λ, onde ∆λ ∼ FWHM.
3.2 Parâmetros estelares
47
coeficientes de alargamento das linhas) e um adequado modelo de atmosferas estelares.
As Wλ descrevem a área sob o perfil da linha limitada pelo continuum, o que faz com que
estas dependam da largura (FWHM) das linhas. Por serem diretamente proporcionais
ao número de átomos absorvedores as Wλ funcionam como indicadores da absorção (ou
emissão) das linhas espectrais. Fisicamente, as Wλ constituem uma medida global da
intensidade das linhas, o que favorece as comparações entre medidas realizadas por diferentes métodos e instrumentos. As Wλ das estrelas do programa, como dito na seção
anterior, foram medidas automaticamente pelo código DAOSPEC assumindo perfil gaussiano para as linhas. Como discutido em Alves-Brito (2004) a partir de comparações
manuais de Wλ obtidas com o IRAF, um ajuste gaussiano é uma aproximação plausı́vel
para a maioria dos perfis de linhas que nos interessam em espectros de estrelas gigantes
frias com dados de qualidade, ou seja, as linhas moderadas cujas larguras equivalentes
variam de 10 < Wλ < 150 mÅ.
Na tabela 3.1 nós mostramos as Wλ e respectivas medidas de incertezas (colunas de 5-8)
como calculadas por DAOSPEC para diversas linhas de Fe I e Fe II nas quatro estrelas
analisadas de NGC 6553. A coluna 3 da tabela refere-se ao potencial de excitação do
nı́vel mais baixo da transição dada em eletron volts [eV]. Os valores parametrizados da
força de oscilador (loggf, coluna 4) para as linhas de Fe I foram adotados da base NIST
(National Institute of Standards & Technology) de dados atômicos (Martin et al. 2002;
Fuhr & Wiese 2006), enquanto que para as linhas de Fe II foram adotados os valores
normalizados de Meléndez & Barbuy (2008). Naturalmente que nem todas as linhas de
ferro foram utilizadas para a determinação de metalicidade. Mais detalhes serão dados
na seção relativa à obtenção das metalicidades.
Assumindo ainda que os espectros estejam livres de quaisquer efeitos instrumentais, que
o continuum local seja constante e que o perfil das linhas seja de fato gaussiano, Cayrel
(1988) desenvolveu uma equação matemática capaz de verificar as incertezas sobre W λ
em dados de alta qualidade como os que estamos analisando:
σ Wλ =
1.5 √
ωδx
S/N
(3.1)
onde σ Wλ é a incerteza em Wλ , S/N [pix−1 ] é a razão sinal-ruı́do, ω [Å] é a largura total
à meia altura da linha espectral ou FHWM e δx [Åpix−1 ] é a dispersão.
Para valores tı́picos deste trabalho (hS/Ni = 110, w ∼ 0.15 Å e δx = 0.0147 Åpix−1
estimamos uma incerteza σ Wλ = 0.6 mÅ. Isto representa uma incerteza de 4% para
medidas de linhas fracas (Wλ = 15 mÅ) e menor que 1% para linhas mais intensas (Wλ
3.2 Parâmetros estelares
48
= 150 mÅ). Como a equação 3.1 é altamente dependente de S/N e não leva em conta
incertezas devido à localização precisa do continuum, o valor de σ Wλ é subestimado.
Como dispúnhamos de espectros de alta resolução e alta razão S/N , estas incertezas são
estatisticamente desprezı́veis sobre os resultados das abundâncias de ferro.
Tabela 3.1: Larguras equivalentes medidas e respectivas incertezas:
Wλ ± σWλ [mÅ]. Os valores de loggf adotados na coluna (4) são
do NIST (Martin et al. 2002; Fuhr & Wiese 2006)para as linhas de
Fe I e de Meléndez & Barbuy (2008) para as linhas de Fe II.
DAOSPEC
λ [Å]
(1)
Íon
(2)
χexc [eV]
(3)
loggf
(4)
II-85
(5)
II-64
(6)
III-8
(7)
267092
(8)
4788.751
4794.355
4798.265
4798.731
4808.147
4809.940
4859.741
4867.528
4873.752
4875.875
4924.770
4939.686
4946.385
4950.104
4961.915
4962.565
4969.916
4993.358
4994.129
4999.114
5000.743
5016.476
5054.642
5058.496
5068.765
5074.748
5090.767
5141.739
5151.910
5162.292
5194.941
5197.577
5197.929
5223.187
5228.403
5232.939
5234.625
5236.205
5242.491
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe II
Fe I
Fe I
Fe II
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe II
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe II
Fe I
Fe I
3.237
2.424
4.186
1.608
3.251
3.573
2.876
1.608
3.301
3.332
2.279
0.859
3.368
3.417
3.634
4.178
4.217
2.806
0.915
4.186
2.778
4.256
3.640
3.642
2.940
4.220
4.256
2.424
1.011
4.178
1.557
3.230
4.301
3.635
4.220
2.940
3.221
4.186
3.634
-1.805
-4.051
-1.537
-4.244
-2.789
-2.719
-0.860
-4.701
-3.059
-2.016
-2.222
-3.339
-1.180
-1.665
-2.277
-1.277
-0.699
-3.660
-3.079
-1.742
-4.540
-1.683
-2.140
-2.830
-1.227
-0.196
-0.410
-2.146
-3.323
0.023
-2.090
-2.170
-1.636
-2.388
-1.287
-0.199
-2.180
-1.733
-0.838
116.3 ± 5.76
79.1 ± 6.35
70.9 ± 3.94
109.7 ± 5.20
65.3 ± 5.67
48.7 ± 3.63
198.5 ± 7.65
81.7 ± 4.81
42.3 ± 2.52
97.9 ± 4.18
166.3 ± 9.86
221.1 ± 3.35
146.6 ± 4.11
101.3 ± 7.60
83.5 ± 2.82
76.6 ± 2.78
105.9 ± 7.28
52.7 ± 2.92
213.0 ± 3.76
68.0 ± 6.13
—
54.7 ± 3.39
82.6 ± 4.73
30.6 ± 6.86
143.4 ± 3.43
106.6 ± 5.28
138.4 ± 5.31
138.4 ± 0.53
234.6 ± 4.14
119.9 ± 6.18
261.6 ± 7.51
53.2 ± 6.76
47.4 ± 6.00
63.9 ± 4.91
88.2 ± 6.48
245.9 ± 8.30
47.8 ± 7.32
41.5 ± 3.92
103.9 ± 4.79
108.5 ± 6.22
52.2 ± 5.33
63.6 ± 3.89
95.4 ± 7.12
72.8 ± 4.00
42.6 ± 5.48
185.3 ± 7.38
55.3 ± 7.65
42.3 ± 5.65
101.9 ± 4.34
153.8 ± 6.55
186.6 ± 6.35
134.9 ± 5.22
112.0 ± 4.47
67.6 ± 3.69
74.0 ± 3.96
103.6 ± 5.60
51.8 ± 4.21
184.6 ± 3.75
56.3 ± 4.16
17.1 ± 2.92
60.5 ± 2.87
73.2 ± 3.08
32.0 ± 4.01
151.4 ± 4.33
130.7 ± 4.72
107.4 ± 3.75
131.7 ± 4.34
186.3 ± 4.72
153.1 ± 4.36
188.6 ± 5.23
71.1 ± 3.95
51.6 ± 4.15
55.5 ± 3.84
82.1 ± 3.18
190.2 ± 14.13
88.2 ± 3.24
42.7 ± 4.49
121.5 ± 3.82
99.9 ± 4.35
39.3 ± 3.90
74.1 ± 2.82
92.5 ± 3.31
64.1 ± 3.19
44.7 ± 4.23
172.1 ± 5.73
58.4 ± 3.56
36.3 ± 3.20
92.8 ± 3.43
158.2 ± 4.65
174.5 ± 4.42
120.3 ± 4.01
102.5 ± 3.37
64.5 ± 3.66
76.7 ± 3.58
101.8 ± 3.55
48.7 ± 2.51
164.9 ± 4.98
47.0 ± 12.06
21.8 ± 2.79
48.5 ± 3.08
66.1 ± 4.75
27.5 ± 2.46
150.5 ± 3.54
124.5 ± 4.11
116.8 ± 3.40
128.8 ± 7.92
149.7 ± 6.84
158.9 ± 6.39
186.0 ± 4.99
80.5 ± 3.20
49.3 ± 4.29
58.7 ± 4.57
86.9 ± 2.73
159.7 ± 15.67
89.9 ± 2.06
48.8 ± 5.34
115.2 ± 4.25
96.5 ± 3.94
46.1 ± 3.41
63.3 ± 3.22
94.9 ± 3.58
60.2 ± 2.45
39.4 ± 2.20
173.2 ± 6.17
49.3 ± 3.65
15.3 ± 3.98
87.2 ± 2.74
141.9 ± 4.25
169.2 ± 4.89
126.2 ± 2.79
109.2 ± 3.41
66.6 ± 2.85
72.5 ± 2.23
96.8 ± 2.97
51.1 ± 3.06
158.8 ± 4.78
55.6 ± 2.50
19.7 ± 3.25
49.2 ± 2.72
64.9 ± 2.33
28.0 ± 3.29
140.9 ± 3.62
121.1 ± 3.01
105.1 ± 4.10
122.0 ± 3.15
158.1 ± 3.13
161.6 ± 4.62
175.2 ± 5.58
85.7 ± 2.61
48.6 ± 4.43
50.1 ± 3.05
85.0 ± 2.88
221.9 ± 4.40
94.0 ± 2.62
58.3 ± 4.03
110.5 ± 3.85
3.2 Parâmetros estelares
49
Tabela 3.1 – continuação
DAOSPEC
λ [Å]
(1)
Íon
(2)
χexc [eV]
(3)
loggf
(4)
II-85
(5)
II-64
(6)
III-8
(7)
267092
(8)
5253.023
5253.461
5264.812
5281.790
5284.109
5295.299
5302.299
5307.360
5320.039
5322.041
5325.553
5364.858
5379.574
5386.335
5398.277
5406.770
5415.192
5424.069
5425.257
5432.946
5436.297
5441.354
5460.871
5470.092
5501.464
5506.778
5522.447
5536.583
5543.937
5549.948
5560.207
5576.090
5579.336
5584.764
5586.756
5587.573
5607.664
5608.974
5615.644
5618.631
5633.970
5635.824
5636.696
5638.262
5652.320
5653.890
5679.020
5691.500
Fe I
Fe I
Fe II
Fe I
Fe II
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe II
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe II
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
2.279
3.283
3.230
3.038
2.891
4.415
3.283
1.608
3.642
2.279
3.221
4.446
3.695
4.154
4.446
4.371
4.386
4.320
3.199
4.446
4.386
4.312
3.071
4.446
0.958
0.990
4.209
2.832
4.218
3.695
4.435
3.430
4.231
3.573
3.368
4.143
4.154
4.209
3.332
4.209
4.991
4.256
3.640
4.220
4.260
4.386
4.652
4.301
-3.937
-1.675
-3.188
-1.015
-3.100
-1.692
-0.877
-2.986
-2.527
-3.035
-3.160
0.221
-1.476
-1.770
-0.669
-1.721
0.505
0.520
-3.220
-1.042
-1.542
-1.726
-3.571
-1.792
-2.957
-2.797
-1.561
-3.812
-1.146
-2.904
-1.188
-1.009
-2.406
-2.334
-0.206
-1.844
-2.258
-2.402
-0.140
-1.370
-0.269
-1.891
-2.608
-0.874
-1.948
-1.644
-0.914
-1.521
78.5 ± 6.01
104.7 ± 6.01
28.3 ± 1.99
188.7 ± 5.89
46.9 ± 2.74
45.8 ± 4.42
154.4 ± 3.48
174.6 ± 2.49
66.4 ± 2.54
133.6 ± 2.26
31.3 ± 1.63
127.1 ± 3.15
91.4 ± 4.03
51.3 ± 4.25
84.3 ± 2.65
62.4 ± 2.07
164.0 ± 2.35
164.7 ± 3.98
21.2 ± 3.97
81.2 ± 3.10
52.2 ± 4.60
45.4 ± 4.62
72.6 ± 3.18
64.6 ± 3.49
256.6 ± 5.46
255.3 ± 3.53
58.6 ± 2.70
46.7 ± 2.75
83.4 ± 2.92
40.1 ± 2.97
65.3 ± 3.20
130.7 ± 2.68
42.5 ± 3.79
77.3 ± 2.89
168.0 ± 11.53
60.4 ± 2.65
41.6 ± 2.40
50.5 ± 3.39
156.4 ± 11.54
72.9 ± 2.35
79.2 ± 1.39
67.5 ± 2.09
50.3 ± 2.90
103.1 ± 1.53
52.3 ± 1.63
58.9 ± 3.11
61.4 ± 2.29
63.1 ± 3.46
68.1 ± 3.05
107.6 ± 3.66
54.4 ± 2.44
160.3 ± 9.92
71.2 ± 4.02
49.6 ± 3.10
155.0 ± 5.60
152.2 ± 4.46
50.2 ± 2.51
119.5 ± 2.79
60.1 ± 3.61
137.4 ± 3.14
92.0 ± 3.68
53.5 ± 2.24
101.7 ± 3.62
62.6 ± 3.07
156.0 ± 3.75
175.5 ± 5.01
44.6 ± 3.12
83.8 ± 2.65
67.7 ± 3.00
55.2 ± 2.70
40.3 ± 2.50
49.5 ± 3.18
202.4 ± 4.79
208.8 ± 3.51
71.8 ± 2.56
37.1 ± 2.30
93.0 ± 1.91
33.6 ± 1.68
77.1 ± 2.66
133.7 ± 2.90
25.3 ± 1.62
76.4 ± 3.24
137.9 ± 12.22
73.4 ± 3.02
44.8 ± 1.98
35.5 ± 2.41
225.6 ± 7.50
79.4 ± 2.31
84.2 ± 2.21
61.4 ± 2.34
49.6 ± 3.02
103.2 ± 2.46
60.8 ± 1.71
62.3 ± 2.11
75.7 ± 3.54
71.2 ± 3.57
64.7 ± 2.87
106.8 ± 3.19
49.8 ± 2.11
143.2 ± 10.37
72.0 ± 2.90
47.8 ± 2.51
151.0 ± 3.69
158.8 ± 3.22
50.8 ± 2.21
114.8 ± 2.99
63.6 ± 2.01
136.4 ± 2.60
98.4 ± 2.83
59.4 ± 2.93
98.9 ± 2.64
61.2 ± 2.26
161.1 ± 3.42
174.8 ± 3.66
43.8 ± 2.42
86.1 ± 2.70
54.9 ± 2.65
62.0 ± 1.84
33.0 ± 1.41
46.8 ± 1.98
196.4 ± 4.22
198.7 ± 2.89
64.0 ± 2.90
34.3 ± 1.31
88.9 ± 2.25
28.6 ± 1.74
74.8 ± 2.34
143.0 ± 2.14
23.2 ± 1.80
67.0 ± 2.18
134.9 ± 13.29
66.9 ± 1.79
36.5 ± 7.13
37.1 ± 1.94
219.9 ± 4.29
69.6 ± 2.24
85.0 ± 1.84
68.3 ± 3.08
46.2 ± 2.49
105.5 ± 2.12
57.7 ± 1.66
68.8 ± 2.35
78.6 ± 1.69
65.8 ± 2.00
61.4 ± 3.05
99.6 ± 3.69
60.2 ± 1.93
177.6 ± 4.70
77.0 ± 4.53
49.2 ± 1.68
156.3 ± 3.89
140.8 ± 2.88
55.0 ± 2.23
111.2 ± 2.56
55.9 ± 1.90
130.1 ± 4.28
87.2 ± 3.26
50.3 ± 1.67
91.6 ± 2.41
59.6 ± 1.46
148.6 ± 5.66
172.7 ± 4.08
42.3 ± 2.08
88.7 ± 1.70
59.5 ± 1.82
52.1 ± 3.14
26.9 ± 1.80
44.2 ± 2.15
181.8 ± 3.18
196.2 ± 4.70
69.0 ± 2.69
28.3 ± 2.31
89.4 ± 1.64
27.7 ± 2.14
77.0 ± 2.28
136.2 ± 3.22
23.3 ± 1.74
67.5 ± 2.24
185.2 ± 5.26
60.4 ± 1.60
35.4 ± 1.38
28.7 ± 2.05
216.4 ± 3.88
78.7 ± 1.83
79.9 ± 2.19
57.0 ± 1.91
51.8 ± 2.07
76.2 ± 3.74
52.2 ± 1.80
64.1 ± 1.32
67.7 ± 2.73
65.5 ± 1.95
3.2 Parâmetros estelares
50
Tabela 3.1 – continuação
DAOSPEC
λ [Å]
(1)
Íon
(2)
χexc [eV]
(3)
loggf
(4)
II-85
(5)
II-64
(6)
III-8
(7)
267092
(8)
5701.545
5705.466
5731.762
5753.121
5853.149
5855.090
5856.080
5858.779
5883.813
5905.690
5916.249
5927.786
5934.653
5952.716
5956.692
5991.376
6024.05
6027.050
6065.482
6079.000
6084.111
6093.670
6094.360
6096.662
6098.280
6136.615
6136.993
6145.408
6149.258
6151.617
6157.725
6159.370
6165.361
6173.340
6180.203
6187.987
6200.314
6213.429
6219.279
6226.730
6240.645
6246.317
6247.557
6252.554
6265.131
6270.222
6271.276
6290.545
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe II
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe II
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe II
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe II
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
2.559
4.301
4.256
4.260
1.485
4.608
4.294
4.220
3.960
4.652
2.453
4.652
3.929
3.984
0.859
3.153
4.548
4.076
2.609
4.652
3.199
4.608
4.652
3.984
4.559
2.453
2.198
3.368
3.889
2.176
4.076
4.608
4.143
2.223
2.728
3.943
2.609
2.223
2.198
3.884
2.223
3.602
3.892
2.404
2.176
2.858
3.332
2.588
-2.216
-1.604
-1.286
-0.760
-5.268
-1.755
-1.640
-2.260
-1.355
-0.725
-2.993
-1.093
-1.177
-1.429
-4.604
-3.510
-0.109
-1.222
-1.530
-1.126
-3.760
-1.514
-1.938
-1.931
-1.877
-1.399
-2.950
-3.703
-2.700
-3.299
-1.249
-1.968
-1.549
-2.879
-2.784
-1.718
-2.437
-2.646
-2.434
-2.202
-3.388
-0.956
-2.310
-1.687
-2.550
-2.711
-2.957
-4.340
168.2 ± 4.13
75.1 ± 2.31
83.9 ± 1.83
94.1 ± 3.14
88.3 ± 2.10
47.6 ± 1.25
66.7 ± 5.28
36.6 ± 2.25
85.2 ± 4.15
67.4 ± 1.23
114.7 ± 2.48
65.1 ± 1.09
106.0 ± 7.00
82.0 ± 2.94
173.9 ± 3.62
26.0 ± 1.46
107.7 ± 2.28
87.5 ± 1.69
219.1 ± 5.09
64.5 ± 2.55
17.8 ± 1.21
49.8 ± 1.24
35.9 ± 0.78
70.1 ± 1.78
46.5 ± 1.21
214.0 ± 3.35
149.0 ± 3.99
7.3 ± 3.05
22.7 ± 1.22
127.7 ± 4.58
108.7 ± 1.92
55.2 ± 2.68
85.6 ± 5.24
152.1 ± 2.55
113.8 ± 2.18
89.6 ± 3.20
122.5 ± 3.77
142.2 ± 3.14
169.5 ± 4.27
73.4 ± 3.11
118.7 ± 5.27
126.7 ± 2.23
20.9 ± 1.86
179.2 ± 1.79
161.3 ± 2.30
102.0 ± 5.77
61.2 ± 1.48
40.0 ± 1.61
149.4 ± 3.48
70.4 ± 2.72
96.2 ± 2.34
99.3 ± 3.74
60.1 ± 3.86
39.9 ± 4.62
62.0 ± 2.44
29.6 ± 3.17
94.4 ± 3.45
74.6 ± 2.89
—
64.8 ± 2.02
111.4 ± 3.35
97.5 ± 2.98
137.8 ± 3.72
48.1 ± 2.83
124.9 ± 3.30
98.4 ± 2.21
174.4 ± 3.60
68.0 ± 2.19
31.3 ± 1.97
53.1 ± 1.51
37.6 ± 1.80
68.6 ± 2.21
33.2 ± 1.75
203.6 ± 4.28
140.8 ± 4.58
19.9 ± 4.86
42.0 ± 2.23
118.1 ± 2.53
106.6 ± 2.86
33.0 ± 2.04
77.2 ± 2.02
141.0 ± 4.26
117.2 ± 4.07
92.3 ± 2.38
129.5 ± 2.82
147.5 ± 3.97
154.1 ± 2.94
58.4 ± 2.77
110.5 ± 4.38
142.5 ± 3.18
46.3 ± 5.99
182.9 ± 3.27
160.7 ± 2.95
109.1 ± 3.88
62.3 ± 2.37
33.2 ± 1.66
145.7 ± 2.64
78.8 ± 1.76
94.9 ± 2.44
106.9 ± 3.36
44.8 ± 3.55
41.6 ± 2.49
57.3 ± 2.48
28.8 ± 1.87
95.3 ± 2.26
78.3 ± 2.88
108.1 ± 2.54
67.8 ± 1.88
106.9 ± 2.77
91.0 ± 3.56
126.1 ± 3.81
43.4 ± 1.84
121.0 ± 2.43
79.1 ± 5.41
169.4 ± 3.26
66.3 ± 1.59
31.7 ± 2.27
53.0 ± 4.83
35.2 ± 1.58
67.2 ± 2.08
39.1 ± 1.86
184.3 ± 5.05
126.1 ± 3.10
8.0 ± 2.24
51.4 ± 2.42
102.4 ± 2.96
98.2 ± 2.02
37.0 ± 1.24
80.1 ± 2.10
134.6 ± 3.10
111.6 ± 2.98
85.6 ± 2.05
123.5 ± 2.34
141.4 ± 3.50
148.7 ± 2.65
57.7 ± 2.84
103.2 ± 3.31
142.8 ± 2.58
50.7 ± 2.12
172.1 ± 2.47
151.8 ± 3.47
105.8 ± 3.08
56.5 ± 1.96
19.2 ± 8.93
129.0 ± 1.89
70.3 ± 1.66
82.7 ± 1.86
94.0 ± 3.06
48.0 ± 2.47
38.6 ± 2.69
62.0 ± 2.35
28.9 ± 2.14
90.2 ± 2.14
74.3 ± 3.19
103.2 ± 1.53
65.5 ± 2.03
108.5 ± 2.69
94.6 ± 2.47
120.5 ± 2.80
41.5 ± 3.05
119.0 ± 2.46
95.4 ± 2.72
174.0 ± 2.75
68.6 ± 2.10
31.9 ± 1.71
48.7 ± 1.78
34.1 ± 1.74
66.1 ± 1.88
36.9 ± 2.22
157.0 ± 3.67
127.4 ± 3.58
6.9 ± 2.59
38.3 ± 1.65
110.1 ± 2.72
96.4 ± 4.79
29.8 ± 1.69
84.8 ± 2.40
132.5 ± 3.28
109.3 ± 2.48
82.3 ± 1.98
132.3 ± 4.41
138.6 ± 2.88
231.2 ± 9.10
53.6 ± 3.67
98.4 ± 3.13
137.7 ± 2.45
54.6 ± 1.73
171.1 ± 3.04
148.1 ± 2.25
100.6 ± 3.02
59.4 ± 1.62
27.5 ± 1.78
3.3 Parâmetros atmosféricos
51
Tabela 3.1 – continuação
DAOSPEC
λ [Å]
(1)
Íon
(2)
χexc [eV]
(3)
loggf
(4)
II-85
(5)
II-64
(6)
III-8
(7)
267092
(8)
6297.792
6315.809
6322.690
6335.328
6336.823
6369.462
6392.538
6393.602
6411.647
6419.940
6430.844
6432.680
6456.383
6496.469
6498.937
6518.365
6546.239
6574.225
6592.913
6593.871
6597.557
6608.024
6677.989
6703.568
6713.770
6733.150
6739.520
6750.150
6786.856
6793.252
6806.847
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe II
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe II
Fe II
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
2.223
4.076
2.588
2.198
3.686
2.891
2.279
2.432
3.653
4.733
2.176
2.891
3.903
4.795
0.958
2.832
2.758
0.990
2.727
2.433
4.795
2.279
2.692
2.759
4.795
4.638
1.557
2.424
4.191
4.076
2.728
-2.740
-1.712
-2.426
-2.229
-1.053
-4.150
-4.028
-1.615
-0.821
-0.250
-2.005
-3.610
-2.060
-0.570
-4.699
-2.748
-1.648
-5.042
-1.600
-2.422
-1.061
-4.038
-1.472
-3.150
-1.602
-1.576
-4.941
-2.620
-2.060
-2.473
-3.208
154.8 ± 6.04
63.0 ± 2.72
129.5 ± 3.01
183.3 ± 2.77
121.6 ± 2.30
24.9 ± 1.25
153.6 ± 12.94
227.4 ± 11.34
146.5 ± 2.21
97.8 ± 1.79
224.6 ± 4.56
29.1 ± 1.12
33.5 ± 0.94
88.3 ± 3.58
185.1 ± 5.02
120.1 ± 2.56
195.2 ± 2.67
149.3 ± 3.07
180.9 ± 2.73
168.8 ± 3.78
60.3 ± 2.13
106.8 ± 7.00
191.9 ± 4.05
96.5 ± 2.38
33.1 ± 1.54
54.6 ± 2.20
98.4 ± 2.75
152.1 ± 3.87
57.9 ± 1.65
57.2 ± 2.06
101.8 ± 3.09
146.8 ± 3.53
79.6 ± 2.23
132.0 ± 3.28
167.2 ± 3.29
139.2 ± 2.81
28.3 ± 1.94
71.7 ± 2.79
195.0 ± 3.72
153.2 ± 3.44
107.5 ± 2.43
192.6 ± 4.09
52.7 ± 2.12
69.4 ± 2.38
89.7 ± 1.91
140.6 ± 4.51
105.1 ± 2.96
166.2 ± 3.09
114.3 ± 3.55
176.2 ± 2.71
152.9 ± 3.88
64.4 ± 5.59
70.6 ± 2.54
188.8 ± 3.82
93.4 ± 2.83
40.0 ± 1.52
48.7 ± 2.57
72.3 ± 2.15
150.7 ± 2.56
54.0 ± 2.29
36.6 ± 2.05
89.1 ± 3.41
134.8 ± 3.11
74.5 ± 2.48
121.3 ± 2.83
155.3 ± 2.54
130.7 ± 2.73
30.1 ± 1.77
56.9 ± 2.45
185.8 ± 3.40
130.5 ± 5.96
101.5 ± 2.47
180.7 ± 2.50
53.8 ± 1.39
72.2 ± 1.94
88.4 ± 1.96
124.6 ± 2.92
102.8 ± 2.86
154.7 ± 2.84
102.3 ± 2.70
166.2 ± 3.27
142.2 ± 2.39
62.1 ± 1.54
59.7 ± 2.07
174.8 ± 3.09
82.6 ± 2.48
36.7 ± 1.25
52.8 ± 1.61
64.0 ± 3.72
133.2 ± 2.44
50.7 ± 1.53
35.4 ± 1.80
88.3 ± 1.88
137.9 ± 2.78
73.6 ± 1.53
123.0 ± 2.40
151.6 ± 2.76
129.6 ± 2.82
28.5 ± 1.17
57.0 ± 2.44
182.0 ± 2.99
147.5 ± 1.88
105.0 ± 1.94
177.0 ± 2.51
55.8 ± 1.10
64.4 ± 2.37
84.1 ± 1.96
126.5 ± 2.81
105.7 ± 2.82
152.0 ± 2.20
98.4 ± 2.78
162.0 ± 2.80
148.3 ± 3.13
69.5 ± 1.67
56.5 ± 1.74
149.2 ± 6.43
84.4 ± 2.05
37.9 ± 1.36
50.4 ± 1.93
57.2 ± 2.06
125.0 ± 2.02
48.9 ± 1.41
32.6 ± 0.90
86.4 ± 2.14
3.3
Parâmetros atmosféricos
Na análise de abundâncias quı́micas os parâmetros atmosféricos das estrelas — temperatura efetiva, gravidade superficial g (ou logg), velocidade de microturbulência e metalicidade, aliados a um modelo teórico de atmosferas, são parâmetros essenciais para
reproduzir as condições fı́sicas reinantes nas atmosferas estelares. Sendo assim, nesta
subseção, segue uma descrição de como obtivemos os parâmetros atmosféricos para as
estrelas do programa, tanto por fotometria com base nas cores das estrelas, quanto por
espectroscopia usando as larguras equivalentes das linhas de FeI e FeII.
3.3 Parâmetros atmosféricos
3.3.1
52
Velocidade de microturbulência
Daqui em diante os parâmetros atmosféricos de temperatura efetiva, microturbulência,
gravidade superfical e metalicidade (Teff , vt , logg, [Fe/H]) obtidos com base nas linhas de
Fe I e Fe II serão denominados parâmetros atmosféricos espectroscópicos.
Fisicamente, a velocidade de microturbulência (vt ) é um parâmetro livre isotrópico definido
como uma velocidade oriunda de uma distribuição gaussiana associada a movimentos em
pequena escala em elementos de volumes da atmosfera estelar e que são muito menores
que o livre caminho médio dos fótons. Este parâmetro é utilizado para explicar o acentuado alargamento observado no perfil de linhas espectrais intensas dentro dos modelos
clássicos de atmosferas estelares em 1-dimensão (1D) (Gray 1988). Contudo, no contexto
dos novos modelos de atmosferas estelares — hidrodinâmicos, tridimensionais e dependentes do tempo —, a vt deixa de ser um parâmetro livre. Nestes novos modelos as Wλ
de linhas saturadas observadas em estrelas não são maiores que as previstas teoricamente
quando apenas os alargamentos térmico Doppler e colisional são levados em conta no
cálculo (Asplund 2005).
Como a velocidade de microturbulência está diretamente relacionada à intesidade das linhas, o procedimento adotado para a obtenção espectroscópica da vt é observar o comportamento de um conjunto de linhas de um mesmo elemento quı́mico e estágio de ionização,
porém com diferentes Wλ , e exigir que as abundâncias deste elemento em função da razão
Wλ /λ sejam independentes. Em outras palavras, deve-se impor que o coeficiente angular
da regressão linear ajustada aos dados seja aproximadamente nulo. Para garantir robustez
na determinação de vt usamos linhas de Fe I, uma vez que esta é a única espécie atômica
com um número expressivo de linhas ao longo dos espectros observados no óptico.
Dado um conjunto de Wλ e um modelo de atmosferas obtivemos as abundâncias de
Fe I através do código Abonj (Spite 1967) desenvolvido pela Professora Dra. Monique
Spite. Para cada estrela foram realizadas várias iterações com diferentes valores de v t no
programa Abonj até que a condição de independência fosse satisfeita.
Para estimarmos as incertezas internas variamos as velocidade de microturbulência de
certas quantidades, começando com ∆vt = ±0.05 kms−1 , e recalculamos as abundâncias
de FeI a cada passo. Ao final de cada iteração, as abundâncias de ferro foram novamente
analisadas no diagrama [FeI/H] versus Wλ , sendo que uma diferença de ± 0.2 kms−1 foi
suficiente para variar drasticamente o aspecto do diagrama e este valor foi interpretado
como sendo o nosso valor de incerteza em vt .
Erros sistemáticos sobre Wλ podem superestimar ou subestimar os valores das velocidade
de microturbulência e as incertezas em seus valores afetam, no contexto dos modelos 1D
3.3 Parâmetros atmosféricos
53
de atmosferas, principalmente as abundâncias determinadas a partir de linhas fortes (alto
valor de Wλ ) como as de bário e cálcio (Magain 1984).
3.3.2
Temperaturas efetivas
Em Astrofı́sica definimos temperatura efetiva de uma estrela como sendo a temperatura
equivalente de um corpo negro que irradia em todas as frequências. Desta forma, a
temperatura efetiva está associada ao Fλ medido da estrela:
Fλ = σB T4eff ,
(3.2)
onde σB é a constante de Stefan-Boltzmann.
Há vários métodos que podem ser utilizados em Astrofı́sica para a obtenção da temperatura efetiva de uma estrela. Cada método, porém, com suas vantagens e limitações.
Temperaturas fotométricas
Para a determinação das temperaturas efetivas fotométricas usamos as transformações
empı́ricas de Alonso et al. (1999, 2001, AAM99 daqui em diante) que se baseiam no
Método do Fluxo do Infravermelho (MFIV). Em essência o método mede a emissividade
das superfı́cies estelares com base na razão entre o fluxo integrado (proporcional a T 4 ) e
o fluxo monocromático (proporcional a T) com comprimento de onda λ no infravermelho,
onde os efeitos de blanketing são menos dominantes quando comparados à região mais azul
do espectro. O objetivo principal do MFIV é derivar a temperatura efetiva e os diâmetros
estelares (Blackwell et al. 1980, 1991).
Adotando um avermelhamento EB−V = 0.70 para NGC 6553 (Guarnieri et al. 1998;
Meléndez et al. 2003) e leis de avermelhamento de EV −I /EB−V =1.33 (Dean, Warpen
& Cousins 1978), EV −K /EB−V =2.744 e EJ−K /EB−V =0.52 (Rieke & Lebofsky 1985), obtivemos cores corrigidas da extinção interestelar em diferentes sistemas fotométricos, as
quais foram usadas para derivar as temperaturas fotométricas.
A transformação das cores (V - I)C do sistema fotométrico Cousins para cores (V - I)J no
sistema fotométrico Johnson foi feita utilizando as relações de Bessell (1979):
(V − I)J =
(V − I)C
,
0.713
se
(V − I)C < 0
(3.3)
3.3 Parâmetros atmosféricos
(V − I)J =
(V − I)J =
54
(V − I)C
,
0.778
se
(V − I)C + 0.13
,
0.835
0 < (V − I)C < 2
se
2 < (V − I)C < 3
(3.4)
(3.5)
As cores envolvendo as magnitudes JHKs no sistema fotométrico 2MASS foram convertidas para o sistema fotométrico CIT (California Institute of Technology) e deste para o
sistema TCS (Telescópio Carlos Sánchez) por intermédio das relações estabelecidas em
Alonso et al. (1998) e Carpenter (2001). Abaixo listamos as principais equações:
KS = KCIT − 0.024
(J − K)CIT =
(J − KS )2MASS + 0.013
1.056
(3.6)
(3.7)
KTCS = Ks + 0.006(J − K)CIT + 0.002
(3.8)
KTCS = Ks + 0.006(J − KS )2MASS + 0.002
(3.9)
(J − K)TCS = 0.960(J − KS )2MASS − 0.002
(3.10)
As calibrações AAM99 são relações empı́ricas que relacionam temperatura, cor e correção
bolométrica na banda V (CB) para estrelas gigantes a diferentes valores de metalicidade.
Nestas calibrações, polinômios gerais do tipo:
Ψ = Ψ(T, cor, CB, [Fe/H]),
(3.11)
3.3 Parâmetros atmosféricos
55
fazem a transformação de cores intrı́nsecas em temperaturas efetivas e correções bolométricas.
Para estrelas gigantes com (V - I)0 (Johnson), (V - K)0 e (J - K)0 (TCS) temos que:
θeff,V−I = 0.5379 + 0.3981(V − I)0 + 4.432 × 10−2 (V − I)20 − 2.693 × 10−2 (V − I)30 (3.12)
θef f,V −K = 0.3770 + 0.3660(V − K)0 − 3.170 × 10−2 (V − K)20
Fe
−3 F e
−3
− 2.765 × 10
−3.074 × 10 (V − K)0
H
H
−2.973 × 10
−3
Fe
H
2
θeff,J−K = 0.5816 + 0.9134(J − K)0 − 0.1443(J − K)20 ,
(3.13)
(3.14)
onde nas equações acima θef f é a função recı́proca da temperatura:
θeff =
5040.
Teff
(3.15)
A magnitude bolométrica (luminosidade integrada das estrelas) é escrita analiticamente
como:
Mbol = V0 + CB(V) − (m − M)0
(3.16)
Na expressão 3.16, V0 e (m - M)0 dependem do avermelhamento interestelar, ao passo que
CB, de forma análoga à relação cor-temperatura, é calculada usando as duas expressões
abaixo de AAM99:
CB(V) =
−5.531 × 10−2
− 0.6177 + 4.420X − 2.669X2
X
2
Fe
Fe
−3 Fe
+0.6943X
− 0.1071
− 8.612 × 10
H
H
H
(3.17)
3.3 Parâmetros atmosféricos
56
−9.930 × 10−2
+ 2.887 × 10−2 + 2.275X − 4.425X2
X
2
Fe
−2 Fe
−3 Fe
+0.3505X
− 5.558 × 10
− 5.375 × 10
H
H
H
CB(V) =
(3.18)
Adotamos [Fe/H] = −0.20 (Meléndez et al. 2003) como o valor inicial de metalicidade,
o que estabelece 3.56 ≤ log(Tef f ) ≤ 3.67 e 3.65 ≤ log(Tef f ) ≤ 3.83 como intervalos
permitidos de temperatura para as equações 3.17 e 3.18, respectivamente. A variável X é
uma função da temperatura escrita como:
X = log Teff − 3.52.
(3.19)
Na calibração de AAM99 a variação média das cores com a temperatura não é alta.
Para as cores (V - I)0 , (V - K)0 e (J - K)0 a variação esperada é de ∆Tef f /∆(V − I) =
10/0.01 K mag−1 , ∆Tef f /∆(V − K) = 5/0.01 K mag−1 e ∆Tef f /∆(J − K) = 23/0.01
K mag−1 . A diferença (V - K) de magnitudes é considerada a melhor cor para o cálculo
da temperatura efetiva fotométrica tendo em vista sua relativa independência com a
metalicidade e pequena variação média da temperatura com a cor, que são resultado de
uma larga base (V-K) em comprimento de onda.
A tabela 3.2 mostra as magnitudes em cada banda, as cores obtidas e as temperaturas
fotométricas efetivas utilizando as calibrações de AAM99. Como teste, derivamos também
temperaturas fotométricas usando outras duas calibrações da literatura – Houdashelt et
al. (2000) e Montegriffo et al. (1998) – mas as diferenças encontradas foram inferiores às
incertezas estimadas. Levando em conta as incertezas de 1σ fornecidas pelas calibrações
de AAM99 para V − I (σV −I = 125 K), V − K (σV −K = 40:25 K), e J − K (σJ−K = 125
K), podemos estimar uma incerteza da ordem de 130 K nas temperaturas fotométricas.
Temperaturas espectroscópicas
Em condições de Equilı́brio Termodinâmico Local (ETL), a distribuição de Boltzmann
descreve o comportamento da população de átomos e moléculas em estados excitados. De
uma forma geral podemos escrever que a população η do j-ésimo nı́vel será então dada
por:
ηj
gj
χj
=
exp(− ),
η
φ(T)
kT
(3.20)
3.3 Parâmetros atmosféricos
57
Tabela 3.2: Temperaturas fotométricas Teff derivadas usando V − I, V − K e J − K
J
com base nas relações de AAM99. Abaixo, (V − I)C
0 e (V − I)0 faz referência às cores já
corrigidas da extinção interestelar nos sistemas fotométricos Johnson e Cousins, respectivamente.
Parâmetro
II-64
II-85
III-8
267092
Magnitudes e Cores
V [mag]
I [mag]
J [mag]
H [mag]
KS [mag]
(V − I)C
0
(V − I)J0
16.492 15.339 16.297
14.418 12.724 14.285
—
10.979 12.798
—
9.975 11.983
—
9.647 11.749
1.143 1.684 1.081
1.469 2.172 1.389
16.608
14.663
—
—
—
1.014
1.303
Temperaturas fotométricas
TV−I [K]
TV−K [K]
TJ−K [K]
Tmedia [K]
4448
—
—
4448
3773
3853
3901
3842
4564
4500
4564
4543
4700
—
—
4700
onde:
gj : é o peso estatı́stico do j-ésimo nı́vel;
φ(T ): é a função de partição dos elementos considerados dentro do j-ésimo nı́vel, sendo
P
χj
que φ(T ) = ∞
j=0 gj exp(− kT );
χj : é o potencial de excitação do j-ésimo nı́vel;
k: constante de Boltzmann;
T: temperatura.
Desta forma, ao linearizarmos a equação acima em função da energia (χ j ), a função resultante será de primeira ordem tendo o fator (1/kT) como coeficiente angular da regressão.
Sendo assim, na prática, a temperatura espectroscópica é obtida analisando Diagramas de
Boltzmann, ou seja, num plano abundância quı́mica (∝ à população ηj ) versus a energia
(χj ) admite-se o equilı́brio de excitação quando o coeficiente angular (∝ 1/T) do ajuste
linear aos dados for aproximadamente zero.
Para a determinação das temperaturas efetivas espectroscópicas deste trabalho usamos as
abundâncias de linhas de FeI, tendo em vista que são bastante numerosas e cobrem uma
3.3 Parâmetros atmosféricos
58
extensa base em comprimento de onda e valores do potencial de excitação. As abundâncias
foram obtidas através do código Abonj, o qual determina as larguras equivalentes das
linhas utilizando modelos de atmosferas.
Embora a temperatura de excitação ou espectroscópica seja robusta no sentido de que não
depende da extinção interestelar ou das incertezas na determinação da distância de NGC
6553, há outras fontes de incertezas associadas como os parâmetros atômicos das linhas.
Mesmo assim o acordo entre as temperaturas obtidas nos dois métodos é satisfatório. Nós
encontramos uma diferença média de temperatura (espectroscópica menos a fotométrica)
da ordem de 25 ± 48 (σ = 96, 4 estrelas), ou seja, o valor médio obtido por fotometria é
25 K mais baixo que o encontrado por espectroscopia.
Uma variação de 100K no valor da temperatura de excitação para cada estrela provoca
uma considerável variação no comportamento das abundâncias de Fe I em função dos
respectivos potenciais de excitação, de tal forma que este valor foi adotado como estimativa
de incerteza nos valores de temperatura obtidos por equilı́brio de excitação.
3.3.3
As gravidades superficiais
Diferentes métodos podem também ser empregados para o cálculo da gravidade superficial
de uma estrela. Os nossos valores parametrizados de gravidade superficial (logg) foram
obtidos por fotometria e por espectroscopia.
Gravidade superficial fotométrica
Das equações clássicas de estrutura e evolução estelar, pode-se demonstrar que a forma
parametrizada da gravidade superficial, em unidades solares, pode ser escrita em função
da temperatura, da magnitude bolométrica e da massa da estrela da seguinte forma:
log(
M∗
T∗
g∗
) = +4 log(
) + 0.4(M∗bol − M
),
bol ) + log(
g
T
M
(3.21)
onde adotamos T = 5780 K, Mbol = 4.75 mag, log g = 4.44 dex, seguindo as recomendações da União Astronômica Internacional, e M∗ = 0.80 M (VandenBerg 2000).
A magnitude visual MV e a Mbol foram determinadas adotando módulo de distância de
(m − M )0 = 13.60 mag e um avermelhamento E(B − V ) = 0.70 mag (Guarnieri et al.
1998), junto com um AV = 2.17 e correções bolométricas BCV calculadas das relações
disponı́veis em AAM99.
3.3 Parâmetros atmosféricos
59
Pela teoria de propagação de erros3 podemos estimar incertezas internas sobre logg como
sendo:
2
σlogg
σg =
ln(10)g
2
+
"
σ M∗
M
M∗
ln(10) M
#2
σT ∗
+ 16
ln(10)T∗
2 +0.16 σCB + 4 −
2
+ 16 −
σd ∗
ln(10)d∗
2
,
σT ln(10)T
2
+ 0.16 σV20 +
(3.22)
onde:
σV2 0 = σV2 + σA2 V
(3.23)
Nós estimamos incertezas da ordem de ±0.20 dex sobre os valores de logg propagando
erros na temperatura fotométrica (σTeff = 130 K), na massa da estrela (σM∗ = 0.2M ),
e na magnitude bolométrica (σMbol ∼ 0.2 mag). Como o significado fı́sico das gravidades
superficiais está relacionado ao estabelecimento de gradientes de pressão na atmosfera
estelar e nos ambientes propı́cios à formação das linhas espectrais, os erros no valor de logg
não afetam em proporções consideráveis as abundâncias derivadas de linhas de elementos
neutros, tendo em vista que estas linhas são pouco sensı́veis à pressão. Por outro lado,
as linhas ionizadas, linhas proibidas e as asas das linhas mais intensas são fortemente
dependentes de incertezas sobre as gravidades superficiais.
Gravidade superficial espectroscópica
As gravidades superficiais espectroscópicas foram também obtidas via método iterativo
com o Abonj exigindo equilı́brio de ionização (Lei de Saha) entre um variado número
de linhas de mesma espécie e em diferentes estágios de ionização nos espectros – linhas
de Fe I e Fe II neste trabalho. Isto implica que na condição de equı́librio ambas espécies
atômicas resultam no mesmo (ou aproximadamente) valor de abundância, ou seja, [FeI/H]
≈ [FeII/H], uma vez obtidas as velocidades de microturbulência e as temperaturas de
excitação.
3
Uma vez que uma grandeza ψ seja dada em funç~
ao de variáveis experimentais x 1 ,
x2 , x3 ,... e sobre estas variáveis estejam associados erros padr~
oes completamente
independentes entre si, o erro padr~
ao sobre ψ pode ser obtido genericamente por σ ψ2 =
Pn
∂ψ 2 2
i=1 ( ∂xi ) σxi
3.3 Parâmetros atmosféricos
60
Encontramos uma diferença média ∆ log g (espectroscopia - fotometria) = +0.17 ± 0.08
dex (σ = +0.17, 4 estrelas) para a nossa amostra, o que implica que na média as gravidades
superficiais espectroscópicas são maiores do que as obtidas pela equação clássica.
Como é esperado, as gravidades espectroscópicas são também afetadas por incertezas nos
parâmetros atômicos das linhas e nas medidas de Wλ . Estimamos que +0.30 dex seja um
valor tı́pico de incerteza sobre os valores de logg obtidos espectroscopicamente, uma vez
que ∆logg = 0.30 dex corresponde a uma diferença maior que 1σ no valor de [FeII/H] na
condição de equilı́brio.
O processo de obtenção dos parâmetros atmosféricos por espectroscopia é iterativo até
que seja obtido um conjunto de parâmetros que satisfaça as condições de equilı́brio de
excitação e ionização descritas acima. A figura 3.2 mostra um exemplo de determinação
dos parâmetros atmosféricos para a estrela NGC 6553 II-64.
3.3.4
Metalicidade
Para determinação das metalicidades selecionamos linhas de Fe I e Fe II com larguras
equivalentes entre 15 < Wλ < 150 mÅ, com o objetivo de evitar linhas muito fracas ou
muito intensas, e linhas com comprimentos de onda λ > 5800 Å, com o objetivo de evitar
linhas do azul. Utilizamos os modelos MARCS de atmosferas estelares em uma dimensão
(1D) para estrelas gigantes Plez et al. (1992, e posteriores atualizações), os quais foram
originalmente desenvolvidos por Gustafsson et al. (1975). As metalicidades foram obtidas
tanto para o conjunto de parâmetros atmosféricos com base na fotometria quanto na
espectroscopia.
A depender dos valores de loggf, dos modelos de atmosferas ou da sı́ntese espectral o valor
da abundância solar de ferro na literatura pode variar de até 0.2 dex (7.44 ≤ (Fe) ≤
7.64). Para este trabalho adotamos (Fe) = 7.50 (Grevesse & Sauval 1998).
Ao longo do processo iterativo de obtenção das metalicidades as linhas que apresentaram discrepâncias superiores a 1σ do valor médio foram automaticamente rejeitadas do
cômputo médio final. Ao final, não encontramos qualquer tendência das diferenças de
metalicidade com a temperatura, o que evidencia as condições de equilı́brio impostas. Os
parâmetros atmosféricos obtidos por espectroscopia foram adotados na análise quı́mica
detalhada das estrelas.
Na tabela 3.3 apresentamos o conjunto final de parâmetros atmosféricos para a amostra
NGC 6553 UVES@VLT. Vê-se que o conjunto de parâmetros atmosféricos fotométricos
convertem-se numa metalicidade média h[FeI/H]i = −0.21 ± 0.02 (σ = 0.01) e h[FeII/H]i
3.3 Parâmetros atmosféricos
61
Figura 3.2: Demonstração da obtenção da temperatura efetiva, gravidade superficial,
velocidade de microturbulência e metalicidade para a estrela NGC6553 II-64 com dados
obtidos por fotometria (esquerda) e por espectroscopia (direita). Na figura, a constante
a refere-se ao coeficiente angular do ajuste linear aos dados. Alto: FeI vs. χ. Meio:
FeI vs. Wλ . Baixo: Fe I (cı́rculos) e Fe II (quadrados) vs. Wλ . As linhas tracejadas
correspondem aos valores médios encontrados usando somente as medidas dentro de 1σ
do valor médio.
3.3 Parâmetros atmosféricos
62
Tabela 3.3: Parâmetros estelares e atmosféricos finais
Star
Mbol
mag
Teff
K
vt
km s−1
logg
dex
[FeI/H]
dex
[FeII/H]
dex
Fotometria
II-64 267122
II-85 266938
III-8 265717
267092
+0.1987
−1.6190
+0.0653
+0.4672
4448
3842
4543
4700
1.45
1.38
1.32
1.50
2.07
1.08
2.05
2.27
−0.23
−0.23
−0.21
−0.19
±
±
±
±
0.15
0.15
0.16
0.11
−0.10
−0.29
−0.23
−0.46
±
±
±
±
0.03
0.09
0.09
0.06
−0.20
−0.23
−0.17
−0.21
±
±
±
±
0.15
0.15
0.15
0.12
−0.20
−0.29
−0.17
−0.22
±
±
±
±
0.01
0.09
0.04
0.06
Espectroscopia
II-64 267122
II-85 266938
III-8 265717
267092
—
—
—
—
4500
3800
4600
4600
1.45
1.38
1.40
1.50
2.20
1.10
2.40
2.50
= −0.27 ± 0.15 (σ = 0.07), o que resulta numa diferença média ∆Fe = [FeII/H] - [FeI/H]
= −0.06 ± 0.16 dex (σ = 0.08) para as 4 estrelas. Por outro lado, com base nos parâmetros
espectroscópicos, obtivemos h[FeI/H]i = −0.20 ± 0.02 (σ = 0.01) e h[FeII/H]i = −0.22 ±
0.05 (σ = 0.01), o que resulta numa diferença média ∆Fe = [FeII/H] - [FeI/H] = −0.02
± 0.06 dex (σ = 0.02) para as 4 estrelas.
3.3.5
Incertezas na metalicidade
As incertezas apresentadas na tabela 3.3 são o desvio padrão da média das abundâncias
das N linhas medidas em cada estrela. Estas estimativas não levam em conta os efeitos
das incertezas sobre os parâmetros atmosféricos que podem subestimar ou superestimar as
medidas. Sendo assim, variamos os parâmetros atmosféricos espectroscópicos (T:logg:v t )
de uma estrela da amostra (II-64) de incertezas tı́picas já discutidas nas seções acima
e estimamos os efeitos sobre a abundância de ferro. Uma variação ∆Teff = ± 100K
resulta numa ∆[FeI/H] = −0.03 dex e ∆[FeII/H] = 0.12 dex; ∆logg = ± 0.30 dex resulta
em ∆[FeI/H] = −0.04 dex e ∆[FeII/H] = −0.11 dex; finalmente, uma variação ∆v t
= ± 0.20 kms−1 acarreta ∆[FeI/H] = 0.07 dex e ∆[FeII/H] = 0.06 dex. Como era
esperado, as abundâncias de [FeI/H] são mais dependentes das variações na velocidade de
microturbulência, enquanto que as abundâncias de [FeII/H] são mais suscetı́veis a erros
nas gravidades superficiais.
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
3.3.6
63
ETL versus não-ETL para a amostra
Thévenin & Idiart (1999) estudaram em detalhes o problema da sobreionização do ferro
nas atmosferas de estrelas anãs pobres em metais e mostraram que análises de abundância
no equilı́brio termodinâmico local levam a uma subestimativa de [Fe/H] quando normalizadas às linhas de Fe I nestas atmosferas. Eles sugerem um fator de correção de +0.30
dex nas estimativas de [FeI/H] para estrelas com [Fe/H] = −3.00 e um fator +0.10 dex a
metalicidades [Fe/H] = −1.00.
Neste trabalho, eles destacam que a qualquer profundidade óptica na atmosfera de baixa
opacidade das estrelas anãs pobres em metais as populações dos nı́veis atômicos do Fe I
são modificadas pelo escapamento dos fótons ultravioleta. Consequentemente, como todo
o Fe na atmosfera destas estrelas encontra-se ionizado, a metalicidade derivada das linhas
de Fe II são preferencialmente adotadas como estimativa de [Fe/H] uma vez que estas
espécies atômicas são menos sensı́veis por desvios de ETL.
Thévenin & Idiart (1999) mostram também que a gravidade superficial é afetada no
sentido que o fluxo dos fótons ultravioleta para a superfı́cie torna-se maior a densidades
atmosféricas mais baixas a uma dada Tef f o que explica o fato que os logg obtidos no
equilı́brio de ionização são inferiores aos obtidos a partir da equação clássica com distâncias
determinadas pelos dados do satélite HIPPARCOS em estrelas pobres em metais.
Para as estrelas gigantes e supergigantes ricas em metais e de baixo valor de logg seria
necessário fazer uma análise mais cuidadosa com modelos de atmosferas mais complexos
(Idiart, comunicação privada em 2004). De qualquer forma a diferença média entre as
abundâncias de ferro obtidas pelas linhas de Fe I e Fe II por espectroscopia neste trabalho
é muito pequena, o que sugere que as nossas medidas de metalicidade são insensı́veis à
variações da condição de ETL.
3.4
3.4.1
Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e interpretação
Sı́ntese espectral
A sı́ntese espectral é um dos métodos astrofı́sicos usados na determinação das abundâncias
quı́micas de espécies atômicas e moleculares através da criação de espectros sintéticos, ou
seja, simulação em laboratório dos espectros observados. O método de sı́ntese espectral
possibilita o cálculo do fluxo teórico que emerge da fotosfera estelar através da solução
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
64
das equações básicas da teoria de transporte radiativo. O sucesso do método dependerá
da qualidade dos parâmetros inerentes às linhas atômicas, como comprimento de onda
da transição, potencial de excitação (χ), força de oscilador (ou loggf), constantes de
amortecimento radiativas e colisionais e estrutura hiperfina, além das linhas moleculares
e da fı́sica dos modelos de atmosferas usados.
Exceto para o ferro, as abundâncias quı́micas deste trabalho foram obtidas usando o
código Pfant de sı́ntese espectral (Spite 1967; Cayrel et al. 1991; Barbuy et al. 2003), ao
qual Barbuy (1982) incluiu a sı́ntese de linhas moleculares. Mais detalhes da fı́sica do
método de sı́ntese espectral, bem como da lista de linhas implementada ao código Pfant,
modelos de atmosferas, opacidades, a fı́sica das constantes de amortecimento e estrutura
hiperfina podem ser vistos no apêndice A.
3.4.2
Lista de linhas e abundância solar
Obtivemos as abundâncias quı́micas para linhas de Na, Mg, Al, Si, Ca, Ti, Mn, Cu, Zn,
Zr, Ba, La e Eu. Os valores de loggf usados para os elementos-α e elementos oriundos da
captura de próton são como dados em Barbuy et al. (2006).
Para o tripleto de Mn em 6000 Å, cálculos de HFS foram levados em conta usando dados
atômicos de Brodzinski et al. (1987) e Walther (1962). Adotamos spin nuclear I=2.5
para 55 Mn, único nuclı́deo que contribui para a abundância do manganês (Woodgate &
Martin 1957). Para a linha de MnI 6016 Å, o valor loggf = −0.216, disponı́vel no Vienna
Atomic Line Database (VALD, Piskunov et al. 1995), fornece abundâncias mais baixas de
manganês. Usando o loggf do VALD, o espectro sintético da linha é muito mais forte do
que as respectivas linhas observadas no Sol e em Arcturus, como mostra a figura 3.3. Por
esta razão, determinamos o loggf astrofı́sico para esta linha usando o atlas solar (Kurúcz
et al. 1984) e o atlas de Arcturus (Hinkle et al. 2000) buscando encontrar um novo valor de
loggf que fosse compatı́vel com as abundâncias destas estrelas como dadas na literatura.
As abundâncias de cobre foram obtidas a partir das linhas Cu I 5105Å, 5218 Å e 5782 Å.
A HFS foi calculada usando dados de Bielski (1975), com uma fração isotópica de 0.69
para 63 Cu e 0.31 para 65 Cu.
A abundânica de zinco foi calculada usando a linha de Zn I em 4810 Å com parâmetros
χ = 4.08 eV e loggf = −0.170 adotados de Biémont & Godefroid (1980).
Para as linhas de BaII 6141 Å e 6496 Å, LaII 6390 Å e Eu II 6645 os cálculos de HFS
foram implementados usando os dados atômicos de Biehl (1976) e Lawler et al. (2001).
Para o cálculo relativo das abundâncias, adotamos as abundâncias solares de Grevesse &
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
65
Figura 3.3: Ajustes de HFS para linhas de Mn no Sol e em Arcturus: espectro observado
(linha sólida); espectro sintético (linha pontilhada); espectro sintético usando o loggf total
de VALD para a linha 6016 Å (linha tracejada).
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
66
Sauval (1998), que para os elementos do pico do ferro são (Mn) =5.39, (Cu) =4.21 e
(Zn) =4.60.
Entre os elementos do pico do ferro estudados, Mn é o único cuja abundância solar fotosférica difere por até ±0.14 dex do valor meteorı́tico. Duas razões principais poderiam
explicar esta discrepância. Primeiro, o valor meteorı́tico está errado: isso, em princı́pio
não é plausı́vel dado que o Mn é muito bem analisado quimicamente em meteoritos através
de processos de ativação de nêutrons e as incertezas sobre os valores medidos são muito
pequenas. Segundo, o valor fotosférico está errado: esta premissa seria mais plausı́vel para
explicar a diferença observada, uma vez que os últimos cálculos da abundância fotosférica
de Mn foram realizados por Booth et al. (1984).
Por outro lado, numa compilação de vários valores da abundância solar de Mn da literatura, Asplund (2005) mostra que a discrepância na abundância solar do Mn é da ordem
de 0.08 dex, embora com barras de erro superiores aos valores médios de cada medida.
Faz-se necessário, porém, uma análise cuidadosa das probabilidades de transição e tempos
de vida envolvendo o Mn, além de análises com os novos modelos de atmosferas em 3D e
fora das condições LTE para poder melhor entender tais discrepâncias.
As tabelas 3.4, 3.5 e 3.6 apresentam, respectivamente, o conjunto de todas as linhas
que foram utilizadas na sı́ntese espectral dos elementos-α, elementos Z-ı́mpar, elementos
pesados e elementos do pico do ferro (Mn e Cu). Cada tabela identifica a espécie atômica,
os potenciais de excitação χ, constantes de amortecimento C6, loggf e HFS quando for o
caso.
Tabela 3.4: Lista de linhas atômicas usada para a sı́ntese
espectral: (1) espécie atômica, (2) comprimento de onda,
(3) potencial de excitação, (4) constante de amortecimento C6 e (5) loggf.
Espécie
(1)
Mg I
Mg I
Mg I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
Si I
λ(Å)
(2)
χ(eV)
(3)
C6
(4)
Elementos α
6318.720 5.110 0.30E−31
6319.242 5.110 0.30E−31
6319.490 5.110 0.30E−31
5948.548 5.082 2.19E-30
6142.490 5.620 0.30E−31
6145.020 5.610 0.30E−31
6155.020 5.620 0.30E−30
6243.823 5.610 0.30E−32
6244.480 5.610 0.30E−31
loggf
(5)
−2.100
−2.360
−2.900
−1.170
−1.580
−1.500
−0.850
−1.300
−1.270
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
Espécie
(1)
Si I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca I
Ca 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
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti I
Ti II
Ti II
Na I
Na I
Na I
Na I
Al I
Al I
Tabela 3.4 – continuação
λ(Å)
χ(eV)
C6
(2)
(3)
(4)
6414.987 5.870 0.30E−30
6102.723 1.879 4.54E−31
6156.030 2.521 4.00E−31
6161.297 2.523 4.00E−31
6162.173 2.523 3.00E−31
6166.439 2.521 3.97E−31
6169.042 2.523 3.97E−31
6169.563 2.526 4.00E−31
6439.075 2.526 3.40E−32
6455.598 2.523 3.39E−32
6464.679 2.520 3.40E−32
6471.662 2.526 3.39E−32
6493.788 2.526 3.37E−32
6499.654 2.526 3.37E−32
6508.850 2.526 3.37E−32
6572.778 0.000 1.75E−32
5866.452 1.067 2.16E−32
5965.828 1.879 2.14E−32
5978.543 1.873 2.14E−32
6064.629 1.046 2.06E−32
6091.174 2.267 3.89E−32
6126.217 1.067 2.06E−32
6258.110 1.440 4.75E−32
6303.756 1.443 1.53E−32
6312.237 1.460 4.75E−32
6336.102 1.443 0.30E−31
6508.153 1.430 1.46E−32
6554.224 1.443 2.72E−32
6556.062 1.460 2.74E−32
6599.130 0.900 2.94E−32
6743.124 0.900 0.30E−31
6491.582 2.060 0.30E−31
6559.576 2.050 0.30E−31
Elementos Z-ı́mpar
5682.647 2.102 0.30E−30
5688.217 2.102 0.30E−30
6154.225 2.102 0.90E−31
6160.753 2.104 0.30E−31
6696.032 3.143 0.30E−31
6698.667 3.143 0.30E−31
loggf
(5)
−1.128
−0.930
−2.590
−1.420
−0.090
−1.156
−0.900
−0.630
+0.300
−1.550
−2.480
−0.800
+0.000
−0.850
−2.510
−4.320
−0.840
−0.409
−0.496
−1.944
−0.423
−1.424
−0.360
−1.566
−1.552
−1.742
−2.050
−1.219
−1.075
−2.085
−1.628
−2.100
−2.480
−0.700
−0.457
−1.570
−1.270
−1.481
−1.782
67
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
Espécie
(1)
Zr I
Ba II
Ba II
La II
Eu II
3.4.3
Tabela 3.4 – continuação
λ(Å)
χ(eV)
C6
(2)
(3)
(4)
68
loggf
(5)
Elementos pesados
6143.216 0.070 0.30E−31 −1.100
6141.728 0.704
−0.070
−0.08
6496.900 0.604
−0.380
−0.08
6390.483 0.320
−1.410
+0.01
6645.127 1.380
+0.120
+0.09
Metalicidade: [Fe/H]
Determinar e interpretar a função distribuição de metalicidade (MDF) do bojo da nossa
Galáxia é fundamental para investigar o histórico de formação do bojo e da Via-Láctea.
Neste sentido, aglomerados globulares ricos em metais, devido principalmente às suas
similaridades quı́micas com populações de campo do bojo (Ortolani et al. 1995; Zoccali
et al. 2003), podem ser utilizados como objetos de referência no estudo da metalicidade
de populações ricas em metais na região interna à Galáxia.
Particularmente no caso de NGC 6553 o seu valor de metalicidade tem sido amplamente
debatido na literatura no decorrer dos últimos anos, como apresentado na figura 3.4. Vê-se
que até 1992, para as análises que se baseiam em métodos fotométricos ou espectroscópicos
de baixa resolução, há um amplo intervalo de valores possı́veis que varia de [Fe/H] = +0.47
dex (Bica & Pastoriza 1983) a [Fe/H] = −0.70 dex (Pilachowski 1984), ou seja, um fator
≈ 15 em [Fe/H]. A partir de 1992, já usando dados espectroscópicos de melhor qualidade,
exceto para o valor médio obtido por Coelho et al. (2001) que ainda se baseia em dados
de baixa resolução, há um visı́vel decréscimo na dispersão dos resultados. Ainda assim,
a variação de metalicidade atinge ∆[Fe/H] = 0.49 dex (−0.55 < [Fe/H] < −0.06), ou
seja, uma diferença superior a um fator 3 em [Fe/H] que, em princı́pio, é a razão de
abundância mais facilmente obtida devido principalmente ao elevado número de linhas de
FeI disponı́veis nos espectros observados e a relativa qualidade dos dados atômicos para
estas linhas quando comparadas às outras espécies.
Como detalhado em seções anteriores, obtivemos um valor médio de metalicidade [Fe/H]=
−0.20. Este resultado está compatı́vel com resultados anteriores da literatura usando
dados de qualidade no óptico e no infravermelho (Cohen et al. 1999; Meléndez et al.
2003).
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
Tabela 3.5: HFS para linhas de Mn I.
6013.488Å; χ=3.072 eV
loggf(total) = −0.252a
6016.673Å; χ=3.073 eV
log gf(total) = −0.216c
λ (Å)
loggf
λ (Å)
loggf
6013.447
6013.468
6013.487
6013.496
6013.502
6013.507
6013.516
6013.522
6013.532
6013.535
6013.535
6013.536
−0.7669
−0.9790
−1.2520
−1.4561
−1.6622
−1.3100
−1.3312
−1.4861
−1.8083
−1.8541
−2.4104
−2.0302
6016.613
6016.640
6016.640
6016.661
6016.662
6016.678
6016.679
6016.689
6016.690
6016.691
6016.697
6016.701
6016.707
6016.708
6016.709
−1.5760
−0.7979
−1.4133
−1.4079
−1.0611
−1.5102
−1.3921
−1.5760
−1.8392
−1.7723
−2.5382
−1.4133
−1.7723
−1.4079
−1.5102
6016.673Å; χ=3.073 eV
loggf(total) = −0.516b
λ (Å)
6016.613
6016.640
6016.640
6016.661
6016.662
6016.678
6016.679
6016.689
6016.690
6016.691
6016.697
6016.701
6016.707
6016.708
6016.709
loggf
6021.792Å; χ=3.075 eV
loggf(total) = 0.035a
λ (Å)
loggf
−1.8760
6021.716
−2.6674
−1.0979
6021.742
−1.4499
−1.7133
6021.745
−2.3152
−1.7079
6021.765
−1.2739
−1.3611
6021.770
−2.1903
−1.8102
6021.775
−0.5323
−1.6921
6021.784
−1.2483
−1.8760
6021.790
−2.2695
−2.1392
6021.792
−0.6718
−2.0723
6021.799
−1.3152
−2.8382
6021.804
−0.8302
−1.7133
6021.809
−1.4913
−2.0723
6021.813
−1.0142
−1.7079
6021.818
−1.2361
−1.8102
6021.819
−1.5213
Fontes para os valores de loggf:
(a) NIST; (b) ajuste sobre os espectros do Sol e Arcturus; (c) VALD
69
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
Tabela 3.6: HFS para linhas de Cu I.
5105.50Å; χ=1.39 eV
loggf(total) = −1.520b
5218.21Å; χ=3.82 eV
loggf(total) = +0.264a
λ (Å)
loggf
λ (Å)
loggf
5105.497
5105.501
5105.503
5105.504
5105.510
5105.514
5105.519
5105.523
5105.525
5105.526
5105.530
5105.531
5105.534
5105.545
5105.550
5105.554
5105.572
−4.2291
−3.2774
−3.2314
−4.4202
−3.1656
−2.9097
−3.8761
−2.9318
−2.7319
−4.0655
−2.6600
−2.8199
−2.5629
−2.9140
−2.3138
−2.4538
−2.1079
5218.201
5218.203
5218.205
5218.207
5218.211
5218.213
5218.216
−1.4123
−0.9367
−1.0665
−0.3466
−0.5575
−0.5685
−0.2226
5782.14 Å; χ=1.64 eV
loggf(total) = −1.720b
5782.032
−3.4320
5782.042
−3.7349
5782.054
−3.0340
5782.064
−3.0850
5782.073
−3.3890
5782.084
−2.6880
5782.086
−3.0340
5782.098
−3.0340
5782.113
−2.6880
5782.124
−2.6880
5782.153
−2.5870
5782.173
−2.2410
Fontes para o loggf: (a) NIST; (b) Bielski (1975)
70
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
71
3
9: Harris (1996)
10: Origlia et al. (1997)
11: Cohen et al. (1999)
12: Barbuy et al. (1999)
13: Coelho et al. (2001)
14: Carretta et al. (2001)
15: Melendez et al. (2003)
16: This Work
1: Zinn (1980)
2: Bica & Pastoriza (1983)
3: Cohen (1983)
4: Zinn & West (1984)
5: Pilachowski (1984)
6: Webbink (1985)
7: Bica & Alloin (1986)
8: Barbuy et al. (1992)
2
1
2
3
0
7
1
4
8
9
6
11
14
15
10
16
12
5
13
-1
-2
1980
1985
1990
1995
2000
2005
Figura 3.4: Diferentes valores de metalicidade encontrados na literatura para NGC 6553
através dos anos. Os quadrados abertos são para os trabalhos realizados utilizando fotometria, enquanto que os quadrados fechados são para aqueles baseados em espectroscopia.
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
72
Barbuy et al. (1999b) analisaram espectros CASPEC (R ∼ 20000) de duas estrelas gigantes frias de NGC 6553 e obtiveram metalicidade média [Fe/H] = −0.55, um fator 2.23
mais baixo que o valor encontrado no presente trabalho. Como a atual amostra contém
uma estrela em comum (a estrela II-85) à amostra de Barbuy et al. (1999b), revimos em
detalhes os espectros das estrelas nos dois diferentes conjuntos de dado com o intuito de
tentar entender a diferença encontrada. Verificamos a determinação dos parâmetros atmosféricos e atentamos para similaridades e dissimilaridades nos parâmetros atômicos de
cada linha de ferro, além de possı́veis diferenças nas medidas de Wλ , bem como diferenças
entre os métodos de análise nos diferentes trabalhos. Encontramos três possı́veis fontes de
incertezas que poderiam explicar as discrepâncias em metalicidade entre os dois trabalhos:
(i): Temperatura efetiva: usando cores HST e adotando um E(B-V)=0.70, Barbuy et al.
(1999b) derivaram uma temperatura efetiva de 4000 K para a estrela II-85, enquanto que
o valor atual é de 3842 K, obtido de forma espectroscópica. No entanto, como discutido na
seção 3.3.5, uma diferença de ∆T = +100K leva a uma diferença ∆[Fe/H] = −0.03 dex,
o que significa que uma variação de cerca de 200K na temperatura ainda não explicaria a
∆[Fe/H] entre os dois trabalhos.
(ii): Gravidade superficial: Barbuy et al. (1999b) obtiveram logg = 1.26 dex, mas o
valor espectroscópico foi corrigido de −0.6 dex, ou seja, o valor logg = 0.70 foi adotado.
Numa simulação com as larguras equivalentes de II-85, uma ∆logg = ±0.6 dex acarreta
numa ∆[Fe/H]=±0.3 dex, o que explicaria grande parte da discrepância entre os dois
conjuntos de dados.
(iii): Wλ : as medidas de larguras equivalentes de linhas em comum da estrela II-85
nas duas amostras são apresentadas na tabela 3.7. Em linhas gerais, embora apenas com
poucas linhas em comum, as larguras equivalentes das linhas mais intensas apresentadas
em Barbuy et al. (1999b) parecem sistematicamente mais baixas (≈ 20 mÅ) do que as da
presente amostra. Em simulações com o Abonj esta diferença em Wλ prevê uma ∆[Fe/H]
≈ 0.1 dex. A principal razão para as diferenças observadas nas Wλ de II-85 nos dois
conjuntos de dados parece estar associada a baixa qualidade dos espectros CASPEC,
tanto em resolução quanto na razão S/N, quando comparados aos espectros UVES do
presente estudo como mostra a figura 3.5 para a estrela II-85. Isso dificulta a localização
do continuum para o cálculo das larguras equivalentes.
Com base nisso, os nossos resultados fixam, preferencialmente, uma metalicidade [Fe/H]=
−0.2 para NGC 6553. Este resultado é compatı́vel não apenas com medidas de metalicidade com dados de alta qualidade no infravermelho para NGC 6553 (Meléndez et al.
2003), mas também com a metalicidade média das estrelas de campo do bojo (Fulbright
et al. 2006; Lecureur et al. 2007) e para estrelas de NGC 6528 (Zoccali et al. 2004), o qual
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
73
Tabela 3.7: Comparação das Wλ das linhas de FeI usadas neste trabalho em comum com
o trabalho de Barbuy et al. (1999b).
λ(Å)
χex (eV)
loggf
5861.110
6082.710
6096.660
6120.250
6475.620
6481.870
6574.230
6739.520
4.280
2.220
3.980
0.910
2.560
2.280
0.990
1.560
−2.450
−3.570
−1.930
−5.950
−2.940
−2.980
−5.040
−4.940
Este trabalho Barbuy et al. (1999b)
Wλ [mÅ]
Wλ [mÅ]
24.9
131.1
70.1
96.4
127.5
148.5
149.3
98.4
25.
102.
74.
69.
118.
117.
130.
49.
Figura 3.5: Espectro da estrela gigante II-85: comparação entre o espectro estudado em
Barbuy et al. (1999b), obtido com telescópio de 3.6m e espectrógrafo CASPEC de R ∼
20000 (a) e o do presente estudo obtido com o VLT de 8.2m e espectrógrafo UVES de
R∼55000.
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
74
é muito similar a NGC 6553.
3.4.4
Elementos α: [O/Fe], [Mg/Fe], [Si/Fe], [Ca/Fe], [Ti/Fe]
Com o trabalho clássico de Tinsley (1980) e as primeiras determinações de oxigênio
para estrelas pobre em metais da Galáxia (por exemplo, Barbuy 1988), a abundância
de elementos-α passou a ser interpretada como crucial no entendimento de quantidades
importantes como a SFR e a IMF.
Para interpretar a história de evolução quı́mica da Galáxia faz-se necessário entender a
complexa interação entre as estrelas e o meio interestelar. O enriquecimento quı́mico da
Galáxia através dos elementos pesados, ou seja, os elementos da tabela periódica com
número atômico Z entre 6 ≤ Z ≤ 110, é controlado pelos processos de nucleossı́ntese
estelar, onde a fı́sica das explosões de supernovas (SNs) Tipo II e Tipo Ia é fundamental
para o entendimento da evolução quı́mica.
De acordo com a teoria padrão os elementos α (O, Mg, Si, Ca, Ti) são essencialmente
sintetizados por estrelas massivas (M & 8M ) e, portanto, com um curto tempo de vida
(106 -107 anos, compatı́vel com o tempo de colapso do halo da Galáxia) e que apresentam
linhas marcantes de hidrogênio em seus espectros no óptico. Os elementos α são ejetados
no meio-interestelar durante as explosões de SNs Tipo II que são o estágio final da vida
das estrelas massivas. Os elementos do pico do Fe (V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu, Zn), por
sua vez, seriam produto principalmente da explosão termonuclear de SNs Tipo Ia, cuja
estrela progenitora seria uma estrela anã branca de C-O em sistemas binários envolvendo
escalas de tempo de 1 a 2 bilhões de anos (ver por exemplo os yields de Woosley & Weaver
1995; Iwamoto et al. 1999).
Desta forma, observacionalmente, como mostra esquematicamente a figura 3.6 adaptada
de McWilliam (1997), os elementos-α são sobreabundantes por um fator +0.3 ± 0.2 dex
no regime [Fe/H] ≤ −1.00 e, para [Fe/H] ≈ − 1.00, a razão [α/Fe] decresce progressivamente alcançando valores da abundância solar em [Fe/H] = 0. Sendo assim, uma medida
sobreabundante de [α/Fe] indica o domı́nio de processos por SNs Tipo II, equanto que
uma subabundância é interpretada como o aumento de contribuições por SNs de Tipo Ia.
Os diagramas de diagnóstico quı́mico para diferentes populações estelares permitem-nos,
assim, interpretar a IMF e a SFR, dois ingredientes essenciais para traçar a evolução
quı́mica de populações estelares. Em outras palavras, a razão [α/Fe] informa-nos sobre
a relativa contribuição das SNs Tipo II em relação as SNs Ia ao enriquecimento quı́mico
do meio-interestelar numa época anterior a formação das estrelas (Matteucci & Greggio
1986).
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
75
..
Figura 3.6: Diagrama de diagnóstico quı́mico: variação da abundância dos elementos-α
com a metalicidade com base na figura 1 de McWilliam (1997).
O oxigênio é o terceiro mais abundante elemento quı́mico do Universo e, consequentemente, a determinação de sua abundância em estrelas de distintos estágios evolutivos e
metalicidades é muito importante para o estudo da evolução quı́mica da Galáxia e mesmo
da estrutura e evolução de estrelas de baixa massa. A abundância de oxigênio nessas
estrelas afeta a opacidade e consequentemente as caracterı́sticas morfológicos dos diagramas cor-magnitude de aglomerados globulares e a determinação das idades destes objetos.
Todavia, devido a baixa velocidade radial heliocêntrica de NGC 6553 (v hr = −0.27 ± 1.99
kms−1 ), não foi possı́vel obter diretamente a abundância de oxigênio usando o dubleto
proibido de [OI] 6300Å, 6363Å nos espectros. As linhas proibidas de oxigênio foram
completamente destruı́das pela numerosa quantidade de linhas telúricas na região. Escolhemos adotar a razão de abundância [O/Fe]= +0.25 para NGC 6553 que foi anteriormente
obtida pelo nosso grupo de pesquisa usando linhas OH do infravermelho com dados de
alta-resolução, bem como razões de [C/Fe]=−0.7 e [N/Fe]= +1.30 obtidas através de
moléculas de CN (Meléndez et al. 2003).
Para as quatro estrelas estudadas encontramos que os elementos α comportam-se de
maneira anômola, com magnésio e silı́cio sobreabundantes ([Mg/Fe] = +0.28 ± 0.04 :
[Si/Fe] = +0.21 ± 0.05), enquanto que cálcio e titânio mostram abundância média tipi-
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
76
camente solar ([Ca/Fe] = +0.05 ± 0.09 : [TiI/Fe] = −0.01 ± 0.14 : [TiII/Fe] = −0.02 ±
0.06). A figura 3.7 apresenta exemplo da sı́ntese espectral realizada para a estrela II-85 na
região do tripleto de magnésio em 6318Å e para a linha de Si 5948.548 Å, respectivamente.
Na figura 3.8 apresentamos as razões de abundância [Ca/Fe] em aglomerados globulares
do bojo da Galáxia (cı́rculos cheios) comparadas às razões obtidas em estrelas de campo
do bojo (cı́rculos abertos) na análise de Fulbright et al. (2007) e do disco espesso (cruzes)
na análise de Reddy et al. (2006). Em relação às estrelas de campo, vê-se que há uma
separação forte no comportamento [Ca/Fe] no bojo e no disco espesso que pode ser facilmente explicada no contexto da contribuição (SNs Tipo II)/(SNs Tipo Ia) no bojo/disco
da Galáxia.
A razão [Ca/Fe] ≈ 0 que reportamos neste trabalho segue muito mais o padrão do disco
espesso, embora a razão [Ca/Fe]NGC6553 dentro de +1σ esteja na região limı́trofe entre as
duas populações. Estimativas de [Ca/Fe] obtidas pelo nosso Grupo de Pesquisa para NGC
6558 e HP-1, dois aglomerados pobres em metais do bojo, também estabelecem [Ca/Fe]
solar. Além disso, medidas muito recentes para outros dois aglomerados globulares do
bojo com [Fe/H] > −0.45 (NGC 6388 e NGC 6441) e de grupos de pesquisa diferentes
ao nosso também reportam uma abundância solar para o cálcio (Gratton et al. 2006;
Carretta et al. 2007).
Desta forma, o comportamento [Ca/Fe] em aglomerados globulares do bojo é controverso:
as razões [Ca/Fe] obtidas com base em dados do infravermelho tendem a ser maiores
([Ca/Fe] ≥ 0.30) do que as estimativas obtidas com espectros no óptico ([Ca/Fe] < 0.10).
No caso de NGC 6528, quimicamente similar a NGC 6553, as diferenças [Ca/Fe] obtidas
na literatura são de aproximadamente 0.8 dex, ou seja, uma diferença superior a um fator
6 na abundância de cálcio. Estas discrepâncias precisam ser melhor investigadas.
Seguindo as idéias da fı́sica das explosões de SNs, as anomalias Ca:Ti podem ser interpretadas como consequência natural dos yields4 envolvidos, no sentido de que as baixas
razões [(Ca,Ti)/Fe] sugerem uma deficiência de SNs Tipo II de baixa massa. Os yields
são ainda fortemente dependentes da metalicidade uma vez que a perda de massa das
estrelas depende da metalicidade das mesmas, de tal forma que cálcio e titânio são formados em ambientes astrofı́sicos diferenciados dos outros elementos α. Interessantemente,
uma vez que o bojo de galáxias espirais como a nossa têm caracterı́sticas similares às
galáxias elı́pticas (Renzini 2006), modelos de populações estelares têm previsto baixas
razões de cálcio nestas galáxias (Coelho et al. 2007, e referências citadas), no entanto, a
subabundância de cálcio em populações velhas e ricas é ainda controverso (Prochaska et
4
Fraç~
ao f da massa de uma estrela de massa M que é convertida em metais e ejetada no
meio interestelar.
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
77
al. 2005).
Na figura 3.9, nós comparamos o padrão de abundância dos elementos α estudados neste
trabalho (exceto para o oxigênio como explicado acima) com os resultados de NGC 6553
encontrados por Cohen et al. (1999). No geral, os padrões estão compatı́veis dentro de
pouco mais que 1σ para O, Mg, Ca e Ti e menor que 1σ para o Si.
Sabe-se que embora as análises detalhadas de oxigênio em estrelas frias possam ser realizadas usando linhas variadas — linhas de OH no ultravioleta e no infravermelho, pelo
dubleto proibido [O I] 6300 Å e 6363 Å e também através do tripleto permitido O I 7771
Å, 7774 Å e 7775 Å —, estas diferentes linhas tendem a dar diferentes valores. Como
exemplo, as linhas OI 7771-7 Å fornecem, sistematicamente, abundâncias mais altas que
as derivadas via linhas de OH (Kiselman & Nordlund 1995) e este fator deve explicar
parte da diferença em [O/Fe] apresentada na figura 3.9 uma vez que Cohen et al. (1999)
calcularam a razão de abundância com base no tripleto de OI 7771-7 Å, enquanto que o
nosso valor baseia-se em linhas de OH no infravermelho. Outro fator a ser levado em conta
é que há uma diferença de ∆[O/Fe]=0.09 dex na abundância solar de oxigênio adotada
nos dois trabalhos.
Em relação aos outros elementos α, há uma discrepância de ∆[Mg/Fe] = 0.13 dex entre
os nossos valores e Cohen et al. (1999), sendo que a diferença média é da ordem de 3σ
na razão [Mg/Fe]. Para o cálcio, a diferença ∆[Ca/Fe] = +0.2 dex pode ser explicada
principalmente pela diferença no valor solar de abundância adotado entre os dois trabalhos, como mostra a tabela 3.8, com nenhuma diferença significativa nos valores de
loggf. E, finalmente, para o Ti, não foi possı́vel fazer uma comparação direta entre os
dois trabalhos pois não há linhas em comum nas duas amostras. No entanto, nota-se uma
diferença ∆[Ti/Fe]=0.05 dex na abundância solar. Os nossos valores de abundância para
o Ti estão compatı́veis com os apresentados em Zoccali et al. (2004) para NGC 6528,
analisado usando as mesmas linhas e parâmetros atômicos. Possı́veis diferenças devido
aos diferentes valores nas constantes de amortecimento (importante principalmente para
as linhas de cálcio) não foram verificadas pois Cohen et al. (1999) não disponibilizam os
valores da constante de amortecimento C6 usados.
Desta forma, encontramos uma razão h[(Mg,Si,Ca,Ti)/Fe]i = 0.13 dex para a amostra
NGC 6553 UVES@VLT. Para comparação, numa análise quı́mica de 2 estrelas gigantes
de NGC 6553 com dados no infravermelho e parâmetros atmosféricos médios de T eff =
4000 K, logg = 1 dex, vt = 2kms−1 e [Fe/H] = −0.30, Origlia et al. (2002) obtiveram
um platô de [α/Fe]= 0.30 dex, o que demonstra a discrepância nos resultados do óptico
comparados a dados do infravermelho.
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
78
Star II-85
Teff = 3800 K : logg= 1.10 dex : [Fe/H]= -0.23 dex
1
Mg I
Mg I
0.8
0.6
0.4
6317.5
6318
6318.5
6319
6319.5
6320
1
0.8
0.6
5948
5948.5
5949
Figura 3.7: Painel superior: Sı́ntese espectral do tripleto de magnésio em 6318.7 Å,
6319.2 Å, 6319.4 Å na estrela II-85, calculada com [Mg/Fe] = +0.27 (linha pontilhada,
melhor ajuste), [Mg/Fe] = +0.37 (linha curta tracejada) e [Mg/Fe] = +0.17 (linha longa
tracejada). Painel inferior: Sı́ntese espectral da linha de silı́cio 5948.548 Å na estrela
II-85 calculada com [Si/Fe] = +0.20 (linha pontilhada, melhor ajuste), [Si/Fe] = +0.30
(linha curta tracejada) e [Si/Fe] = +0.10 (linha longa tracejada).
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
79
Figura 3.8: Razões [Ca/Fe] em aglomerados globulares do bojo (cı́rculos fechados) comparadas com estrelas de campo do bojo (cı́rculos abertos) e estrelas de campo do disco
espesso (quadrados). Na notação especı́fica para NGC6528, NGC6528:G1 corresponde a
análise feita por Zoccali et al. (2004) e NGC6528:G2 em Origlia et al. (2005a).
Tabela 3.8: Comparação dos valores de abundância solar e razões de abundância obtidas
para NGC 6553 entre o presente trabalho e Cohen et al. (1999).
Elemento
O
Mg
Si
Ca
Ti
Este trabalho
(X) [X/Fe]
8.77
7.58
7.55
6.36
5.02
+0.2
+0.28
+0.21
+0.05
-0.01
Cohen et al. (1999)
(X)
[X/Fe]
8.68
7.54
7.54
6.16
4.98
+0.50
+0.41
+0.14
+0.26
+0.19
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
80
Cohen et al. (1999)
Present work & Melendez et. al (2003)
Figura 3.9: Padrão de abundância dos elementos α em NGC 6553: (i) média para 4
estrelas deste trabalho e adotando oxigênio de Meléndez et al. (2003) (estrelas) e (ii)
abundâncias médias com base em 4 estrelas de Cohen et al. (1999) (quadrados).
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
81
Estruturalmente, NGC 6553, por estar localizado a uma distância inferior a 3 kpc do
centro da Galáxia, classifica-se como um aglomerado globular do bojo da Galáxia. No
entanto, Zoccali et al. (2001, 2003) determinaram o movimento próprio de NGC 6553 e
concluı́ram que este aglomerado segue a rotação média tanto do bojo como do disco da
Galáxia. Este resultado foi também confirmado por Dinescu et al. (2003), que com base
em velocidade de rotação, velocidades radiais e movimentos próprios para o aglomerado,
concluı́ram que NGC 6553 pertence ao disco espesso. Pritzl et al. (2005) recalcularam
os parâmetros orbiatis de NGC 6553 e o classificaram como um aglomerado globular do
disco fino dada a órbita circular encontrada.
Comparar o padrão de abundâncias quı́micas de estrelas de aglomerados com os de estrelas de campo é fundamental na interpretação fı́sica dos processos dominantes em cada
ambiente, principalmente no caso do bojo da Galáxia onde as condições de observação são
ainda adversas. No entanto, comparações deste tipo exigem cuidados especiais para evitar
que incertezas sistemáticas levem a interpretações errôneas dos resultados. Sendo assim,
escolhemos preferencialmente trabalhar com a amosta do campo do bojo de Lecureur et
al. (2007), uma vez que as linhas, modelos de atmosferas, códigos de sı́ntese e método de
análise em si são similares aos do presente trabalho. Na figura 3.10 comparamos as razões
[(α:Z-ı́mpar)/Fe] do presente trabalho com os de estrelas gigantes do bojo da Galáxia
determinadas por Lecureur et al. (2007) e com estrelas anãs do disco espesso obtidas por
Reddy et al. (2006).
Da figura 3.10 nota-se a perfeita similaridade entre a metalicidade média de NGC 6553
e as estrelas de campo do bojo. Embora a metalicidade de NGC 6553 coincida, aproximadamente, com o final da distribuição das estrelas do disco espesso apresentadas na
figura, [(O:Mg)/Fe] de NGC 6553 seguem, na média, o padrão das estrelas de campo do
bojo.
Nossos resultados sugerem que NGC 6553 esteja de fato associado à componente do bojo
Galáctico. Além disso, com base na sua idade (Ortolani et al. 1995), dificilmente NGC
6553 pertenceria ao disco fino da Galáxia como propõem Pritzl et al. (2005). Os resultados
de abundâncias para os elementos α (O, Mg, Si, Ca, Ti) sugerem, ainda, que a formação
do bojo aconteceu de forma rápida num ambiente dominado por estrelas de mais alta
massa (SNs Tipo II), com pouca contribuição das estrelas menos massivas (SNs Tipo Ia)
dentro da idéia da formação do bojo clássico (seção 1 deste capı́tulo) ou formação dos
aglomerados globulares ricos em metais através de processos de coalescência ou mergings
na parte mais central da Galáxia (Ashman & Zepf 1992; Beasley et al. 2002).
Vale destacar, porém, que num trabalho recente com 19 espectros de alta resolução (R=
50000) e alta razão S/N do bojo da Galáxia e 49 estrelas gigantes de comparação do
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
82
1
0.5
0
a]
1
0.5
0
b]
1
0.5
0
c]
1
0.5
0
d]
-1
-0.5
0
0.5
Figura 3.10: Padrão [α/Fe] de abundâncias nas quatro estrelas de NGC 6553 (cı́rculos
fechados) comparado com as estrelas de campo do bojo (cı́rculos abertos) de Lecureur et
al. (2007) e em estrelas de campo do disco espesso (cruzes) de Reddy et al. (2006).
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
83
disco fino, do disco espesso e do halo, ambos obtidos com o espectrógrafo PHOENIX do
Gemini Sul, obtivemos razões [(C:N:O)/Fe] para as amostras e os nossos resultados de
[O/Fe] confirmam que o disco espesso e o disco fino da Galáxia apresentam históricos
diferentes de formação uma vez que as suas razões [O/Fe] são distintas (figura 3.11). No
entanto, pela primeira vez, Meléndez et al. (2008) mostraram que as razões [O/Fe] de
estrelas gigantes do disco espesso e do bojo da Galáxia, analisadas de forma homogênea
e sistemática apresentam a mesma razão [O/Fe] até [Fe/H] = −0.2, ou seja, no regime
de metalicidade onde o disco espesso é identificado. Este nosso trabalho sugere que
não há distinção quı́mica entre o bojo e o disco espesso e que ambas sub-componentes
experimentaram taxas de formação similares, contrariamente aos resultados encontrados
em estudos anteriores (Zoccali et al. 2006; Fulbright et al. 2007; Lecureur et al. 2007).
Desta forma, as razões [O/Fe] das 19 estrelas analisadas sugerem que ambas populações
(disco espesso e bojo) experimentaram escalas de tempo de formação, taxas de formação
estelar e IMFs similares. A questão de distinção entre bojo e o disco espesso está portanto
em aberto.
3.4.5
Elementos Z-ı́mpar: [Na/Fe], [Al/Fe]
Os processos fı́sicos envolvidos na produção do Na e do Al são relativamente bem conhecidos, porém há ainda uma discussão sobre os ambientes astrofı́sicos propı́cios à produção
destes elementos. Os resultados de abundâncias quı́micas levam ao estabelecimento de
três diferentes ambientes onde os elementos Na e Al seriam sintetizados: nas estrelas massivas (M & 8M ), nas estrelas de massa intermediária (3 . M . 8 M ) e nas estrelas de
baixa massa (M . 2M ).
Nas estrelas massivas, a produção do sódio está diretamente ligada à fase de queima
hidrostática do carbono. Neste caso, devido a forte dependência com o excesso de nêutrons
no núcleo atômico, os produtos resultantes são linearmente dependentes da metalicidade
(Woosley & Weaver 1995). No caso das estrelas de massa intermediária, a produção
do sódio estaria associada às capturas de prótons através do ciclo Ne-Na na base do
envelope convectivo de estrelas no ramo assimptótico das gigantes (AGB, Asymptotic
Giant Branch), enquanto que o alumı́nio seria produzido pelo mesmo processo de captura,
porém em temperaturas mais elevadas através do ciclo Mg-Al (por exemplo, Langer et al.
1993). Já nas estrelas de baixa massa, ambos elementos seriam produzidos nas camadas
mais internas do envelope da estrela durante a queima hidrostática do hidrogênio e efeitos
de dragagem (mixing) conduziriam os produtos resultantes da queima para a atmosfera
das estrelas (Weiss et al. 2000).
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
84
Figura 3.11: Painel superior: Razão [O/Fe] para gigantes do bojo (triângulos em vermelho), do disco espesso (cı́rculos cheios em azul), do disco fino (cı́rculos abertos em
verde) e do halo (estrelas). Painel inferior: Razão [(C+N)/Fe] de abundância para gigantes do bojo (triângulos em vermelho), do disco espesso (cı́rculos cheios em azul), do
disco fino (cı́rculos abertos em verde) e do halo (estrelas). Barras tı́picas de erro são
apresentadas na figura.
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
85
Para o sódio e o alumı́nio obtivemos [Na/Fe] = +0.16 ± 0.23 e [Al/Fe] = +0.18 ± 0.06
como valores médios. Não foram efetuadas quaisquer correções para possı́veis desvios do
ETL nas linhas de Na e Al estudadas. A alta dispersão no valor médio do sódio deve-se ao
fato de que a estrela II-85 da amostra apresenta alto valor na abundância, [Na/Fe]=+0.34,
enquanto que as outras três estrelas apresentam abundância solar. Dada a localização das
estrelas no diagrama cor-magnitude, este resultado é compatı́vel com o mixing ocorrendo
ao longo do RGB (Gratton et al. 2004) e, para verificar este aspecto, seria interessante
derivar as abundâncias de nitrogênio para a amostra. Outro aspecto interessante seria
investigar a relação Na:Al para esta estrela, mas as linhas de Al em NGC 6553 II-85 eram
inutilizáveis. Em NGC 6528, Zoccali et al. (2004) encontraram sobreabundância de sódio
nas duas estrelas analisadas.
Os resultados [Na/Fe] para as estrelas de campo do bojo de Lecureur et al. (2007) com
[Fe/H] entre −0.25 ≤ [Fe/H] ≤ −0.15 são bem espalhados e, interessantemente, as estrelas
de NGC 6553 tendem a apresentar espalhamento similar (ver figura 3.10). Por outro lado,
as razões [Al/Fe] das estrelas de campo do bojo em [Fe/H] ≈ −0.2 são maiores do que as
estrelas de NGC 6553, que seguem o padrão do disco espesso.
3.4.6
Elementos do pico do ferro: [Mn/Fe], [Cu/Fe], [Zn/Fe]
Com raras exceções, as abundâncias dos denominados elementos do pico do ferro têm sido
negligenciadas no estudo da evolução quı́mica da Galáxia, sobretudo nas populações ricas
em metais. Para estrelas de campo do bojo, por exemplo, a única análise concernente
ao Mn, Cu e Zn são os trabalhos de McWilliam et al. (2003a,b) (Mn) e as recentes
determinações de Cohen et al. (2008) (Mn, Cu e Zn) para uma estrela anã em eventos
de microlentes gravitacionais. As abundâncias de Cu para estrelas de campo do bojo são
completamente desconhecidas até o momento.
Esta lacuna deve-se a fatores teóricos e observacionais. Primeiro, há uma carência na
determinação precisa da força de oscilador das linhas atômicas destas espécies e cálculos
de HFS para o Mn e Cu precisam ser levados em conta, ou seja, necessita-se de medidas
de laboratório precisas das constantes A e B de HFS destas espécies. Segundo, muitas das
estrelas estudadas são brilhantes e frias, o que dificulta a análise das abundâncias destes
elementos no óptico.
Nesta parte do trabalho, obtivemos as razões de abundância para Mn, Cu e Zn em nossa
amostra de NGC 6553 e, para efeito de comparação, em estrelas de 47 Tucanae e NGC
6528, dois outros aglomerados globulares ricos em metais já estudados pelo grupo (Zoccali et al. 2004; Alves-Brito et al. 2005). Estas razões de abundâncias funcionam como
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
86
Tabela 3.9: Razões de abundância média para Mn, Cu, e Zn para estrelas em NGC 6553,
47 Tuc e NGC 6528.
Estrela
(1)
[Fe/H]
(2)
N
(3)
[Mn/Fe]
(4)
N
(5)
[Cu/Fe]
(6)
N
(7)
[Zn/Fe]
(8)
N
(9)
47 Tucanae
M8
M11
M12
M21
M25
−0.62
−0.62
−0.63
−0.77
−0.64
±
±
±
±
±
0.11
0.11
0.11
0.11
0.11
Média
−0.66 ± 0.07
122
113
119
124
130
−0.34 ± 0.06
−0.32 ± 0.10
−0.32 ± 0.13
−0.42
−0.54
2
2
2
2
2
+0.09 ± 0.07
+0.01 ± 0.10
+0.09 ± 0.07
−0.06
−0.13 ± 0.11
2
2
2
1
2
0.00
0.00
0.00
0.25
−0.10
1
1
1
1
1
5
−0.39 ± 0.09
5
0.00 ± 0.09
5
+0.03 ± 0.13
5
NGC 6553
II-64
II-85
III-8
267092
−0.20
−0.23
−0.17
−0.21
±
±
±
±
0.15
0.15
0.15
0.12
56
52
59
57
−0.25
−0.25
−0.35
−0.35
3
2
2
2
−0.30
+0.02
−0.20
−0.10
1
1
1
3
+0.20
+0.22
+0.15
+0.15
1
1
1
1
Média
−0.20 ± 0.02
4
−0.35 ± 0.06
4
−0.10 ± 0.14
4
+0.18 ± 0.04
4
NGC 6528
I-18
I-36
I-42
Média
−0.05
−0.13
−0.14
50
50
50
−0.39
−0.59
−0.34 ± 0.07
2
2
2
−0.21
+0.10
—
1
1
—
+0.10
−0.20
—
1
1
—
−0.11 ± 0.05
3
−0.44 ± 0.13
3
−0.05 ± 0.22
2
−0.05 ± 0.22
2
importantes vı́nculos observacionais para entender a SFR em regimes de alta metalicidade
da Galáxia, além de trazer vı́nculos importantes sobre a formação destes elementos.
Os nossos principais resultados são que exceto para MnI os outros elementos do pico do
ferro estudados apresentam abundâncias médias variando de valores subsolar até ± 0.18
dex. Encontramos valores médios de h[Mn/Fe]i = −0.39 ± 0.09, −0.35 ± 0.06 e −0.44
± 0.13; h[Cu/Fe]i = +0.00 ± 0.09, −0.10 ± 0.14 e −0.05 ± 0.22; h[Zn/Fe]i = +0.03 ±
0.13, +0.18 ± 0.04 e −0.05 ± 0.22 para 47 Tucanae (5 estrelas), NGC 6553 (4 estrelas) e
NGC 6528 (2 estrelas), respectivamente. Os resultados estão resumidos na tabela 3.9.
Embora saibamos da teoria de evolução estelar que no final da vida de uma estrela massiva o ferro e os elementos do pico ferro serão produzidos em grande quantidade, são as
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
87
estrelas menos massivas e em sistemas binários (progenitoras das explosões de SNs Tipo
Ia) as principais responsáveis pelo enriquecimento quı́mico do meio interestelar em ferro
e elementos do pico do ferro. A principal explicação é que nos eventos de SNs Tipo II
a intensidade do campo gravitacional da estrela bem como a estrela de nêutron formada
retêm grande quantidade do material quı́mico produzido. Sendo assim, de maneira geral,
os elementos do pico do ferro podem também ser produzidos num variado intervalo de
massas estelares. Entretanto, os principais ambientes astrofı́sicos para sı́ntese de elementos particulares do pico do ferro— se estrelas de alta massa, massa intermediária ou baixa
massa —, ainda é motivo de debate na literatura (por exemplo, Arnett et al. 1971; Woosley
& Weaver 1995; Iwamoto et al. 1999; Umeda & Nomoto 2002), o que torna imprescindı́vel
que suas abundâncias quı́micas sejam obtidas em diferentes regimes de metalicidade e
tipos estelares. Com o objetivo de traçar a história de evolução quı́mica destes elementos na cauda de mais alta metalicidade da MDF comparamos os nossos resultados com
trabalhos prévios focados nos elementos do pico do ferro a mais alta metalicidade:
Aglomerados globulares: usamos os valores médios para o aglomerado globular rico em
metais M71 ([Fe/H] = −0.70), o qual foi analisado por Ramı́rez & Cohen (2002).
Aglomerados abertos: adotamos os resultados recentes com base em dados de alta resolução de Carretta et al. (2005) em Collinder 261 ([Fe/H] = −0.03), que está entre os
mais velhos dos aglomerados abertos e em NGC 3960 ([Fe/H]= −0.12), um aglomerado
aberto de idade intermediária, numa análise realizada por Bragaglia et al. (2006).
Estrelas de campo do disco: usamos dados de Reddy et al. (2003, 2006). O primeiro
trabalho refere-se a uma análise detalhada para 27 elementos em 181 estrelas tipos F e
G tipicamente do disco fino, com metalicidades variando de −0.69 ≤ [Fe/H] ≤ +0.00 e o
segundo trabalho refere-se a uma análise de abundâncias em estrelas tipos F e G do disco
espesso.
Estrelas de campo do bojo: nós comparamos as razões de abundâncias da nossa amostra
com as obtidas por McWilliam et al. (2003a,b) para 7 estrelas do bojo (−1.28 ≤ [Fe/H]
≤ +0.35).
Galáxia anã esferoidal Sagittarius (dSph, dwarf spheroidal): usamos resultados de duas
diferentes análises em estrelas individuais (−1.58 ≤ [Fe/H] ≤ +0.03) para duas estrelas analisadas em Bonifacio et al. (2000) e 14 estrelas gigantes vermelhas analisadas por
McWilliam et al. (2003a,b) e McWilliam et al. (2005).
Manganês
A figura 3.12 apresenta as razões de abundâncias em função da metalicidade para as
diferentes amostras acima. Nota-se, em linhas gerais, que a razão [Mn/Fe] tende a depen-
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
88
der da metalicidade no sentido de que a razão [Mn/Fe] é maior no regime de mais alta
metalicidade.
Os valores médios de [Mn/Fe] para NGC 6553 e NGC 6528, os dois aglomerados globulares do bojo, seguem o comportamento das estrelas enriquecidas em metais da galáxia
anã Sagittarius como analisadas por McWilliam et al. (2003a,b). Vale notar que as
abundâncias de manganês nestes aglomerados são discrepantes com as estrelas de campo
do bojo dentro de 1 a 2σ, enquanto que as metalicidades entre os aglomerados do bojo e a
média das estrelas de campo são compatı́veis. Vale salientar, no entanto, que os resultados
de Bonifacio et al. (2000) para Sagittarius estão em perfeito acordo com o comportamento
para as estrelas de campo do bojo e, consequentemente, em desacordo com os resultados
obtidos para as estrelas de Sagittarius em McWilliam et al. (2005).
Supondo que as medidas de [Mn/Fe] para as 7 estrelas de campo estão corretas e, em
princı́pio estão, pois cálculos de HFS foram levados em consideração na determinação da
razão [Mn/Fe], uma primeira interpretação para a discrepância entre as abundâncias de
manganês nos aglomerados globulares ricos em metais e as estrelas de campo do bojo seria
que a formação dos aglomerados deu-se a partir de processos completamente diferentes
das estrelas de campo. No entanto, este não parece ser o caso pois as razões [α/Fe] dos
aglomerados globulares ricoes em metais e do campo do bojo são similares, enquanto que
as galáxias anãs apresentam razão [α/Fe] bem distinta das duas populações acima citadas.
Outro aspecto interessante é que a razão [Mn/Fe] em Terzan 7 ([Fe/H]= −0.61 e [Mn/H]
= −0.61), um aglomerado globular que foi provavelmente acretado pela galáxia anã Sagittarius, é completamente distinta da razão [Mn/Fe] da sua galáxia hospedeira (Tautvaisiene
et al. 2004). Isso nos revela a complexidade em interpretar a história de evolução quı́mica
da Galáxia em termos da IMF ou da SFR e, claramente, mais análises quı́micas de forma
homogênea para grandes amostras de estrelas de campo e em aglomerados ricos em metais
são ainda necessárias.
Dentro das incertezas dos resultados, 47 Tucanae e M71, por sua vez, seguem o padrão
[Mn/Fe] das estrelas de campo do disco, do bojo e dos aglomerados abertos.
Na figura 3.12 são ainda mostradas as previsões teóricas de modelos de evolução quı́mica
descrevendo o comportamento [Mn/Fe] em função de [Fe/H] para a vizinhança solar (linha
pontilhada) e para o bojo da Galáxia (linha cheia). Os modelos foram construı́dos pela
Dra. Gabriele Cescutti do INAF (Instituto Nazionale di Astrofisica) na Itália. Os yields de
Mn e Fe foram os mesmos adotados em François et al. (2004) que se baseiam nos produtos
de Woosley & Weaver (1995) e Iwamoto et al. (1999). Vê-se claramente da figura que
para [Fe/H] ≥ −1.5 o modelo de evolução quı́mica para o comportamento [Mn/Fe]:[Fe/H]
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
89
para o bojo da Galáxia prevê razões [Mn/Fe] mais baixas do que as mesmas razões na
vizinhança solar , sendo que o acordo entre os resultados para os dois aglomerados do bojo
analisados e o modelo teórico para o bojo é muito bom. As estrelas de campo do bojo
analisadas por McWilliam et al. (2003a,b) seguem o padrão da vizinhança solar. Este
comportamento poderia ser pacialmente explicado pelo fato de ambas curvas teóricas
terem sido construı́das admitindo yields independentes da metalicidade. No entanto,
mesmo que os resultados teóricos fossem melhorados admitindo yields dependentes da
metalicidade, ainda assim nossos resultados para NGC 6553 e NGC 6528 estariam de
acordo com as previsões teóricas.
Cobre
Entre os elementos dos pico do ferro, cobre e manganês são os dois elementos que apresentam os valores mais baixos de abundância quı́mica. Na figura 3.13, com sı́mbolos similares
aos apresentados na figura 3.12, apresentamos as nossas abundâncias comparadas a outros
resultados da literatura. Nota-se que as medidas de [Cu/Fe] em NGC 6553 e NGC 6528
seguem o comportamento dos outros objetos ricos e à mesma metalicidade e, contrariamente ao caso do [Mn/Fe], as razões de abundância [Cu/Fe] entre os aglomerados do bojo
e as estrelas de Sagittarius diferem por até 0.50 dex. Uma subabundância de cobre a altas
metalicidades indica enriquecimento quı́mico pelas SNs Tipo Ia.
Seria interessante comparar as razões [Cu/Fe] em estrelas de campo do bojo com as obtidas
no presente trabalho para NGC 6553 e NGC 6528, mas não há até o momento medidas de
cobre para estrelas de campo do bojo. Por outro lado, uma vez demonstrado que [Cu/Fe]
em estrelas de campo do bojo, do disco e de aglomerados globulares da Galáxia comportase de fato diferente das estrelas de galáxias anãs, [Cu/Fe] poderá ser usado como um
indicador de objetos extragalácticos que foram acretados durante os estágios de evolução
destes objetos. No entanto, as abundâncias de cobre também dependem fortemente dos
cálculos de HFS e possı́veis erros sistemáticos devem ser previamente levados em conta.
Zinco
Do ponto de vista observacional a razão [Zn/Fe] é usada como traçadora de metalicidade
tanto na Galáxia quanto em sistemas Lyman-α (Pettini 2004; Wolfe et al. 2005), tornandose portanto essencial no entendimento da relação idade-metalicidade no universo.
Pela figura 3.14 notamos que as medidas de [Zn/Fe] para NGC 6553, NGC 6528 e 47
Tucanae seguem o comportamento das estrelas do disco e tendem a apresentar valores
solares ou pouco abaixo da abundância solar. O alto valor da razão [Zn/Fe] em M71,
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
90
0.5
globular clusters
open clusters
thin- and thick-disk
dwarf spheroidal galaxies
bulge
0
-0.5
-1
-2
-1.5
-1
-0.5
0
0.5
Figura 3.12: [Mn/Fe] versus [Fe/H] para diferentes amostras de estrelas: (i) abundância
média para os aglomerados globulares ricos em metais neste trabalho e em M71 com
dados de Ramı́rez & Cohen (2002) (cı́rculos fechados). As barras de erro correspondem
à dispersão dos dados. (ii) Aglomerados abertos analisados por Carretta et al. (2005) e
Bragaglia et al. (2006) (cı́rculos abertos). (iii) Estrelas de campo do disco com dados de
Reddy et al. (2003, 2006) (cruzes). (iv) Galáxia anã Sagittarius com dados de Bonifacio
et al. (2000) (pentágonos) e McWilliam et al. (2003a,b) (quadrados), e (v) estrelas de
campo do bojo de McWilliam et al. (2003a,b) (triângulos). A linha pontilhada na figura
corresponde ao comportamento esperado para a vizinhança solar, equanto que a linha
cheia corresponde ao que se espera para o bojo da Galáxia. Ambas previsões teóricas
foram fornecidas pela Dra. Gabriele Cescutti.
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
91
0.4
0.2
0
-0.2
-0.4
-0.6
-2
-1.5
-1
-0.5
0
0.5
Figura 3.13: [Cu/Fe] versus [Fe/H]. Exceto para Sagittarius, cujas razões foram obtidas
por McWilliam et al. (2005), os sı́mbolos e referências são como dados na figura 3.12.
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
92
0.6
0.4
0.2
0
-0.2
-0.4
-1
-0.5
0
Figura 3.14: [Zn/Fe] em função da metalicidade [Fe/H]. Sı́mbolos e referências são como
dados na figura 3.12.
maior em mais de 2σ quando comparado à média da razão [Zn/Fe] dos aglomerados deste
trabalho, deve-se, provavelmente, ao fato de Ramı́rez & Cohen (2002) terem usado a linha
ZnI 6362 Å, que apresenta blends com uma linha de FeI e é alargada pela autoinoização
do cálcio na região. Dada as similaridades em [Fe/H] e idade entre M71 e 47 Tucanae, não
esperávamos tamanha discrepância entre as nossas medidas de [Zn/Fe] para 47 Tucanae
com as medidas de Ramı́rez & Cohen (2002) para M71. Este exemplo ilustra como os diferentes métodos na análise das estrelas em diferentes objetos podem causar discrepâncias
consideráveis nos valores finais de abundância.
Cohen et al. (2008) determinaram uma razão [Zn/Fe] ≈ −0.1 para uma estrela anã do
bojo no evento de microlente gravitacional OGLE-2007−BLG-349S, o que representa a
primeira medida de zinco em estrelas de campo do bojo. Este resultado, dentro das
incertezas, está compatı́vel com o valor médio obtido para NGC 6528, mas muito abaixo
da razão de 0.18 dex obtida para NGC 6553. Mais medidas de [Zn/Fe] em diferentes
amostras de estrelas no regime de alta metalicidade e, sobretudo, em estrelas de campo
do bojo, ajudarão a revelar o ambiente astrofı́sico predominante na formação de zinco,
por exemplo, se o zinco seria formado pela captura de nêutron nos processos s e r como
sugerem Heger & Woosley (2002).
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
3.4.7
93
Elementos pesados: [Zr/Fe], [Ba/Fe], [La/Fe], [Eu/Fe]
Zircônio (Z = 40), bário (Z = 56), lantânio (Z = 57) e európio (Z = 63), bem como
todos os outros elementos quı́micos mais pesados que os elementos do pico do ferro da
tabela periódica, não são eficientemente produzidos pela interação carga-partı́cula devido
a intensa repulsão coulombiana instaurada no núcleo estelar. Eles são produzidos através
de reações de captura de nêutrons as quais são seguidas por decaimentos de elétrons ou
decaimento β (Meyer 1994).
Os processos de captura de nêutrons dividem-se em rápidos (r, rapid) e lentos (s, slow).
No primeiro, a densidade de nêutrons em um dado ambiente astrofı́sico é alta, alcançando
nneutrons > 1020 partı́culas por cm−3 de forma que o núcleo não tem tempo para quaisquer
decaimentos β antes que outro processo de captura ocorra. No segundo, a densidade de
nêutrons é baixa, atingindo nneutrons ≤ 1010 partı́culas por cm−3 de forma que a escala de
tempo para as sucessivas capturas de nêutrons é menor que o tempo de decaimento β.
A fı́sica que controla os processos de captura de nêutrons é bem estabelecida, mas há
ainda um intenso debate na literatura sobre os ambientes propı́cios à sı́ntese dos elementos
do processo r. Os ambientes astrofı́sicos onde estes processos ocorrem são importantes
laboratórios para descrever em detalhes os mecanismos de nucleossı́ntese destes elementos.
Os elementos do processo s com massa atômica A ≈ 90 (componente fraca) são sintetizados
no núcleo de estrelas massivas em fase de queima nuclear de He, onde a principal fonte
de captura de nêutrons dar-se pela reação 22 Ne(α,n)25 Mg (Cameron 1960). As outras
duas componentes do processo s, componente principal e componente forte, dominam a
formação dos elementos da Tabela Periódica com massas atômicas entre 90 ≤ A ≤ 208.
Estes elementos são sintetizados durante a fase de pulsos térmicos nas camadas de He
de estrelas de baixa massa e de massa intermediária do ramo assimptótico das gigantes
em ambiente propı́cio para a reação fonte 13 C(α,n)16 O dominar (para uma revisão ver
Woosley & Weaver 1995; Wallerstein et al. 1997; Nomoto et al. 1997; Busso et al. 1999;
Truran et al. 2002, e referências listadas).
Para o zircônio (A = 91), oriundo do primeiro pico de nêutrons no número mágico N
= 50, encontramos uma razão média de [Zr/Fe] = −0.67 ± 0.05. Para o bário (A =
137), elemento mais pesado que o Zr e oriundo do segundo pico de nêutrons no número
mágico N = 82, encontramos uma subabundância de [Ba/Fe] = −0.28 ± 0.18 para NGC
6553, em contraste com um alto valor para 47 Tucanae (Alves-Brito et al. 2005), valor
moderado na análise para estrelas de campo do bojo (McWilliam & Rich 1994) e valor
solar em NGC 6528 (Zoccali et al. 2004), aglomerado globular rico em metais do bojo
similar a NGC 6553. Para o lantânio (A = 139), também formado no segundo pico de
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
94
nêutrons, encontramos uma subabundância de [La/Fe] = −0.11 ± 0.16. Subabundâncias
de elementos do processo s em aglomerados globulares da Galáxia podem ser interpretadas
como indicador da idade velha destes objetos, o que confirma resultados oriundos de
fotometria analisando os diagramas cor-magnitude dos aglomerados (Ortolani et al. 1995).
Os sı́tios astrofı́sicos onde ocorreriam os processos de captura rápida de nêutron são ainda
motivo de debate e controvérsia na literatura (Magain 1995; Cowan et al. 1999), contudo,
devido ao alto fluxo de nêutron, a sı́ntese de elementos do processo r parece estar associada
a eventos explosivos como as SNs do Tipo II. No caso do európio, nós econtramos uma
abundância média moderada de [Eu/Fe] = +0.10 ± 0.02 dex, que é compatı́vel com os
valores de abundância para outros elementos α da amostra. Isso sugere uma conexão
entre os ambientes astrofı́sicos de formação de ambas classes de elementos. Os nossos
resultados reforçam a idéia de que os elementos α e os elementos do processo r teriam
uma origem similar associada a eventos explosivos de SNs Tipo II.
3.4.8
Incertezas nas abundâncias
Na tabela 3.10 apresentamos as abundâncias médias das N linhas de cada espécie e na
última coluna da tabela as abundâncias médias de cada espécie atômica para todas as N ∗
estrelas analisadas.
II-64
Espécie
(X)a
N
II-85
[X/Fe]
N
III-8
[X/Fe]
N
267092
[X/Fe]
N
[X/Fe]
Média
[X/Fe]
Elementos α
Mg I
Si I
Ca I
Ti I
Ti II
7.58
7.55
6.36
5.02
5.02
3
6
15
15
2
+0.32
+0.27
+0.11
+0.04
+0.06
±
±
±
±
±
0.09
0.09
0.12
0.08
0.04
3
4
14
15
2
+0.27
+0.22 ± 0.08
+0.12 ± 0.09
+0.15 ± 0.11
+0.01 ± 0.11
3 +0.29 ±
6 +0.17 ±
15 +0.05 ±
15 −0.05 ±
2 −0.04 ±
0.03
0.07
0.14
0.10
0.04
3 +0.22 ± 0.09 +0.28 ± 0.04
6 +0.17 ± 0.03 +0.21 ± 0.05
15 −0.07 ± 0.13 +0.05 ± 0.09
15 −0.17 ± 0.15 −0.01 ± 0.14
2
−0.07
−0.02 ± 0.06
Elementos Z-ı́mpar
Na I
Al I
6.33
6.47
2
2
+0.12
+0.25 ± 0.03
3
—
+0.34
—
2
2
−0.08
+0.15 ± 0.17
2
2
+0.12
+0.13
+0.16 ± 0.23
+0.18 ± 0.06
1
2
—
1
−0.64
−0.38
—
+0.14
−0.67
−0.28
−0.11
+0.10
Elementos pesados
Zr I
Ba II
La II
Eu II
2.60
2.13
1.17
0.51
1
2
1
1
−0.74
−0.08
+0.01
+0.09
1
2
1
1
−0.64
−0.18 ± 0.14
−0.22
+0.09
1
−0.64
2 −0.48 ± 0.14
—
—
1
+0.10
±
±
±
±
0.05
0.18
0.16
0.02
[Fe/H]
Fe I
Fe II
a
7.50
7.50
56 −0.20 ± 0.15
4 −0.20 ± 0.01
52 −0.23 ± 0.15
2 −0.29 ± 0.09
59 −0.17 ± 0.15
3 −0.17 ± 0.04
57 −0.21 ± 0.12 −0.20 ± 0.02
4 −0.22 ± 0.06 −0.22 ± 0.05
3.4 Razões de abundâncias quı́micas: resultados, comparações e
interpretação
Tabela 3.10: Abundâncias médias obtidas.
Padrão de abundância solar: Grevesse & Sauval (1998).
95
3.5 Histórico de enriquecimento quı́mico em NGC 6553 e aglomerados
globulares ricos em metais da Galáxia
96
As incertezas apresentadas nas tabelas 3.10 e 3.11 correspondem ao desvio padrão das medidas levando em conta o número de linhas usado em cada espécie. No entanto, a acurácia
das análises detalhadas dependem das incertezas sobre os parâmetros atmosféricos, dos
modelos de atmosferas e dos parâmetros atômicos. Estas duas últimas fontes de erros
são as incertezas sistemáticas sobre os resultados finais e dependem de incertezas sobre os loggf, sobre o ajuste no espectro sintético, mistura com outras linhas e ajuste do
continuum.
Para estimarmos a dependência dos nossos resultados com os parâmetros atmosféricos
para os elementos α, Z-ı́mpar e pesados, escolhemos a estrela II-64 da amostra para
variar os seus parâmetros atmosféricos de ∆T = ± 100 K, ∆logg = ± 0.30 e ∆v t =
± 0.20 kms−1 , que foram os valores tı́picos de incertezas estimadas na subseção 3.3.
Variando cada parâmetro por vez e fixando os demais, novos espectros sintéticos foram
calculados e a diferença em abundância para cada espécie adotando o novo valor do
parâmetro atmosférico foi interpretada como a incerteza associada da medida. A tabela
3.11 apresenta os resultados.
Para avaliar as incertezas sobre os elementos do pico do ferro adotamos procedimento
similar ao explicado acima e, cada estrela escolhida nos diferentes aglomerados, bem
como as respectivas variações na abundância, são também apresentadas na tabela 3.11.
O erro total apresentado na última coluna das tabela 3.11 corresponde à quadratura das
incertezas individuais. Da tabela 3.11 constatamos que exceto para as razões [Cu:Zn/Fe]
em NGC 6528, principalmente devido ao número limitado de linhas e estrelas, nossas
medidas de abundância para os elementos do pico do ferro apresentam relativamente
pequeno espalhamento (σ ≤ 0.14) e pequena variação intra-aglomerado.
3.5
Histórico de enriquecimento quı́mico em NGC
6553 e aglomerados globulares ricos em metais
da Galáxia
Nesta seção comparamos algumas das razões médias de abundâncias obtidas neste trabalho para NGC 6553 com o padrão de abundâncias quı́micas em 4 outros aglomerados
globulares ricos em metais estudados em nosso Grupo de Pesquisa — HP-1, NGC 6558,
47 Tucanae e NGC 6528 —, bem como com o padrão de abundâncias quı́micas recentemente obtido por Lecureur et al. (2007) para estrelas de campo no bojo da Galáxia e para
estrelas de campo do disco espesso obtidos por Reddy et al. (2006).
A tabela 3.12 apresenta as razões médias de abundâncias quı́micas obtidas para uma
3.5 Histórico de enriquecimento quı́mico em NGC 6553 e aglomerados
globulares ricos em metais da Galáxia
97
Tabela 3.11: Erros estimados sobre as abundâncias variando ∆Teff = ±100 K, ∆log g =
±+0.3 e ∆vt = ±0.2 km s−1 . O erro total é dado na última coluna.
P
Espécie
∆T
∆log g
∆vt
( x2 )1/2
(1)
(2)
(3)
(4)
(5)
NGC 6553 : II-64
[NaI/Fe]
[MgI/Fe]
[AlI/Fe]
[SiI/Fe]
[CaI/Fe]
[TiI/Fe]
[TiII/Fe]
[ZrI/Fe]
[BaII/Fe]
[LaII/Fe]
[EuII/Fe]
+0.08
−0.01
+ 0.10
−0.10
+0.05
+0.10
+0.05
+0.20
+0.01
+0.01
+0.01
+0.02
−0.02
+0.00
−0.01
+0.01
+0.03
+0.20
+0.01
+0.05
+0.05
+0.06
−0.02
+0.01
+0.01
−0.05
− 0.15
− 0.10
+0.05
+0.01
− 0.20
+0.02
+0.01
+0.08
+0.02
+0.10
+0.11
+0.16
+0.14
+0.21
+0.20
+0.21
+0.05
+0.06
[FeI/H]
[FeII/H]
−0.03
+0.12
−0.04
−0.11
+0.07
+0.06
+0.09
+0.17
47 Tucanae : M11
[MnI/Fe]
[CuI/Fe]
[ZnI/Fe]
+0.01
+0.05
−0.10
+0.02
+0.04
+0.03
−0.05
−0.08
−0.10
0.05
0.10
0.14
NGC 6553 : II-85
[MnI/Fe]
[CuI/Fe]
[ZnI/Fe]
+0.04
+0.03
−0.04
+0.03
+0.04
+0.05
−0.03
−0.06
−0.10
+0.06
+0.08
+0.12
NGC 6528 : I-36
[MnI/Fe]
[CuI/Fe]
[ZnI/Fe]
+0.05
+0.04
−0.05
+0.01
+0.03
+0.04
−0.01
−0.07
−0.10
+0.05
+0.09
+0.12
3.5 Histórico de enriquecimento quı́mico em NGC 6553 e aglomerados
globulares ricos em metais da Galáxia
98
Tabela 3.12: Razões médias de abundâncias nos aglomerados globulares ricos em metais
analisados pelo Grupo de Populações Estelares do IAG/USP.
Espécie
HP-1
(1)
NGC 6558
(2)
47 Tuc
(3)
NGC 6553
(4)
NGC 6528
(5)
[Fe/H]
Fe I
Fe II
−1.00 −0.97 ± 0.15 −0.64 ± 0.11 −0.20 ± 0.1102 −0.11 ± 0.20
−0.98
...
−0.67 ± 0.15 −0.22 ± 0.05
...
[X/Fe]
C
N
O
Na
Mg
Al
Si
Ca
Ti
Mn∗
Cu∗
Zn∗
Zr
Ba
La
Eu
...
...
+0.40
+0.00
+0.10
...
+0.30
+0.03
+0.07
...
...
...
...
0.15
+0.00
+0.15
...
...
+0.38 ± 0.17
−0.09 ± 0.05
+0.24 ± 0.05
+0.02 ± 0.05
+0.23 ± 0.03
+0.05 ± 0.05
+0.06 ± 0.04
...
...
...
...
+0.13 ± 0.05
0.00
+0.36 ± 0.06
...
...
+0.35
−0.07 ± 0.03
+0.27 ± 0.05
+0.22 ± 0.04
+0.23 ± 0.08
−0.05 ± 0.10
+0.10 ± 0.14
−0.39 ± 0.09
+0.00 ± 0.09
+0.03 ± 0.13
−0.30
+0.23 ± 0.11
+0.12
+0.35
−0.60 ±
+1.30 ±
+0.20 ±
+0.16 ±
+0.28 ±
+0.18 ±
+0.21 ±
+0.05 ±
−0.01 ±
−0.35 ±
−0.10 ±
+0.18 ±
−0.67 ±
−0.28 ±
−0.11 ±
+0.10 ±
0.12
0.22
0.30
0.23
0.04
0.06
0.05
0.09
0.14
0.06
0.14
0.04
0.05
0.18
0.16
0.02
0.00
+0.60
+0.15
+0.43
+0.07
...
+0.08
−0.40
−0.11
−0.44± 0.13
−0.05± 0.22
−0.05± 0.22
...
+0.03 ± 0.14
−0.15 ± 0.15
+0.15
Referências - 1: Barbuy et al. (2006) 2: Barbuy et al. (2007); 3: Alves-Brito et al.
(2005); 4: Este trabalho (Alves-Brito et al. 2006); CNO de Meléndez et al. (2003)
5: Zoccali et al. (2004).
*As razões [(Mn,Cu,Zn)/Fe] são como dadas em Alves-Brito et al. (2008c).
variedade de elementos (3 ≤ Z ≤ 63) em todos os aglomerados globulares com metalicidade
entre −1 ≤ [Fe/H] ≤ −0.11 analisados pelo Grupo de Populações Estelares do IAG/USP
usando espectros de alta resolução e alta razão sinal-ruı́do obtidos com os espectrógrafos
UVES e FLAMES do Very Large Telescope.
3.5 Histórico de enriquecimento quı́mico em NGC 6553 e aglomerados
globulares ricos em metais da Galáxia
99
Oxigênio, magnésio, sódio e alumı́nio
Da figura 3.15a, nota-se que a razão [O/Fe] em NGC 6553 e nos outros aglomerados globulares estudados em nosso Grupo de Pesquisa segue o comportamento geral das estrelas
de campo do bojo com o decréscimo da razão [O/Fe] a mais altas metalicidades. Como
anteriormente explicado, este comportamento é esperado no contexto da contribuição dos
produtos da razão (SNs de Tipo II)/(SNs de Tipo Ia) ao meio interestelar da Galáxia.
No caso do magnésio (figura 3.15b) vê-se que a razão média de [Mg/Fe] para NGC 6553,
NGC 6558 e 47 Tucanae é praticamente constante ([Mg/Fe] ≈ +0.26), assim como as
medidas de [Mg/Fe] nas estrelas de campo do bojo e do disco espesso. No entanto, para
[Fe/H] . −0.3, as razões [Mg/Fe] nas estrelas de campo do bojo tendem a ser mais altas
do que as estrelas do disco espesso, enquanto que para [Fe/H] & −0.3 as medidas de
[Mg/Fe] para as estrelas de campo do bojo apresentam alta dispersão. HP-1 e NGC 6528,
o mais pobre e o mais rico aglomerado globular, respectivamente, entre os aglomerados
globulares estudados no nosso grupo, apresentam as mais baixas razões médias de [Mg/Fe]
nas subcomponentes estelares comparadas.
Na figura 3.15c nota-se ainda que os valores médios de [Na/Fe] de NGC 6553 e NGC
6528 seguem os valores das estrelas de campo do bojo em seus respectivos valores de
metalicidade, enquanto que o comportamento geral da razão [Al/Fe] (figura 3.15d) é
similar ao da razão de [Mg/Fe]. Portanto, não é claro das figuras 3.15b,d a existência de
uma anticorrelação [Mg/Al] em função de [Fe/H] para os aglomerados ricos em metais
estudados como esperado nos modelos de mixing profundo de Langer & Hoffman (1995),
onde um considerável aumento na abundância de Al e Na é esperado às expensas de
25,26
Mg e 22 Ne, respectivamente. Langer & Hoffman (1995) prevêem ainda que uma
subabundância de oxigênio por um fator 2.5 e 3 nas atmosferas estelares leva a um aumento
na abundância de sódio por um fator de 4 ou 5, respectivamente. Faz-se assim necessário
a obtenção de mais medidas de [(Mg:Al)/Fe] e [(Na:O)/Fe] para um maior número de
estrelas em aglomerados globulares mais ricos que [Fe/H] ≥ −0.70 para averiguar se
realmente há assinaturas dos processos de captura de prótons por intermédio dos ciclos
CNO, Ne:Na e Mg:Al em aglomerados globulares no regime de mais alta metalicidade,
como já verificado em aglomerados pobres em metais da Galáxia (Gratton et al. 2004).
Bário, lantânio e európio
Na figura 3.16 apresentamos a comparação das razões [Ba/Fe] (figura 3.16a), [Eu/Fe]
(figura 3.16b) e [Ba/Eu] (figura 3.16c) para NGC 6553, NGC 6528, HP-1, 47 Tucanae e
NGC 6558. Como até o momento não foram obtidas razões de abundâncias de elementos
3.5 Histórico de enriquecimento quı́mico em NGC 6553 e aglomerados
globulares ricos em metais da Galáxia
100
1
0.5
0
a]
1
0.5
0
b]
1
0.5
0
c]
1
0.5
0
d]
-1
-0.5
0
0.5
Figura 3.15: Razões médias de [O/Fe] (painel a) para NGC 6553, HP-1, NGC 6558, 47
Tucanae e NGC 6528 (cı́rculos fechados) comparadas ao padrão de abundâncias quı́micas
das estrelas de campo do bojo (cı́rculos abertos) de Lecureur et al. (2007) e estrelas de
campo do disco espesso (cruzes) de Reddy et al. (2006) com base em linhas de alto potencial de excitação OI em 7771 Å. As razões [Mg/Fe], [Na/Fe] e [Al/Fe] são apresentadas
nos painéis (b), (c) e (d), respectivamente.
3.5 Histórico de enriquecimento quı́mico em NGC 6553 e aglomerados
globulares ricos em metais da Galáxia
101
1
0.5
0
-0.5
a]
-11
0.5
0
-0.5
b]
-11
0.5
0
-0.5
c]
-1
-1
-0.5
0
0.5
Figura 3.16: Razões médias de [Ba/Fe] (painel a), [Eu/Fe] (painel b) e [Ba/Eu] (painel c)
para NGC 6553, HP-1, NGC 6558, 47 Tucanae e NGC 6528 (cı́rculos fechados) comparadas ao padrão de abundâncias quı́micas das estrelas de campo do disco espesso (cruzes)
de Reddy et al. (2006). No painel c a linha cheia marca a razão [Ba/Eu] = −0.70, onde
a contribuição na produção dos elementos pesados seria apenas pelo processo r.
pesados em estrelas individuais (tipos espectrais K e M) de campo no bojo da Galáxia,
não foi possı́vel fazer uma comparação direta entre as medidas no campo com as nossas
medidas de [(elementos dos processos s e r)/Fe] em NGC 6553 e nos outros 4 aglomerados
globulares estudados por nosso Grupo de Pesquisa. Sendo assim, comparamos os nossos
resultados com as medidas [(Eu:Ba)/Fe] obtidas para estrelas de campo do disco espesso
(Reddy et al. 2006).
Vê-se da figura 3.16a que exceto para NGC 6553 todos os outros aglomerados globulares
ricos em metais apresentam [Ba/Fe] ≥ 0, enquanto que as estrelas de campo do disco
apresentam em geral [Ba/Fe] < 0 e com apenas poucas estrelas apresentando razões de
[Ba/Fe] acima da abundância solar. As razões de abundâncias quı́micas de [Ba/Fe] &
0 para os aglomerados globulares ricos em metais podem ser interpretadas como uma
3.5 Histórico de enriquecimento quı́mico em NGC 6553 e aglomerados
globulares ricos em metais da Galáxia
102
assinatura do enriquecimento quı́mico pelo processo s na nuvem que deu origem a estas
estrelas de baixa massa dos aglomerados. Isso significa que houve tempo (longo perı́odo
de formação estelar e perda de massa) para que as estrelas AGBs (3 ≤ M/M ≤ 8)
enriquecessem o meio interestelar destes aglomerados.
Da figura 3.16b nota-se que a razão [Eu/Fe] dos aglomerados globulares sobrepõe-se às
medidas de [Eu/Fe] das estrelas de campo do disco espesso. Verifica-se ainda que a razão
[Eu/Fe] de NGC 6553 e NGC 6528 parece seguir a queda [Eu/Fe] com a metalicidade,
comportamento reminiscente da relação [O/Fe] em função de [Fe/H] para estes objetos
(ver figura 3.15a), o que reflete a contribuição das SNs do Tipo Ia no regime de mais alta
metalicidade e também sugere uma forte relação entre os sı́tios astrofı́sicos de formação
dos elementos α e do európio.
Usando modelos estelares de AGBs de baixa massa (1.5 ≤ M/M ≤ 3) e com metalicidade global Z = Z /2, Arlandini (1999) obtiveram a contibuição dos processos s e r na
abundância solar de elementos pesados. Segundo eles, as contribuições dos processos s
e r para a abundância solar de bário consiste de 81% e 19%, respectivamente. Nestes
cálculos, o európio seria produzido predominantemente no processo r, com uma contribuição de 94%. Desta forma, através das abundâncias de cada isótopo de bário ( 134 Ba,
135
Ba, 136 Ba, 137 Ba e 138 Ba) e de európio (151 Eu, 153 Eu) apresentadas na tabela 2 de Arlandini (1999) para as diferentes componentes e admitindo abundância solar log(Ba) =
2.13 e log(Eu) = 0.51 (Grevesse & Sauval 1998), obtivemos a razão [Ba/Eu]r = −0.70
(linha cheia na figura 3.16c), ou seja, a contribuição pelo processo r à razão [Ba/Eu]
de abundância solar relativa à abundância total. Da figura 3.16c conclui-se que todos
os aglomerados globulares ricos em metais estudados em nosso grupo apresentam uma
história de enriquecimento quı́mico incompatı́vel com a idéia de que apenas o processo r
contribuiu para a sı́ntese de elementos pesados (Z > 26) da Tabela Periódica e que, além
disso, a eficácia dos processos s e r nos aglomerados globulares ricos em metais é diferente
para as estrelas de campo do disco espesso.
No modelo clássico de auto-enriquecimento quı́mico em aglomerados (por exemplo, Cayrel
1986), os aglomerados se formam de uma nuvem gigante molecular primordial (metalicidade global Z = 0) em colapso, onde as estrelas que se formam nas nuvens gigantes
são as principais responsáveis pela criação de elementos leves e pesados. Neste cenário,
distinguem-se basicamente 3 gerações estelares: a primeira geração é constituı́da de estrelas massivas (M & 10M e tql . 108 anos) que são as progenitoras das SNs do Tipo II
e responsáveis pelo enriquecimento do gás intra-aglomerado em elementos α, ferro e elementos pesados. Na explosão, ondas de choque se propagam na nuvem e levam a criação
de um aglomerado denso nas regiões mais densas da nuvem. Sendo assim, esta primeira
3.5 Histórico de enriquecimento quı́mico em NGC 6553 e aglomerados
globulares ricos em metais da Galáxia
103
geração de estrelas não participa da sı́ntese de elementos do processo s e, neste contexto, a razão [Ba/Eu] neste cenário deveria ser uma assinatura quı́mica da contribuição
à sı́ntese dos elementos pesados puramente pelo processo r. A segunda geração de estrelas, por sua vez, forma-se do material já enriquecido pela geração anterior sendo que
as estrelas desta segunda geração contribuirão basicamente com os produtos da queima
hidrostática do hidrogênio. Finalmente, as estrelas de baixa massa observadas atualmente nos agloemrados globulares constituiriam a terceira geração de estrelas no cenário
de auto-enriquecimento quı́mico. Elas já seriam formadas em um ambiente enriquecido
em elementos α e elementos acima do pico do ferro e apresentariam alta dispersão na
abundância dos elementos leves.
Por outro lado, o cenário clássico de pré-enriquecimento quı́mico (por exemplo, Harris &
Pudritz 1994), postula que os aglomerados globulares foram formados já com o padrão
de elementos pesados observados hoje em dia, ou seja, que uma primeira geração de estrelas seria a responsável pela formação dos elementos leves enquanto que uma posterior
contaminação do gás daria origem a próxima geração de estrelas. Desta forma, os nossos
resultados de abudâncias quı́micas de elementos pesados em estrelas gigantes dos aglomerados globulares ricos em metais da Galáxia suportam o cenário de pré-enriquecimento
quı́mico, uma vez que não encontramos indı́cios de que a razão [Ba/Eu] deva-se apenas pelo processo r, aliado ao fato de que encontramos uma forte homogeneidade nos
resultados de [Eu/Fe] das amostras estudadas.
Capı́tulo 4
Espectro combinado de alta razão
sinal-ruı́do de NGC 6553
Neste capı́tulo apresentamos um procedimento experimental com o intuito de explorar
o uso potencial do Very Large Telescope como um Extremely Large Telescope na análise
quı́mica detalhada de um espectro combinado1 de estrelas individuais de NGC 6553 obtidas com o FLAMES@VLT.
4.1
Introdução
Hoje em dia, graças à classe de telescópios de 8-10 m e aos espectrógrafos de alta resolução
(20000 . R . 60000) é possı́vel obter espectros de estrelas gigantes do campo e em
aglomerados globulares do bojo da Galáxia onde as condições extremas de observação,
como o alto valor da extinção interestelar, dificultam a caracterização desta componente
Galáctica. Não obstante, os espectros de estrelas gigantes vermelhas no bojo da Galáxia
têm sido limitados a uma razão S/N por pı́xel variando entre 50 . S/N. 150, com tempo
de integração de até algumas horas.
Há basicamente duas formas de remediar a limitação observacional no bojo da Galáxia no
que diz respeito ao aumento da acurácia nos resultados de abundâncias quı́micas: obter
espectros com a nova geração de grandes telescópios (ELT, Extremely Large Telescope)
previstos para entrar em operação dentro de ∼ 10 anos ou usar as microlentes gravitacionais (ver seção 1 do capı́tulo anterior), cujos eventos são aleatórios, não permitindo
seleção prévia de amostras.
1
O conceito de espectro combinado que apresentamos neste trabalho n~
ao tem qualquer
relaç~
ao com a idéia de espectro integrado usado em sı́ntese de populaç~
oes estelares.
4.1 Introdução
105
Sabemos, porém, que ao somarmos estatisticamente espectros de uma mesma estrela, a
razão S/N do espectro resultante será superior à dos espectros individuais. Partindo deste
princı́pio, o nosso grupo propõe um novo procedimento de análise quı́mica detalhada em
espectros combinados de estrelas individuais em um mesmo estágio evolutivo no diagrama
HR e, portanto, com parâmetros atmosféricos similares. Neste novo método, usando
observações do Very Large Telescope construimos, assim, um espectro equivalente ao
observado por um telescópio da classe de 30m.
Usando o espectrógrafo FLAMES acoplado ao Very Large Telescope (Zoccali et al. 2008),
apresenta a observação de cerca de 1000 estrelas (entre campo e aglomerados) do bojo
Galáctico. A amostra selecionada contém estrelas de 1 magnitude acima do ramo horizontal no diagrama cor-magnitude dos objetos, com o intuito de evitar blends com bandas
moleculares de TiO nas estrelas mais frias. Foram observadas estrelas gigantes em quatro
campos do bojo Galáctico — na janela de Baade (l = 1◦ , b = −4◦ ), Blanco −6◦ (l =
0◦ , b = −6◦ ), Blanco −12◦ (l = 0◦ , b = −12◦ ) e janela NGC6553 (l = 5◦ , b = −3◦ ). O
principal objetivo deste projeto é caracterizar quimicamente o bojo da Galáxia através
das razões [X/Fe] de abundâncias quı́micas e definir a função distribuição de metalicidade
para o bojo (Zoccali et al. 2006; Lecureur et al. 2007; Barbuy et al. 2007; Zoccali et al.
2008). A grande vantagem da amostra é o grande número de estrelas gigantes analisadas
no bojo Galáctico, a qual constitui a maior amostra em alta resolução espectral existente.
Como detalhado em Minniti et al. (2008) aplicamos com sucesso o novo método de combinar espectros individuais às estrelas gigantes dos quatro campos do bojo citados acima.
Estes campos foram observados em quatro ordens do espectrógrafo FLAMES — HR11
(5600-5870 Å), HR13 (6120-6400 Å), HR14 [6380-6620 Å] e HR15 (6660-6860 Å). Foram
combinadas cerca 200 estrelas gigantes vermelhas por campo totalizando aproximadamente 810 estrelas. Os espectros combinados são representativos de gigantes ricas em
metais do bojo da Galáxia com magnitude visual V ' 16 e com parâmetros atmosféricos
médios de hTeff i = 4600 K, hloggi = 2.00, h[Fe/H]i = 0.00 e h[α/Fe]i = 0.30. O espectro
combinado resultante da soma de cerca de 810 estrelas apresenta alta razão sinal-ruı́do
por pı́xel, variando entre 900 ≤ S/N ≤ 2100, o que equivale a espectros obtidos com cerca
de 800 horas de exposição no VLT de 8 m ou 30 horas de exposição com um ELT de 42 m.
Comparando os espectros combinados de cada campo do bojo foi confirmado que de fato
há um gradiente de metalicidade no bojo da Galáxia como proposto por Minniti (1995).
A metalicidade média dos espectros combinados diminui com o aumento da distância
galactocêntrica (−12◦ ≤ b ≤ −3◦ ). Um gradiente de metalicidade no bojo da Galáxia é
uma forte evidência observacional a favor da formação da Galáxia no contexto do cenário
bojo clássico (Eggen et al. 1962; Kormendy & Kennicutt 2004).
4.2 Velocidades radiais
106
Com estes trabalhos (Minniti et al. 2008; Alves-Brito et al. 2008b), além de propormos
um novo método de análise quı́mica em espectroscopia multi-objeto de alta resolução,
disponibilizaremos na literatura cientı́fica espectros combinados de estrelas de campo e em
aglomerados que serão referência no estudo de populações ricas em metais. As implicações
e aplicações cientı́ficas deste novo método às estrelas de campo, NGC 6553, bem como
outros aglomerados globulares ricos em metais são inúmeras:
(i) Um espectro combinado com alta razão S/N é útil para a identificação e medida de
linhas fracas (Wλ = 1mÅ) e de blends ao longo do espectro, aumentando a acurácia na
determinação de abundâncias quı́micas.
(ii) Espectros combinados podem ainda ser aplicados na identificação de linhas atômicas
para cálculo de velocidades radiais.
(iii) Espectros de alta razão S/N podem ser amplamente usados na definição de novos
ı́ndices espectrais úteis na análise de espectros de baixa resolução e baixa razão S/N.
(iv) Espectros combinados são fundamentais na determinação do pseudo-contı́nuo de
objetos ricos em metais e de baixa razão S/N.
(v) Espectros combinados podem ainda ser úteis na identificação de grupos estelares de
campo com caracterı́sticas cinemáticas similares.
(vi) Este novo método sinaliza para a possibilidade de estudar estrelas anãs de campo
do bojo da Galáxia através do FLAMES@VLT.
Desta forma, apresentamos neste capı́tulo uma aplicação do método de combinar espectros
ao aglomerado globular rico em metais NGC 6553 e comparamos o espectro resultante
com o espectro combinado para um dos campos do bojo. Em seguida é feita uma comparação dos resultados de abundâncias quı́micas de estrelas individuais em NGC 6553
com base em espectros UVES@VLT de alta resolução e alta razão S/N com as obtidas no
espectro combinado de NGC 6553. As observações e metodologia de seleção das estrelas
pertencentes a NGC 6553 foram descritas no capı́tulo 2.
4.2
Velocidades radiais
A criação de um espectro combinado a partir de espectros individuais requer acurácia
na estimativa do desvio Doppler e velocidades radiais observadas. Como explicado no
capı́tulo 2 as observações FLAMES@VLT foram realizadas no modo GIRAFFE usando
três diferentes redes de difração: HR11 (5600-5870 Å), HR13 (6120-6400 Å) e HR15
(6660-6860 Å). Usando o código DAOSPEC e procedimento similar explicado na seção
4.2 Velocidades radiais
10
107
HR11
HR13
HR15
5
0
-20
-10
0
10
Figura 4.1: Histograma mostrando a distribuição das velocidades radiais observadas nas 22
estrelas selecionadas de NGC 6553@FLAMES nas 3 redes de difração: HR11 (linha cheia
em azul), HR13 (região sombreada, linha pontilhada em verde) e HR15 (linha tracejada
em vermelho).
3.2.1 as velocidades radiais de cada espectro foram obtidas em cada rede e o valor médio
dos resultados de cada estrela foi adotado como sendo o valor final de velocidade radial.
O valor médio de vr foi também usado como um dos critérios seletivos para ratificar a
probabilidade de pertinência das estrelas localizadas na direção do campo NGC6553 ao
aglomerado globular NGC 6553 (capı́tulo 2).
A figura 4.1 apresenta a distribuição das velocidades radiais observadas para as 22 estrelas selecionadas de NGC 6553 em cada rede de difração usada. Para a ordem HR11 foi
obtida uma hvHR11
i = −6.70 ± 7.84 kms−1 , enquanto que para HR13 e HR15 foram obtir
i = −7.92 ± 5.60 kms−1 . As
i = −4.75 ± 5.03 kms−1 e hvHR11
das, respectivamente, hvHR13
r
r
diferenças em velocidade radial para cada estrela nas diferentes redes estão dentro das incertezas esperadas quanto a possı́veis variações no processo de calibração em comprimento
de onda dos espectros.
Em seguida, usando o código rvcorrect do IRAF, obtivemos a correção das velocidades
radiais observadas ou correção heliocêntrica para as componentes do movimento do observador na direção da observação e calculamos as velocidades radiais heliocêntricas. Na
4.3 Espectro combinado
108
Tabela 4.1: Velocidades radiais observadas em cada rede de difração com respectivas
FWHM [pı́xel] calculadas. A velocidade radial heliocêntrica é dada na última coluna.
vHR11
r
(2)
Estrela
(1)
FWHM
(3)
vHR13
r
(4)
vHR15
r
(6)
FWHM
(7)
vh
r
(8)
6.620
6.549
6.459
6.530
6.497
6.490
6.744
6.568
6.362
6.359
6.762
6.525
6.429
6.505
6.455
6.710
6.262
6.374
6.218
−12.106 ± 2.129
−2.113 ± 1.618
−5.388 ± 2.011
−3.981 ± 1.512
−8.960 ± 1.996
−0.646 ± 1.516
−5.822 ± 1.595
−8.568 ± 1.890
−9.577 ± 1.827
−8.100 ± 1.195
−7.284 ± 1.588
−18.77 ± 2.203
−7.395 ± 1.289
−15.207 ± 1.811
−4.241 ± 1.817
5.578 ± 1.235
−5.299 ± 1.676
−5.299 ± 1.676
−7.776 ± 1.457
8.423
8.323
8.415
8.319
8.359
8.204
8.950
8.198
8.273
8.079
8.407
8.164
8.451
8.439
8.316
8.612
8.215
8.215
8.107
−7.14 ± 2.10
2.87 ± 1.54
−0.47 ± 1.68
1.1 ± 1.24
−3.78 ± 1.64
4.62 ± 1.50
−0.58 ± 1.62
−3.07 ± 1.70
−3.96 ± 1.63
−3.15 ± 1.33
−1.95 ± 1.76
−13.67 ± 1.90
−2.33 ± 1.45
−10.27 ± 1.95
0.72 ± 1.98
10.72 ± 1.63
−2.38 ± 2.06
−0.57 ± 1.47
−3 ± 1.34
6.346
7.812
6.542
−16.276 ± 1.399
−11.159 ± 2.271
−15.960 ± 1.645
8.275
10.334
8.382
−0.5 ± 1.57
5.99 ± 2.18
−0.21 ± 1.63
FWHM
(5)
Brilhantes
n6553bri013
n6553bri041
n6553bri048
n6553bri050
n6553bri053
n6553bri055
n6553bri058
n6553bri059
n6553bri060
n6553bri061
n6553bri062
n6553bri064
n6553bri066
n6553bri069
n6553bri071
n6553bri072
n6553bri085
n6553bri090
n6553bri116
−9.267 ± 1.591
0.611 ± 0.889
−3.059 ± 0.892
−1.281 ± 0.581
−6.189 ± 0.850
2.838 ± 1.020
−2.627 ± 1.342
−4.874 ± 0.732
−5.745 ± 0.851
−5.063 ± 0.815
−3.995 ± 1.274
−16.148 ± 0.564
−4.624 ± 0.951
−12.389 ± 1.325
−1.577 ± 1.459
8.791 ± 0.987
−9.965 ± 2.079
−3.699 ± 0.515
−5.849 ± 0.591
5.665
5.631
5.670
5.819
5.747
5.893
6.416
5.814
5.760
5.651
5.803
5.508
5.493
5.742
5.529
5.719
6.343
5.898
5.591
−10.542 ± 1.317
−0.381 ± 1.152
−3.445 ± 0.910
−1.925 ± 0.689
−6.686 ± 0.810
1.172 ± 1.090
−3.787 ± 0.945
−6.269 ± 1.304
−7.043 ± 1.122
−6.779 ± 1.197
−5.067 ± 1.442
−16.569 ± 1.428
−5.458 ± 1.274
−13.717 ± 1.597
−2.520 ± 1.549
7.296 ± 1.684
−2.382 ± 1.153
−3.203 ± 1.112
−5.884 ± 1.069
Fracas
n6553f ai012
n6553f ai055
n6553f ai072
−23.539 ± 1.089
−16.260 ± 1.578
−23.432 ± 0.904
5.454
6.763
5.686
−6.302 ± 1.344
0.766 ± 1.347
−5.843 ± 1.345
tabela 4.1 apresentamos, para cada ordem, as velocidades radiais observadas com as respectivas FWHM [pı́xel] calculadas. Como esperado, a FWHM dos espectros aumenta
ao longo do comprimento de onda (FWHMHR11 < FWHMHR15 ). Na última coluna da
tabela apresentamos a velocidade radial heliocêntrica para cada estrela com respectivas
incertezas. Para as 22 estrelas selecionadas estimamos uma hvhr i = +1.68 ± 0.26 kms−1 ,
o que está de acordo com a acurácia teórica esperada em vhr , ou seja, σ ≈ 1.35 kms−1 para
espectros FLAMES com R = 22000.
4.3
Espectro combinado
Uma vez obtidas as velocidades radiais observadas, as imagens foram corrigidas do desvio
Doppler usando o código dopcor do pacote onedspec do IRAF. Conhecendo-se a v r ou
equivalentemente o desvio z, o código desloca os espectros para seus respectivos comprimentos de onda de laboratório. Além de ser imprescindı́vel para a criação do espectro
combinado, a principal vantagem no deslocamento dos espectros é a identificação precisa
4.3 Espectro combinado
109
Tabela 4.2: Parâmetros atmosféricos para as 22 estrelas individuais de NGC 6553
Estrela
(1)
n6553bri013
n6553bri041
n6553bri048
n6553bri050
n6553bri053
n6553bri055
n6553bri058
n6553bri059
n6553bri060
n6553bri061
n6553bri062
n6553bri064
n6553bri066
n6553bri069
n6553bri071
n6553bri072
n6553bri085
n6553bri090
n6553bri116
n6553f ai012
n6553f ai055
n6553f ai072
V
(2)
(V-I)
(3)
16.68
16.60
16.51
16.43
16.42
16.51
16.36
16.40
16.64
16.41
16.58
16.63
16.41
16.41
16.54
16.69
16.51
16.57
16.49
16.74
16.76
16.72
2.39
2.24
2.13
2.07
2.03
2.16
2.24
2.09
2.34
2.17
2.34
2.21
2.14
2.33
2.38
2.31
2.14
2.25
2.13
2.34
2.34
2.28
Teff [K] logg [dex] vt [km/s] Teff [K]
(4)
(5)
(6)
(7)
4212
4239
4291
4319
4541
4266
4332
4207
4275
4322
4288
4259
4304
4239
4231
4311
4192
4221
4200
4254
4241
4247
2.00
1.78
1.84
1.98
1.89
1.87
1.78
1.79
1.89
1.80
1.87
1.86
1.74
1.80
1.69
1.85
1.71
1.86
1.77
1.87
2.11
1.98
1.5
1.5
1.5
1.5
1.5
1.3
1.3
1.5
1.3
1.3
1.3
1.3
1.4
1.3
1.3
1.2
1.0
1.4
1.2
1.3
1.0
1.4
4750
4450
4600
4900
4750
4650
4600
4600
4600
4600
4600
4550
4500
4600
4350
4500
4400
4600
4500
4500
4900
4700
[Fe/H]
(8)
−0.14
−0.19
−0.18
−0.09
−0.13
−0.21
−0.25
−0.14
−0.09
−0.14
−0.19
−0.19
−0.22
−0.24
−0.18
−0.14
−0.12
−0.19
−0.10
−0.12
−0.14
−0.24
das linhas para o cálculo manual das larguras equivalentes e comparação dos espectros
observados com os espectros sintéticos.
Após corrigir a amostra do desvio Doppler, usamos o código scopy do IRAF para colocar os espectros individuais numa mesma escala de comprimento de onda. Adotamos a
seguinte escala por ordem: HR11 (λ1 = 5595 Å : λ2 = 5829.95 Å), HR13 (λ1 = 6123 Å :
λ2 = 6389.95 Å) e HR15 (λ1 = 6613Å : λ2 = 6855.95 Å).
Em seguida, para cada ordem, combinamos 22 espectros de estrelas gigantes de NGC
6553 que apresentam basicamente os mesmos parâmetros atmosféricos (ver tabela 4.2).
Os parâmetros atmosféricos das 22 estrelas foram obtidos seguindo método padrão neste
trabalho (ver capı́tulo 3). As estrelas apresentam temperatura e logg fotométricos médios
de hTeffi = 4272 ± 73 K e hloggi =1.85 ± 0.10 dex e com os parâmetros atmosféricos
espectroscópicos médios de hTeffi = 4600 ± 138 K, hvt i =1.33 ± kms−1 e h[Fe/H]i =
−0.16 ± 0.05 dex.
Os espectros foram combinados usando o código scombine do pacote onedspec do IRAF
no modo average, admitindo peso 1 para cada imagem e rejeição de pı́xeis pela estatı́stica
4.3 Espectro combinado
110
d]
e]
b]
6256
6258
6260
6262
c]
6256
6258
6260
6262
Figura 4.2: Comparação entre os espectros individuais (linha cheia) e o espectro combinado (linha pontilhada) de NGC 6553 FLAMES@VLT. As temperaturas efetivas das
estrelas individuais crescem na figura do painel (a)-(e) variando de 4350 ≤ Teff ≤ 4900 K.
minmax do código que além dos raios cósmicos rejeita qualquer fração especı́fica dos
pı́xeis mais altos e mais baixos ao longo dos espectros combinados. Antes de combinar os
espectros o código scombine verifica automaticamente o binning dos mesmos e, ao final
do processo, todas as imagens criadas em cada rede de difração apresentaram a mesma
escala de comprimento de onda (dλ = 0.05 Å). O espectro combinado apresentou largura
a meia altura variando de 0.29 ≤ FWHM ≤ 0.33 Å ao longo do comprimento de onda,
que são resultados satisfatórios para espectros FLAMES com R ≈ 22000. O fato de que
os espectros das 22 estrelas individuais de NGC 6553 apresentam valores similares de
FWHM é uma forte evidência da eficácia do método de combinar espectros individuais
sem a degradação do espectro final. Na figura 4.2 apresentamos uma comparação direta
entre os 22 espectros individuais de NGC 6553 com o espectro combinado. Do painel
(a) ao painel (e) as estrelas estão dispostas em ordem crescente de temperatura (4350
≤ Teff ≤ 4900 K) na figura. Constata-se que o espectro combinado é muito similar aos
espectros individuais, o que é esperado uma vez que combinamos espectros de mesmo
estágio evolutivo e, portanto, com parâmetros atmosféricos semelhantes.
4.3 Espectro combinado
111
1.2
HR11
1
1
0.8
0.6
a]
0.4
0.9
5600 5650 5700 5750 5800
1.2
HR13
1
0.8
0.8
0.6
b]
0.4
6200
6300
6400
0.7
1.2
TiI
[OI]
HR15
1
0.6
0.8
0.6
VI/TiI
c]
0.4
FeI
d]
0.5
6650 6700 6750 6800 6850
6296 6298 6300 6302 6304
Figura 4.3: Espectro combinado nas três diferentes redes usadas: (a) HR11, (b) HR13
e (c) HR15. No painel (d) apresentamos uma porção do espectro combinado da ordem
HR13 na região [OI] 6300 Å.
4.3.1
Cálculo das Wλ e normalização do contı́nuo
Para realizar a normalização do contı́nuo e cálculo automático das W λ do espectro combinado usamos o código DAOSPEC. Como teste, o contı́nuo foi também normalizado manualmente através do código contı́nuo do IRAF e não foram econtradas diferenças significativas entre os dois métodos. Basicamente a principal diferença entre eles é o tipo e a ordem
do polinômio usado para efetuar a normalização do espectro. A figura 4.3 apresenta o
espectro combinado e normalizado em cada rede de difração.
Para o cálculo das Wλ (tabela 4.3) procuramos incluir o maior número possı́vel de linhas
previamente usadas na amostra NGC 6553 UVES@VLT (Alves-Brito et al. 2006). Do
ponto de vista das incertezas sistemáticas, esta escolha possibilita-nos uma comparação
direta dos resultados em ambos trabalhos.
4.3 Espectro combinado
112
Tabela 4.3: Lista de linhas e larguras equivalentes medidas com respectivas incertezas.
λ [Å]
(1)
Íon
(2)
χ [eV]
(3)
loggf
(4)
C6
(5)
Wλ [mÅ]
(6)
σWλ [mÅ]
(7)
5601.28
5618.63
5628.62
5633.94
5636.71
5641.46
5643.07
5646.70
5647.23
5648.56
5650.01
5651.46
5652.32
5661.36
5679.02
5682.64
5688.20
5701.10
5701.54
5705.48
5711.08
5717.85
5719.81
5720.89
5724.45
5731.76
5732.29
5739.46
5741.86
5752.01
5760.35
5762.99
5775.08
5778.45
5782.11
5793.93
5806.73
5809.25
5814.80
CaI
FeI
CrI
FeI
FeI
FeI
NiI
FeI
CoI
TiI
FeI
FeI
FeI
FeI
FeI
NaI
NaI
SiI
FeI
FeI
MgI
FeI
CrI
FeI
FeI
FeI
FeI
TiI
FeI
FeI
FeI
FeI
FeI
FeI
CuI
FeI
FeI
FeI
FeI
2.53
4.21
3.42
4.99
3.64
4.26
4.16
4.26
2.28
2.49
5.10
4.47
4.26
4.28
4.65
2.10
2.10
4.93
2.56
4.30
4.34
4.28
3.01
4.55
4.28
4.25
4.99
2.24
4.26
4.55
3.64
4.21
4.22
2.58
1.64
4.22
4.61
3.88
4.28
−0.24
−1.58
−0.74
−0.31
−2.74
−0.87
−1.25
−2.53
−1.56
−0.25
−0.87
−1.98
−1.95
−1.76
−0.97
−0.700
−0.457
−1.95
−2.11
−1.58
−1.729
−1.10
−1.58
−1.81
−2.66
−1.11
−1.50
−0.60
−1.81
−1.19
−2.61
−0.21
−1.32
−3.56
−1.72
−1.76
−0.84
−1.50
−1.94
0.227E−31
2.900E−31
0.465E−31
2.030E−31
5.190E−32
2.970E−31
0.379E−30
0.107E−31
0.414E−31
0.522E−30
4.830E−31
0.100E−30
3.120E−31
3.240E−31
8.130E−31
0.300E−30
0.300E−31
0.300E−31
4.950E−32
1.730E−31
0.300E−30
5.030E−31
0.600E−31
5.600E−31
5.050E−31
2.850E−31
1.860E−31
0.386E−31
2.830E−31
3.000E−31
5.850E−32
2.750E−31
3.000E−31
4.950E−32
0.300E−30
2.720E−31
1.910E−31
5.650E−31
2.820E−31
171.3
73.0
34.9
75.8
49.6
96.4
25.1
12.6
64.7
62.2
47.6
31.0
42.6
49.9
67.3
165.1
162.5
53.1
146.0
74.5
147.3
87.3
25.3
32.8
9.5
81.2
20.9
51.8
56.8
66.8
57.8
147.7
87.8
84.1
204.8
63.0
73.1
87.8
42.6
2.64
3.68
2.69
1.44
2.72
0.70
2.05
3.62
4.13
2.48
2.37
2.22
1.28
2.85
1.88
1.97
3.84
0.96
4.86
3.40
3.97
0.92
1.09
1.09
1.23
1.10
0.71
1.97
0.71
1.21
1.04
2.17
1.71
4.52
5.58
1.94
1.74
2.98
1.62
4.3 Espectro combinado
113
Tabela 4.3 −− continuação
λ [Å]
(1)
Íon
(2)
χ [eV]
(3)
loggf
(4)
C6
(5)
Wλ [mÅ]
(6)
σWλ [mÅ]
(7)
6126.21
6127.47
6130.13
6134.58
6141.71
6142.49
6143.25
6145.02
6149.24
6154.22
6155.14
6156.02
6159.38
6160.74
6161.30
6162.17
6165.36
6166.43
6169.04
6169.56
6173.33
6177.24
6180.20
6187.99
6189.00
6199.20
6213.43
6223.98
6226.74
6240.64
6243.82
6244.48
6247.55
6251.82
6254.25
6258.11
6270.23
6271.28
6273.38
6274.65
6285.15
TiI
ZrI
NiI
ZrI
BaII
SiI
ZrI
SiI
FeII
NaI
SiI
CaI
FeI
NaI
CaI
CaI
FeI
CaI
CaI
CaI
FeI
NiI
FeI
FeI
CoI
VI
FeI
NiI
FeI
FeI
SiI
SiI
FeII
VI
FeI
TiI
FeI
FeI
TiI
VI
VI
1.06
0.15
4.26
0.00
0.70
5.61
0.07
5.61
3.89
2.10
5.62
2.52
4.61
2.10
2.51
2.51
4.14
2.52
2.52
2.52
2.22
1.82
2.73
3.94
1.71
0.28
2.22
4.10
3.88
2.22
5.61
5.61
3.89
0.28
2.28
1.44
2.86
3.32
0.02
0.26
0.27
−1.42
−1.06
−0.96
−1.28
−0.08
−1.58
−1.10
−1.5
−2.90
−1.57
−0.85
−2.59
−1.97
−1.27
−1.42
−0.09
−1.55
−1.15
−0.90
−0.63
−2.88
−3.51
−2.78
−1.72
−2.46
−1.28
−2.65
−0.98
−2.20
−3.39
−1.30
−1.27
−2.52
−1.34
−2.44
−0.36
−2.71
−2.96
−4.17
−1.67
−1.51
2.060E−32
0.300E−31
0.391E−30
0.300E−31
0.530E−31
0.300E−31
0.300E−31
0.300E−31
0.300E−31
0.90E−31
0.30E−31
4.000E−31
0.674E−30
0.30E−31
4.000E−31
3.000E−31
0.765E−31
3.97E−31
3.97E−31
4E−31
0.265E−31
0.300E−31
0.411E−31
0.490E−30
0.206E−31
0.196E−31
0.262E−31
0.393E−30
0.415E−30
0.314E−31
0.300E−32
0.300E−31
0.300E−31
0.196E−31
0.000E+00
4.756E−32
0.458E−31
0.278E−30
0.734E−31
0.194E−31
0.194E−31
107.0
45.5
30.5
36.6
160.4
28.0
40.3
33.9
25.5
91.2
70.4
39.4
27.5
114.2
127.7
283.9
71.9
116.2
147.8
159.0
132.3
64.8
112.9
66.6
87.0
149.9
142.3
44.4
47.9
97.8
62.0
50.3
33.9
129.3
158.4
142.4
98.3
54.7
22.1
97.2
167.8
1.78
0.90
0.99
2.14
2.00
1.54
3.24
1.25
0.44
1.18
1.04
0.92
2.42
1.02
4.23
10.20
0.71
1.46
1.75
3.04
1.42
1.43
2.38
2.40
3.18
4.13
1.85
1.11
1.33
2.10
8.41
3.09
1.14
1.78
1.91
5.62
2.06
1.12
1.70
2.32
11.10
4.3 Espectro combinado
λ [Å]
(1)
Íon
(2)
6290.55 FeI
6302.49 FeI
6303.75 TiI
6307.85 FeI
6311.50 FeI
6312.23 TiI
6315.81 FeI
6318.71 MgI
6319.24 MgI
6322.68 FeI
6330.09 CrI
6335.33 FeI
6336.10 TiI
6336.82 FeI
6353.85 FeI
6369.46 FeII
6632.43 CoI
6645.10 EuII
6678.00 FeI
6696.01 AlI
6698.66 AlI
6703.56 FeI
6704.48 FeI
6705.11 FeI
6710.32 FeI
6713.74 FeI
6716.71 TiI
6717.69 CaI
6725.35 FeI
6726.66 FeI
6733.15 FeI
6739.52 FeI
6743.12 TiI
6765.45 MgI
6767.77 NiI
6771.03 CoI
6772.31 NiI
6774.27 LaII
6810.26 FeI
6820.37 FeI
6837.02 FeI
114
Tabela 4.3 −− continuação
χ [eV]
(3)
loggf
(4)
C6
(5)
Wλ [mÅ]
(6)
σWλ [mÅ]
(7)
2.59
3.68
1.44
3.64
2.83
1.46
4.08
5.10
5.10
2.58
0.94
2.20
1.44
3.69
0.91
2.89
2.28
1.38
2.69
3.14
3.14
2.75
4.20
4.61
1.48
4.80
2.48
2.71
4.10
4.60
4.64
1.56
0.90
5.75
1.82
1.88
3.65
0.12
4.60
4.64
4.59
−4.34
−1.29
−1.56
−3.27
−3.22
−1.55
−1.71
−2.10
−2.36
−2.43
−3.03
−2.23
−1.74
−1.05
−6.36
−4.11
−2.00
+0.12
−1.42
−1.48
−1.78
−3.15
−2.66
−1.40
−4.87
−1.60
−1.01
−0.61
−2.30
−1.15
−1.58
−4.94
−1.62
−1.94
−2.17
−1.97
−0.99
−1.82
−1.11
−1.31
−1.80
0.211E−30
0.734E−31
1.530E−32
0.000E+00
0.439E−31
4.750E−32
0.656E−31
0.300E−31
0.300E−31
0.442E−31
0.333E−31
0.251E−31
0.300E−32
0.415E−30
0.000E+00
0.742E−32
0.228E−31
0.300E−31
0.000E+00
0.300E−31
0.300E−31
0.366E−31
0.666E−31
0.000E+00
0.201E−31
0.157E−30
0.300E−31
4.10E−31
0.482E−30
0.000E+00
0.341E−30
0.210E−31
0.300E−31
0.300E−31
0.300E−30
0.173E−31
0.356E−30
0.300E−31
0.450E−30
0.488E−30
0.000E+00
35.1
107.9
76.2
12.7
85.1
71.4
67.7
89.9
73.4
123.1
95.5
159.2
67.7
131.1
39.8
14.3
59.9
31.2
208.6
120.3
72.3
91.0
9.9
69.9
94.6
31.3
25.1
196.1
35.3
62.2
36.4
68.4
133.2
29.0
139.6
140.9
73.8
21.8
71.2
66.0
32.4
1.63
1.64
1.88
1.83
2.93
1.90
1.19
4.49
3.48
2.59
5.74
3.56
1.16
2.65
1.16
2.11
1.71
1.89
2.13
1.50
0.86
1.84
1.06
1.39
1.41
1.15
1.14
2.65
1.04
0.73
0.75
1.47
1.39
1.75
3.28
2.38
1.01
0.93
0.96
1.24
1.91
4.3 Espectro combinado
4.3.2
115
Tabela 4.3 −− continuação
λ [Å]
(1)
Íon
(2)
χ [eV]
(3)
loggf
(4)
C6
(5)
Wλ [mÅ]
(6)
σWλ [mÅ]
(7)
6839.83
6842.68
6851.64
6855.71
FeI
FeI
FeI
FeI
2.56
4.63
1.60
4.39
−3.45
−1.31
−5.31
−1.82
0.395E−31
0.480E−30
0.731E−32
0.315E−30
96.8
64.8
51.1
43.8
1.38
0.68
1.15
0.55
A razão sinal-ruı́do dos espectros
Em observações astronômicas o fluxo intrı́nseco de fótons de uma determinada fonte não
é facilmente obtido com base apenas no número de fótons detectados uma vez que muitos
fatores devem também ser levados em conta, como o tamanho do telescópio, as condições
atmosféricas no momento de observação e a eficiência em si dos detectores.
Sendo assim, dada uma taxa de fótons emitidos de um certo objeto, existe uma função de
probabilidade que determina o número de fótons detectados. A probabilidade de Poisson,
definida como o caso limite de uma distribuição binomial, é a que melhor descreve os
eventos de detecção de fótons. Desta forma, se n é o número total de fótons emitidos da
fonte e p a probabilidade de detecção durante o tempo de observação, por definição sabemos que p << 1 e que o número médio µ de fótons detectados iguala-se ao número total
de fótons emitidos multiplicados pela probabilidade de que os mesmos sejam observados,
ou seja:
µ = np
(4.1)
Neste caso, a distribuição de Poisson de x eventos será dada como:
p(x, µ) =
µx e−µ
,
x!
(4.2)
com a vari^
ancia = µ.
Em astronomia a razão S/N equivale ao inverso do erro fracional da medida, ou seja, à
razão entre a amplitude do erro e a grandeza medida:
S
S
=√ ,
N
σ2
(4.3)
4.3 Espectro combinado
116
Na prática, o sinal S de uma fonte vai depender do fluxo F [por unidade de área e de
tempo], da área coletora A do telescópio e do tempo t de integração:
S=F∗A∗t
(4.4)
Numa simplificação, admitindo que o único ruı́do da observação é poissônico, podemos
escrever que:
σ 2 = S = F ∗ A ∗ t,
(4.5)
√
S
= F∗A∗t
N
(4.6)
e, dessa maneira,
Consequentemente a razão S/N de um espectro é diretamente proporcional à raiz quadrada
do brilho, da área do telescópio e do tempo de integração da observação que por sua vez
está relacionado à eficiência na detecção dos fótons.
A razão sinal-ruı́do de uma observação pode então ser generalizada como:
onde:
S
C∗t
=p
,
N
σ 2 ∗ n + t(C − Ω ∗ S)
(4.7)
C: taxa de contagem [fótons por segundo];
t: tempo de exposição;
σ: ruı́do de leitura de cada pı́xel;
n: número de pı́xel;
S: número de fótons do céu por unidade de ângulo sólido;
Ω: ângulo sólido coberto pela imagem.
No presente trabalho a razão S/N por pı́xel dos espectros foi obtida usando o código
splot do IRAF. Usando os princı́pios da estatı́stica de Poisson em regiões sem linhas
dos espectros, ou seja, em regiões do contı́nuo, após selecionarmos manualmente porções
4.4 Parâmetros atmosféricos
117
∆λ dos espectros, o código determina a razão sinal-ruı́do por pı́xel através da seguinte
expressão, equivalente à expressão 4.3:
MEAN
S
=
,
N
RMS
(4.8)
onde:
MEAN = média de pı́xeis na região ∆λ do contı́nuo do espectro;
RMS = desvio padrão das medidas dentro da porção ∆λ do espectro.
Em cada ordem do espectro combinado foram obtidas as razões (S/N)HR11 = 500 em torno
de 5656 Å, (S/N)HR13 = 650 em 6124 Å, (S/N)HR13 = 700 próximo a 6143 Å, (S/N)HR15
= 800 em 6751 Å, (S/N)HR15 = 650 em 6763 Å e (S/N)HR15 = 667 na região de 6805
Å. Estes valores implicam uma razão sinal-ruı́do por pı́xel média de h(S/N)HR11 i = 500,
h(S/N)HR13 i = 675 e h(S/N)HR15 i = 700 em cada ordem.
Desta forma podemos estimar, em ordens de grandeza, o uso potencial do Very Large
Telescope (8m) como um Extremely Large Telescope (42m) usando o espectro combinado
obtido para NGC 6553. Levando em conta que a observação de uma estrela gigante tipo
espectral K em um aglomerado globular leva em média 1 hora de tempo de integração
no VLT, 22 estrelas corresponderiam, no mı́nino, a 22 horas de tempo de integração.
Consequentemente, da equação 4.6, esta mesma estrela consumiria 47 minutos de tempo
de integração num Extremely Large Telescope de 42m.
4.4
Parâmetros atmosféricos
Os parâmetros atmosféricos espectroscópicos (vt , Teff e [Fe/H]) foram obtidos com base
nas linhas de FeI. O procedimento minucioso de obtenção dos parâmetros atmosféricos
com base nas abundâncias de FeI já foi apresentado no capı́tulo anterior. Vale salientar,
no entanto, que dado o número limitado de linhas de FeII disponı́veis nos espectros não foi
possı́vel impor equilı́brio de ionização para a determinação espectroscópica da gravidade
superficial.
Como usual, as abundâncias [FeI/H] foram obtidas através do código Abonj (Spite 1967)
admitindo uma abundância solar (Fe) = 7.50 (Grevesse & Sauval 1998) e utilizando
uma versão atualizada dos modelos MARCS (1D) de atmosferas estelares de Plez et al.
(1992). Foram apenas usadas linhas de FeI com larguras equivalentes entre 10 ≤ W λ ≤
150 mÅ.
4.4 Parâmetros atmosféricos
118
Figura 4.4: Espectro combinado e normalizado de NGC 6553 na ordem HR13, com linhas
atômicas (superior) e moleculares (inferior) identificadas na região. O espectro equivale
a cerca de 22 horas de observação no VLT.
4.5 Sı́ntese espectral e resultados
119
A figura 4.5 ilustra a obtenção dos parâmetros atmosféricos espectroscópicos para o espectro combinado adotando a grade [M/H] = −0.30 dos modelos MARCS de atmosferas
estelares. No painel (a) da figura, a temperatura de excitação é determinada com base no
coeficiente angular = −0.01596 no Diagrama de Boltzmann, enquanto que no painel (b)
um coeficiente angular = 0.00002 no plano [FeI/H] versus Wλ fixa a velocidade de microturbulência em 1.5 kms−1 . Estes resultados indicam uma metalicidade [Fe/H] = −0.24
para o espectro combinado de NGC 6553 com base nos dados FLAMES@VLT. Este resultado está em bom acordo com o valor [Fe/H] = −0.20 obtido com dados UVES@VLT
de mais alta resolução (Alves-Brito et al. 2006). Os painéis (c) e (d), por outro lado,
mostram que com base em duas linhas de FeII encontramos uma razão [FeII/H] = −0.86,
o que implica uma diferença ∆([Fe/H]) = [FeII/H] - [FeI/H] = −0.62 dex.
Sendo assim, para o espectro combinado de NGC 6553 foram adotados como parâmetros
atmosféricos finais uma temperatura efetiva de 4700 K, gravidade superficial logg = 1.80
dex, velocidade de microturbulência de 1.5 kms−1 (valor tı́pico de microturbulência para
estrelas gigantes) e metalicidade [Fe/H] = −0.24. Os parâmetros atmosféricos finais
do espectro combinado representam um valor médio dos parêmetros atmosféricos espectroscópicos dos espectros individuais de NGC 6553.
4.5
Sı́ntese espectral e resultados
A sı́ntese espectral das linhas atômicas deste trabalho foi realizada através do código
Pfant (Spite 1967; Cayrel et al. 1991; Barbuy et al. 2003), ao qual Barbuy (1982) incluiu
a sı́ntese de linhas moleculares. Realizamos a sı́ntese espectral de elementos-α, elementos
Z-ı́mpar e elementos pesados incluindo linhas em comum ao trabalho realizado por AlvesBrito et al. (2006).
4.5.1
Elementos α
A abundância de magnésio (Z = 12) foi obtida a partir da linha de MgI 5711.080 Å com
parâmetros atômicos NIST (loggf = −1.724 dex e χ = 4.34 eV) e pelo tripleto de MgI
em 6318 Å. As linhas de magnésio medidas pelo DAOSPEC (exceto a linha de MgI 6319.49
Å) variaram de 73 < Wλ < 147 mÅ e apresentam potencial de excitação χ > 4 eV.
Obtivemos uma sobreabundância média de magnésio h[Mg/Fe]i = +0.34 ± 0.02 dex e na
figura 4.6 mostramos exemplo da sı́ntese espectral realizada para o magnésio.
Para o silı́cio (Z = 14) foram usadas as linhas SiI 5701.100 Å, 6142.490 Å, 6145.020 Å
e 6155.020, enquanto que para o cálcio (Z = 20), devido ao hiato nas ordens FLAMES,
4.5 Sı́ntese espectral e resultados
120
Figura 4.5: Determinação dos parâmetros atmosféricos espectroscópicos usando o Abonj:
(a) [FeI/H] vs χ; (b) [FeI/H] vs Wλ ; (c) [FeII/H] vs χ e (d) [FeII/H] vs Wλ .
4.5 Sı́ntese espectral e resultados
121
Figura 4.6: Sı́ntese espectral do magnésio. (a): Linha de MgI 5711.080 Å. (b): Região
sintetizada do tripleto de magnésio. Os valores e sı́mbolos são explicados na figura.
foram usadas apenas 5 linhas (CaI 6156.030 Å, 6161.297 Å, 6166.439 Å, 6169.042 Å e
6169.563 Å), enquanto que na análise de 2006 teriam sido usadas 13 linhas. Obtivemos
h[Si/Fe]i = −0.07 ± 0.14 dex e h[Ca/Fe]i = +0.22 ± 0.07 para o espectro combinado.
Na figura 4.7 apresentamos a sı́ntese espectral para linhas de CaI 6156 Å e 6161 Å e SiI
6155.020 Å.
O titânio (Z = 22) têve a sua abundância calculada com base em 3 linhas — TiI 6126.217
Å, 6312.237 Å e 6336.102 Å. Encontramos uma abundância média h[Ti/Fe]i = 0.26 ±
0.14 dex. Na figura 4.8 apresentamos exemplo da sı́ntese espectral realizada para linha a
de TiI 6336.102 Å.
4.5.2
Elementos de Z-ı́mpar
Analisamos quatro linhas de sódio (Z=11) e duas linhas de alumı́nio (Z=13). As linhas de
sódio variam de 91 < Wλ < 165 mÅ, enquanto que as de AlI variam de 72 < Wλ < 120
mÅ. Obtivemos para o espectro combinado h[Na/Fe]i = +0.41 ± 0.11 dex e h[Al/Fe]i =
+0.22 ± 0.08 dex. A figura 4.7 mostra um exemplo da sı́ntese espectral para duas linhas
de sódio.
4.5 Sı́ntese espectral e resultados
122
Figura 4.7: Espectro combinado (linha cheia) e espectro sintético (linha pontilhada) para
linhas de SiI, CaI e NaI, cujos comprimentos de onda e valores de abundâncias obtidos
são apresentados na figura.
4.5 Sı́ntese espectral e resultados
123
Figura 4.8: Exemplo da sı́ntese espectral (linha pontilhada) para a linha Ti I 6336 Å
comparada ao espectro combinado (linha cheia). Obtivemos para esta linha uma sobreabundância [Ti/Fe] = +0.38. A linha mais grossa no canto esquerdo inferior da figura
marca a presença de linhas moleculares no espectro.
4.6 Incertezas
124
Figura 4.9: Exemplo de sı́ntese espectral para a linha de BaII 6141.700 Å, da qual obtemos
[Ba/Fe] = −0.38.
4.5.3
Elementos pesados
Dentre os elementos pesados, ou seja, os elementos acima do 56 Fe na tabela periódica,
obtivemos abundância quı́mica apenas para o bário (Z = 56) através da linha de BaII
6141.700 Å com Wλ = 160.4 mÅ. Na figura 4.9 apresentamos a sı́ntese espectral da linha.
Nota-se o blend com a linha de FeI, que na figura teve seu comprimento de onda deslocado
de ∆λ=+0.1 Å. O blend com a linha de FeI foi levado em conta para o ajuste das asas da
linha de bário onde obtivemos [Ba/Fe] = −0.38. Na figura nota-se ainda o perfeito ajuste
para outras linhas de SiI ([Si/Fe] = +0.05) e FeI.
4.6
Incertezas
Em linhas gerais, as barras de erros dos valores médios de cada razão de abundância obtida
com o espectro combinado de NGC 6553 comparadas a dos valores médios de cada razão
com base nos espectros individuais NGC6553 UVES@VLT são praticamente iguais. Isso
significa que mesmo trabalhando a uma resolução ≈ 3 vezes inferior, o espectro combinado
de alta razão S/N (≈ 9 vezes superior) determina as abundâncias com precisão similar a
4.7 Interpretação dos resultados
125
espectros de alta resolução.
Uma variação ∆Teff = ± 100K leva a ∆[FeI/H] = −0.06 e ∆[FeII/H] = 0.11; ∆logg =
± 0.30 dex resulta em ∆[FeI/H] = −0.02 e ∆[FeII/H] = −0.16; finalmente, uma variação
∆vt = ± 0.20 kms−1 acarreta uma ∆[FeI/H] = 0.05 e ∆[FeII/H] = 0.02. As abundâncias
[FeI/H] do espectro combinado são mais dependentes das variações em vt , enquanto que
as abundâncias de [FeII/H] são mais dependentes aos erros na gravidade superficial, como
é esperado devido a dependência da gravidade superficial com a ionização.
Não foram realizadas propagações de incertezas para as outras espécies quı́micas no espectro combinado, no entanto, dada as discussões acima, as incertezas nas razões de
abundâncias devido às variações tı́picas dos parâmetros atmosféricos (∆T eff = ± 100K :
∆logg = ± 0.30 dex e ∆vt = ± 0.20 kms−1 ) no espectro combinado de NGC 6553 devem
ser da mesma ordem das incertezas apresentadas na tabela 3.11 para os espectros NGC
6553 UVES@VLT.
4.7
Interpretação dos resultados
Como mostra a figura 4.10, exceto para silı́cio e cálcio, todas as outras abundâncias
quı́micas obtidas com base no espectro combinado concordam dentro de 1σ com os resultados das estrelas individuais da amosta NGC 6553 UVES@VLT de Alves-Brito et
al. (2006). Todavia, valem os seguintes comentários a respeito das abundâncias obtidas
através do espectro combinado:
Ferro: entre as espécies atômicas estudadas a abundância de ferro no espectro combinado é a melhor determinada, não só pelo número de linhas de FeI mas também pelos parâmetros atômicos usados. Tanto com base nas larguras equivalentes quanto pelo
método de sı́ntese espectral a metalicidade média [Fe/H] = −0.24 concorda com a metalicidade média das 22 estrelas de NGC 6553 que foram combinadas (com uma diferença
em metalicidade de apenas ∆[Fe/H]individual−combinado = +0.08 dex) e concorda ainda com
o valor médio de [Fe/H] obtido para NGC 6553 com dados UVES@VLT de alta resolução
(Alves-Brito et al. 2006).
Magnésio: a única diferença no método de obtenção da razão [Mg/Fe] deste trabalho em
relação ao de 2006 é a inclusão da linha MgI 5711.080 Å. Encontramos uma dispersão
média na razão [Mg/Fe] de apenas 0.02 dex, ou seja, as quatro linhas de magnésio resultam
em praticamente o mesmo valor de abundância quı́mica e confirmam a sobreabundância
[Mg/Fe] no bojo da Galáxia.
4.7 Interpretação dos resultados
126
Alves-Brito et al. (2006)
Este trabalho
Figura 4.10: Padrão de abundâncias de NGC 6553 obtido com espectros individuais UVES@VLT (triângulos) e no espectro combinado com espectros FLAMES@VLT
(cı́rculos).
4.7 Interpretação dos resultados
127
Silı́cio, cálcio e tit^
anio: no espectro combinado de NGC 6553 encontramos subabundância de silı́cio (h[Si/Fe]i = −0.07 ± 0.14) e sobreabundâncias de cálcio (h[Ca/Fe]i
= +0.22 ± 0.07) e titânio (h[Ti/Fe]i = =0.26 ± 0.14). Em relação à análise de 2006,
encontramos [Ca/Fe] mais alto por +0.17 dex. Ainda assim, a razão [Ca/Fe] com base
no espectro combinado de NGC 6553 comparada à razão [Ca/Fe] das estrelas de campo
do bojo (Fulbright et al. 2007) permanece no limite inferior do padrão [Ca/Fe]:[Fe/H]
das estrelas de campo do bojo. De todas as espécies atômicas TiI é a que mais apresenta não-linearidade no plano Wλ :Teff para qualquer linha estudada. De fato, as razões
de abundâncias obtidas para silı́cio, cálcio e titânio com o espectro combinado parecem
depender mais fortemente da não-linearidade Wλ :Teff .
A metalicidade global Z pode ser calculada através da equação:
Z∗ =
1+
Pn
(k)−12 Ak
( AH )
k=3 10
(1
P
n
10[Fe/H] k=3 10(k)−12 ( AAHk )
10[Fe/H]
− YHe ),
(4.9)
escrita em função da metalicidade [Fe/H], da composição solar (Z/X) e da abundância
de hélio. Para o espectro combinado de NGC 6553 com [Fe/H] = −0.24, composição
solar de Grevesse & Sauval (1998) e [(Mg,Si,Ca,Ti)/Fe] ≈ +0.19 encontramos uma metalicidade global Z = 0.0120. Para a amostra UVES@VLT, com o mesmo padrão solar,
[Fe/H] = −0.20 e [(Mg,Si,Ca,Ti)/Fe] ≈ +0.13, obtivemos Z = 0.0121. Isso implica que a
metalicidade global de NGC 6553 obtida com os espectros UVES@VLT é a mesma obtida
com o espectro combinado.
Como discutido no capı́tulo 3, a sı́ntese dos elementos α ocorre durante os eventos de SNs
Tipo II que estão associados às estrelas massivas de curto tempo de vida, sendo que os
elementos α mais importantes como o oxigênio e o magnésio estão relacionados à queima
hidrostática de hidrogênio nestas estrelas massivas, enquanto que a sı́ntese de silı́cio,
cálcio e titânio está associada à fase explosiva de nucleossı́ntese com progenitoras de mais
baixa massa (Woosley & Weaver 1995). Consequentemente, o padrão de abundâncias
[α/Fe] pode variar com a metalicidade dependendo dos elementos envolvidos. Os nossos
resultados [α/Fe] para o espectro combinado de NGC 6553 confirmam que o aglomerado
é velho e se formou num processo rápido. O excesso de elementos α em NGC 6553 indica
o domı́nio de estrelas massivas na evolução quı́mica do bojo Galáctico.
Na figura 4.11 apresentamos a razão de abundância [O/Mg] em função da metalicidade
para NGC 6553 e para outros aglomerados globulares pobres e ricos em metais da Galáxia
estudados no nosso Grupo de Pesquisa (NGC 6528, NGC 6558, 47 Tucanae e HP1),
comparada com a obtida pelas estrelas de campo do bojo de Lecureur et al. (2007).
4.7 Interpretação dos resultados
Figura 4.11: [O/Mg] em
globulares pobres e ricos
cheios) e em estrelas de
Barras de erro tı́picas são
128
função da metalicidade para NGC 6553 e para aglomerados
em metais estudados em nosso Grupo de Pesquisa (cı́rculos
campo do bojo (cı́rculos abertos) de Lecureur et al. (2007).
apresentadas na figura.
Vê-se a similaridade no comportamento [O/Mg] de NGC 6553 e dos outros aglomerados
globulares com as estrelas de campo do bojo. Este resultado sugere que o material que deu
origem tanto às estrelas de campo do bojo quanto às estrelas dos aglomerados globulares
foi enriquecido durante eventos de SNs Tipo II com progenitoras de massa similar. Para as
estrelas de campo do bojo nota-se que num intervalo ∆[Fe/H] ≈ 1.30 dex, há uma variação
∆[O/Mg] ≈ 0.85 dex. (Lecureur et al. 2007) interpreta este efeito como sendo devido a
possı́veis diferenças nos produtos estelares de Mg e O das estrelas massivas progenitoras
das SNs do Tipo II.
Sódio e alumı́nio: para o espectro combinado de NGC 6553 encontramos uma razão
[Na/Fe] = 0.41 ± 0.11, enquanto que com a análise nos espectros individuais de 2006
obtivemos [Na/Fe] = 0.16 ± 0.23. Embora os resultados sejam similares dentro das incertezas das medidas, vale salientar que as razões de abundâncias de [Na/Fe] no espectro
combinado podem estar superestimadas pela dependência das Wλ das linhas de sódio
com a Teff de cada estrela combinada. Para o alumı́nio, as razões de abundâncias e incertezas associadas são similares nos dois tipos de análises, ou seja, em espetros individuais
4.7 Interpretação dos resultados
129
Figura 4.12: [Na/O] em função da razão [Fe/H] para NGC 6553 e para aglomerados
globulares pobres e ricos em metais estudados em nosso Grupo de Pesquisa (cı́rculos
cheios) e em estrelas de campo (cı́rculos abertos) de Lecureur et al. (2007). As barras de
erro tı́picas são apresentadas na figura.
(UVES@VLT) e no espectro combinado (FLAMES@VLT).
Uma sobreabundância média de sódio acompanhada por uma subabundância de alumı́nio
indica que estes elementos sofreram processos de mistura na atmosfera das estrelas analisadas, como se torna evidente através da figura 4.12, onde se vê que há uma forte
anticorrelação nas razões [Na/Fe]:[O/Fe] de abundâncias para as amostras apresentadas.
Em particular, a razão [Na/O] para NGC 6553 tende a seguir o padrão de anticorrelação
[Na/O]:[Fe/H] de estrelas de campo do bojo e de outros aglomerados globulares pobres e
ricos em metais da Galáxia. Como será vastamente abordado no próximo capı́tulo, estas
anticorrelações em estrelas gigantes de aglomerados globulares podem ser interpretadas
como devido aos processos de dragagem (mixing) que ocorrem nestas estrelas quando elas
atingem, pela primeira vez, o ramo das gigantes (ver, por exemplo, Gratton et al. 2004).
Bário: dentro das incertezas, a razão [Ba/Fe] obtida com os espectros individuais NGC
6553 UVES@VLT de alta resolução é muito similar à razão obtida com o espectro combinado de NGC 6553. Em termos gerais, a razão [Ba/Fe] em aglomerados globulares segue o
padrão de enriquecimento quı́mico encontrado no halo e no disco da Galáxia. Isso sugere
4.7 Interpretação dos resultados
130
Figura 4.13: Comparação entre os espectros observados combinados de NGC 6553 (linha
cheia) e para o campo Blanco -6◦ (linha pontilhada) na região 6350-6370 Å.
que ambos os processos s e r contribuiram para o enriquecimento quı́mico dos aglomerados
globulares em elementos de captura de nêutrons.
Na figura 4.13 comparamos para uma região da ordem HR13 o espectro combinado de
NGC 6553 com o espectro combinado do campo Blanco −6◦ ( Rgal = 850 pc : E(B-V) =
0.48) no bojo da Galáxia (Minniti et al. 2008) onde se verifica a similaridade entre os dois
espectros, o que confirma que NGC 6553 é um aglomerado tı́pico do bojo da Galáxia.
Capı́tulo 5
Anomalias quı́micas em M71
Neste capı́tulo investigamos variações de abundâncias quı́micas no aglomerado globular
NGC 6838 (M71), considerado referência no estudo de populações ricas em metais da
Galáxia.
5.1
Introdução
Há cerca de trinta anos atrás surgiram as primeiras evidências observacionais de variações
na abundância de sódio em M151 (Cohen 1978). Desde então há um consenso geral na
comunidade cientı́fica de que exceto para os aglomerados globulares ω Centauri e NGC
6522, o sistema de aglomerados globulares da Galáxia é homogêneo em metalicidade
([Fe/H]), mas apresenta alta dispersão no padrão de abundâncias quı́micas de elementos
leves da Tabela Periódica, como o Li, C, N, O, Na, Mg e Al.
Entre as estrelas anãs da sequência principal de aglomerados globulares detectam-se consideráveis variações de lı́tio e anticorrelação no par Li:Na, enquanto que entre as estrelas
anãs e gigantes além de anticorrelações de C e N, observam-se anticorrelações nos pares
O:Na e Al:Mg. Encontra-se ainda que a soma das abundâncias de C:N:O e Mg:Al se
conserva em estrelas de aglomerados. É importante notar que, em geral, as estrelas de
campo não exibem comportamento similar, o que sugere que efeitos de ambiente devem
influenciar no aparecimento destas anomalias observadas em estrelas anãs e gigantes de
aglomerados globulares, uma vez que eles são preferencialmente formados em ambientes
mais densos do que as estrelas de campo (ver Gratton et al. 2004, e referências listadas
para uma revisão geral).
1
Aglomerado globular pobre em metal do halo da Galáxia com [Fe/H] = −2.26 (Harris
1996).
5.1 Introdução
132
Os elementos leves envolvidos no estudo das variações quı́micas em aglomerados globulares
apresentam massa atômica entre 7 ≤ A ≤ 27 e são produzidos por processos fı́sicos de
captura de prótons durante os ciclos CNO, Ne:Na e Mg:Al na fase de queima hidrostática
do hidrogênio em estrelas.
Como mostra a figura 5.1, as reações do ciclo CNO levam a produção do 4 He a partir
da captura de 4 prótons (H), enquanto que os isótopos de C:N:O são principalmente
convertidos no isótopo 14 N. Isso ocorre principalmente pelo fato da reação 14 N(p,γ)15 O
ser mais lenta (108 anos) do que todas as outras da cadeia, consequentemente todo C e
N estarão convertidos em 14 N até que aconteça a captura de um próton (H).
Três nuclı́deos merecem destaque nas reações CNO: o primeiro deles é o 15 N, pois com
temperaturas tı́picas da ordem de T = 25 × 106 K, a reação 15 N(p,α)12 C é 1000 vezes
mais rápida (104 anos) do que a reação 15 N(p,γ)16 O e o ciclo CN atinge rapidamente
equilı́brio antes que pelo menos 1 milésimo da abundância do próton inicial disponı́vel
tenha sido queimada na reação. O carbono 12 C funciona como catalisador nas reações,
sendo restaurado no final. O segundo nuclı́deo importante é o 17 O, que é produzido a
temperaturas T . 25 × 106 K e destruı́do a temperaturas mais altas. Consequentemente,
a quantidade de 17 O que será eventualmente levada à superfı́cie de estrelas nos processos
de dragagem dependerá fortemente da massa das estrelas envolvidas. A cadeia comandada
pelo nuclı́deo 17 O determina a relativa importância entre os ciclos II e III do CNO através
das reações 17 O(p,α)14 N e 17 O(p,γ)18 F. O terceiro e último nuclı́deo importante nas reações
CNO é o 18 O, que comanda a vazão (linha tracejada na figura 5.1) do ciclo III através
das reações 18 O(p,γ)19 F e 18 O(p,α)15 N.
A figura 5.2 mostra as reações nucleares envolvidas nos ciclos Ne:Na e Mg:Al. Da figura
se nota que o mais importante nuclı́deo do sódio, o 23 Na, é produzido através das reações
22
Ne(p,γ)23 Na e destruı́do através das reações 23 Na(p,γ)24 Mg e 23 Na(p,α)20 Ne (a temperaturas T & 60 × 106 K). No caso do ciclo Mg:Al, o principal nuclı́deo envolvido é o 26 Al,
sendo que o 24 Mg é o mais abundante dos nuclı́deos nas reações. Enquanto 24 Mg permanece inalterado a temperaturas da ordem T . 60 × 106 K, o isótopo 25 Mg é quase que
completamente transformado em 26 Al a temperaturas T & 30 × 106 K. A temperaturas
superiores, ou seja, T & 50 × 106 K, as vazões do ciclo Ne:Na (linha tracejada na cadeia
Ne:Na da figura 5.2) aumentam a abundância dos nuclı́deos 24 Mg, 26 Al e 27 Al, enquanto
que a temperaturas T & 70 × 106 K, há um aumento na concentração dos nuclı́deos 25 Mg,
26
Al e 27 Al devido ao rápido decréscimo na abundância de 24 Mg pela captura de próton.
Desta forma, a razão das taxas das reações 27 Al(p,α)24 Mg e 27 Al(p,γ)28 Si determinam a
vazão da cadeia Mg:Al.
Explicar a origem das variações de abundâncias quı́micas de elementos leves (3 ≤ Z ≤ 13)
5.1 Introdução
133
Figura 5.1: Reações nucleares envolvidas no ciclo CNO. Figura apresentada em Arnould
et al. (1999).
Figura 5.2: Reações nucleares envolvidas nos ciclos Ne:Na e Mg:Al. Figura apresentada
em Arnould et al. (1999).
5.1 Introdução
134
da Tabela Periódica em aglomerados globulares da Galáxia constitui-se uma das questões
fundamentais e que ainda representa um desafio para os astrofı́sicos teóricos. Do ponto de
vista teórico dois cenários clássicos buscam explicar estas anomalias: no primeiro cenário
ou mixing evolutivo as variações de abundâncias ocorrem devido ao processo de migração
de material processado no interior das estrelas para as superfı́cies das mesmas através do
ciclo CNO durante os processos de dragagem instaurados na primeira ascensão das estrelas
ao RGB (Iben 1964; Charbonnel 1994). No segundo cenário as anomalias são explicadas
com base no enriquecimento primordial que requer contaminação intra-aglomerado do
material onde as estrelas foram formadas (Smith 1987; Kraft 1994).
Após a observação de anomalias quı́micas também em estrelas anãs de aglomerados globulares onde as condições internas destas estrelas (M = 0.85M : T = 25 × 106 K) não
poderiam, em princı́pio, levar à ignição das reações apresentadas nas figuras 5.1 e 5.2,
o cenário clássico do mixing evolutivo se enfraqueceu. No entanto, embora os processos
fı́sicos sejam bem conhecidos, não há consenso sobre em quais ambientes astrofı́sicos as
cadeias CNO, Ne:Na e Mg:Al dominariam para acarretar as variações de abundâncias
quı́micas observadas em estrelas de aglomerados globulares. Alguns trabalhos sugerem
que o enriquecimento quı́mico da nuvem protogaláctica que deu origem aos aglomerados globulares Galácticos se deu por ventos de matéria de estrelas AGBs (Cottrell & Da
Costa 1981; Bekki et al. 2007) ou ainda por ventos de estrelas massivas de alta rotação
(por exemplo, Decressin et al. 2007).
M71 é considerado um aglomerado globular de referência no estudo de populações ricas
em metais do Hemisfério Norte. Ele tem sido alvo de estudos focados na determinação de
abundâncias quı́micas através de fotometria DDO de estrelas gigantes (Hesser 1977; Briley
et al. 2001) e análises espectroscópicas envolvendo espectros de baixa e alta resolução
de estrelas em diferentes estágios evolutivos, desde a sequência principal até o topo do
ramo das gigantes (Cohen 1980; Smith & Norris 1982; Leep et al. 1987; Smith & Penny
1989; Penny et al. 1992; Sneden et al. 1994; Cohen et al. 1999; Cohen 1999; Ramı́rez &
Cohen 2002; Lee et al. 2004; Lee 2005; Boesgaard et al. 2005; Yong et al. 2006). Muitos
destes trabalhos encontram que a distribuição de CN é bimodal, com CN:CH e Na:O
anticorrelacionados, além de variações relevantes na abundância de alumı́nio das estrelas
analisadas.
Nesta parte do trabalho apresentamos os resultados principais relativos à análise de bandas
moleculares de CN e CH, e de outros ı́ndices espectrais importantes — Ca4227, Fe4383,
Hβ , Mg1 , Mg2 , Mgb, Fe5270, Fe5335, Fe 5406, NaD e Al3953 — em espectros de alta razão
S/N e baixa resolução de um grande número de estrelas de M71, desde a sequência principal até o topo do ramo das gigantes, obtidos com o espectrógrafo GMOS do Observatório
5.2 Análise
135
Gemini Norte. As observações e redução de dados foram detalhadas no capı́tulo 2 deste
trabalho. Nosso principal objetivo é aumentar estatisticamente o número de estrelas analisadas neste aglomerado no que tange a determinação de parâmetros atmosféricos usando
fotometria e isócronas, além do estudo de 14 ı́ndices espectrais visando a determinação
independente de metalicidade para M71 e o exame de variações de abundâncias quı́micas
neste aglomerado. Estimamos ainda as abundâncias de carbono e nitrogênio para duas
estrelas da amostra pertencentes ao grupo CN-fraco e CN-forte, respectivamente. Nossos
resultados auxiliam na identificação dos ambientes astrofı́sicos propostos para explicar
as variações de abundâncias quı́micas observadas em estrelas de aglomerados globulares.
Fazemos ainda uma comparação com dados de baixa e alta resolução já publicados na
literatura para M71.
5.2
5.2.1
Análise
Velocidades radiais observadas e heliocêntricas
As velocidades radiais da amostra M71 GMOS@GEMINI foram obtidas usando os códigos
rvidlines e fxcor do IRAF. A função rvidlines calcula a velocidade radial do espectro
determinando os deslocamentos dos comprimentos de onda das linhas espectrais observadas tendo como referência os comprimentos de onda de laboratório destas linhas. Para
isso, usamos 17 linhas espectrais: CaII 3933.667 Å, CaII 3968.470 Å, HI 4101.700 Å, FeI
4143.869 Å, FeI 4173.315 Å, CaI 4226.728 Å, HI 4340.499 Å, HI 4861.297 Å, FeI 4920.502
Å, FeI 4957.597 Å, MgI 5167.321 Å, MgI 5172.684 Å, MgI 5183.604 Å, NaI 5889.950 Å,
NaI 5895.924 Å, FeI 6518.365 Å e HI 6562.909 Å. Após obtidas as velocidades radiais
observadas o código calcula as correções heliocêntricas, desde que algumas informações
básicas sobre a observação estejam previamente definidas. Para as 145 estrelas de M71
obtivemos uma velocidade radial heliocêntrica média de hvr i = −12 ± 46 kms−1 através
do código rvidlines.
O código fxcor, por outro lado, determina as velocidades de espectros usando o método
da correlação cruzada de Fourier (Tonry & Davis 1979), cuja idéia principal é estudar o
grau de similaridade (correlação cruzada) entre duas funções — a função f (espectros de
referência) e a função g (espectros observados). Como espectros de referência utilizamos
77 objetos da biblioteca de espectros sintéticos de Coelho et al. (2005) com metalicidade
[Fe/H] = −1.00, [α/Fe]= 0.00, 4250 ≤ Teff ≤ 5750 K e 0.00 ≤ logg ≤ 5.0 dex. Os valores
de temperatura efetiva e gravidades superficiais foram escolhidos para contemplar os diferentes estágios evolutivos — anãs, sub-gigantes, estrelas do ramo horizontal e gigantes
5.2 Análise
136
Figura 5.3: Distribuição das velocidades radiais heliocêntricas de M71 obtidas através do
método de correlação cruzada de Fourier.
—, das estrelas da amostra.
O cálculo da função de correlação foi feito para cada par estrela observada da amostra :
espectro de referência, numa relação 1 para 77, e a velocidade radial heliocêntrica final de
cada estrela foi obtida como sendo a média dos valores calculados pela comparação com
cada espectro de referência. Para as 142 estrelas para as quais foi possı́vel o cálculo de
velocidade radial heliocêntrica, estimamos uma velocidade radial heliocêntrica média de
11 ± 49 kms−1 .
A diferença média entre as velocidades radiais obtidas nos dois diferentes códigos IRAF
é ∆vhr = vhfxcor - vhrvidlines = 23 kms−1 . Para efeito de comparação, Harris (1996) obteve
uma hvr i = −22.8 ± 0.2 kms−1 para M71. Vale destacar, porém, os principais aspectos
sobre os nossos resultados de velocidade radial:
(i) A acurácia na determinação das velocidades radiais medidas via correlação cruzada de
Fourier usando os espectros de referência é menor do que 16 kms−1 . Como os espectros
da amostra GMOS@GEMINI apresentam resolução R = 2000, a acurácia teórica em
velocidade radial corresponde a (1/10)(c/2000) = 15 kms−1 , o que mostra que a incerteza
prevista está em perfeito acordo com o espalhamento σ = 16 kms−1 obtido na correlação
5.2 Análise
137
cruzada.
(ii) Individualmente os valores mais altos de velocidade radial heliocêntrica que foram
obtidos para a amostra (ver figura 5.3) podem ser explicados em parte pela baixa resolução
dos espectros. Encontramos uma distribuição gaussiana para a amostra com um espalhamento ∼ 45 kms−1 e interpretamos estes resultados como uma consequência natural da
obtenção de velocidades radiais a tão baixa resolução (R = 2000).
(iii) A acurácia na obtenção das velocidades radiais heliocêntricas é também dependente
da calibração de comprimento de onda dos espectros, ou seja, da qualidade das imagens de
lâmpadas usadas na calibração. No nosso caso, as imagens de lâmpada de cada máscara
não estavam muito boas (baixas contagens), aliado ao fato de não terem sido observadas
na mesma noite que as imagens cientı́ficas.
Considerando os aspectos acima, as velocidades radiais obtidas no presente trabalho por
correlação cruzada foram apenas usadas para deslocar os espectros para o comprimento
de onda de laboratório usando o código dopcor, ou seja, elas não foram usadas como
critério de seleção de estrelas pertencentes ao aglomerado.
5.2.2
Temperaturas
Uma vez conhecidas as magnitudes das estrelas do programa (tabela 5.1) seguimos determinando as temperaturas efetivas para a amostra. Para tanto, adotamos a calibração de
Alonso et al. (1996) para as estrelas anãs (V & 17.5):
θeff,B−V = 0.541 + 0.533(B − V)0 + 0.007(B − V)20 − 0.019(B − V)0 [Fe/H] − 0.047[Fe/H]−
−0.011[Fe/H]2 ,
(5.1)
e de Alonso et al. (1999, 2001) para as estrelas gigantes em dois diferentes casos:
θeff,B−V = 0.5716 + 0.5404(B − V)0 − 0.06126(B − V)20 − 0.04862(B − V)0 [Fe/H]−
−0.011777[Fe/H] − 0.007969[Fe/H]2 ,
(5.2)
se (B-V)0 ≤ 0.70, do contrário:
θeff,B−V = 0.6177 + 0.4354(B − V)0 − 0.004025(B − V)20 + 0.05204(B − V)0 [Fe/H]−
−0.1127[Fe/H] − 0.01385[Fe/H]2 ,
(5.3)
5.2 Análise
138
8000
6000
4000
0
0.5
1
1.5
Figura 5.4: Calibrações de temperatura para estrelas gigantes (Alonso et al. 1999, 2001,
cı́rculos e quadrados) e para estrelas anãs (Alonso et al. 1996, triângulos) entre 0 ≤ (B-V) o
≤ 1.5 e [Fe/H] = −0.73.
onde:
Teff =
5040
θeff,B−V
(5.4)
As calibrações acima são funções polinomiais que dependem da cor e da metalicidade das
estrelas. Para corrigir as magnitudes do avermelhamento interestelar adotamos E(B-V)
= 0.27 (Geffert & Maintz 2000) e [Fe/H] = −0.73 (Harris 1996) como valor inicial de
metalicidade. As incertezas nas temperaturas são dadas pelas incertezas nas calibrações,
tipicamente σ = 150 K. A calibração 5.1 implica que um erro de 0.03 mag na cor resulta
em um erro médio de 2.5% na Tef f , enquanto que um erro de 0.3 dex em [Fe/H] implica
uma variação de 1.3% na temperatura efetiva. A figura 5.4 mostra o comportamento
das funções polinomiais acima usadas para obter as temperaturas, onde se vê a relativa
dependência da temperatura com a cor intrı́nseca.
5.2 Análise
5.2.3
139
Gravidades superficiais
Para a determinação das gravidades superficiais para as estrelas gigantes da amostra (V
. 17.5) usamos a relação clássica de logg envolvendo parâmetros fundamentais como a
temperatura, massa e magnitude bolométrica de cada estrela:
log g∗ = 4.44 + 4 log(T∗ /T ) + 0.4(Mbol − 4.75) + log(M∗ /M ),
(5.5)
com T = 5780 K, M∗ = 0.80 M , Mbol = 4.75 e adotando (m-M)V = 13.60 e E(B-V)
= 0.27 de Geffert & Maintz (2000), juntamente com as correções bolométricas de Alonso
et al. (1999, 2001).
Para as estrelas anãs (V & 17.5) as gravidades superficiais foram calculadas por interpolação das cores intrı́nsecas (B-V)0 numa isócrona de 12 bilhões de ano, [Fe/H] = −0.68
e [α/Fe] = 0.00 (Kim et al. 2002), que foi a melhor isócrona ajustada ao DCM de M71.
As incertezas nas gravidades superficias fotométricas obtidas pela equação clássica são
da ordem de σ = ±0.30 dex, como consequência de uma incerteza σMbol ≈ 0.30 mag na
magnitude bolométrica devido a ±0.05 mag de incerteza na extinção interestelar A V e
basicamente 30% de incerteza no módulo de distância. A tabela 5.1 apresenta a magnitude
visual V, as cores, a magnitude bolométrica, a gravidade superficial e a temperatura efetiva
para cada estrela.
Tabela 5.1: Magnitude, cores e parâmetros atmosféricos
para as estrelas do programa: identificação das estrelas
(1, como dado em Cudworth (1985)), coordenadas das estrelas J2000 (2)-(3), magnitude V (4), cores das estrelas
(5)-(6), magnitude bolométrica (7), gravidades superficiais [dex] (8) e temperaturas [K] (9).
ID
(1)
155 : KC-141
138 : KC-127
114 : KC-136
253 : KC-119
1468† : ...
367 : KC-343
327 : 1-73
346 : KC-215
α
(2)
δ
(3)
V
(4)
298.4016
298.3995
298.3962
298.4147
298.4188
298.4335
298.4268
298.4298
+18.75612
+18.79042
+18.76293
+18.81320
+18.77991
+18.79543
+18.78301
+18.79586
15.34
14.44
14.80
14.52
17.30
16.33
14.79
15.30
B-V (B-V)o
(5)
(6)
Mbol
(7)
logg TB−V
(8)
(9)
1.23
1.07
1.22
1.11
0.81
0.63
1.20
0.97
1.370
0.602
0.839
0.650
3.723
2.914
0.846
1.539
2.63
2.43
2.43
2.42
3.94
3.81
2.44
2.88
0.960
0.800
0.950
0.840
0.540
0.360
0.930
0.700
4709
5000
4726
4924
5799
6500
4761
5202
5.2 Análise
ID
(1)
356 : 1-71
221 : 1-109
207 : 1639
291 : 1-95
306 : 1-75
751 : 1289
3791† : ...
1936 : 1280
390 : 1-66
1511 : 1-113
1124 : 1-88
69 : KC-202
7677 : 1346
51† : ...
488† : ...
7277 : KC-336
1351 : 1-45
573 : KC-196
505 : 1-34
1556 : 1-46
7498 : A4
917 : KC-200
1796 : 1134
458 : 1-43
6761 : ...
566 : KC-363
439 : ...
619 : 1355
1235 : 1670
640 : 1-48
122 : KC-303
1035 : 1600
787 : 1-59
292 : X
258 : KC-152
2984† : ...
328† : ...
1060 : ...
1294 : ...
792† : ...
140
α
(2)
298.4318
298.4103
298.4085
298.4206
298.4229
298.4129
298.4245
298.4169
298.4382
298.4403
298.4363
298.4608
298.4740
298.4469
298.4532
298.4665
298.4507
298.4697
298.4574
298.4642
298.4715
298.4624
298.4556
298.4485
298.4591
298.4681
298.4450
298.4770
298.4834
298.4814
298.3969
298.3999
298.4237
298.4207
298.4158
298.4104
298.4270
298.4140
298.4180
298.4254
Tabela 5.1 – continuação
δ
V
B-V (B-V)o
(3)
(4)
(5)
(6)
+18.79003
+18.77245
+18.79252
+18.76555
+18.79264
+18.78219
+18.79684
+18.77425
+18.77940
+18.79596
+18.76084
+18.81061
+18.79896
+18.77311
+18.78136
+18.79440
+18.79796
+18.79116
+18.78078
+18.79901
+18.77711
+18.80419
+18.80151
+18.79111
+18.77784
+18.77355
+18.77383
+18.79714
+18.79839
+18.79968
+18.77009
+18.77520
+18.80803
+18.73372
+18.73698
+18.77345
+18.75018
+18.77067
+18.78680
+18.79479
13.54
14.87
17.00
13.30
14.85
17.83
16.83
17.45
13.01
12.43
14.26
15.17
18.14
17.30
16.83
...
12.36
15.60
14.45
12.29
12.20
15.53
18.69
14.26
...
16.36
...
17.94
16.77
14.39
16.01
17.57
14.63
14.40
15.03
17.02
16.52
...
...
16.64
1.44
1.24
0.75
1.29
1.29
0.84
1.07
0.95
1.40
1.80
0.99
1.12
0.86
0.71
0.76
...
1.76
1.17
1.05
1.75
1.69
1.30
0.83
1.06
...
1.43
...
0.80
0.86
1.07
0.81
0.95
1.30
1.07
1.26
0.84
0.70
...
...
1.03
1.170
0.970
0.480
1.020
1.020
0.570
0.800
0.680
1.130
1.530
0.720
0.850
0.590
0.440
0.490
...
1.490
0.900
0.780
1.480
1.420
1.030
0.560
0.790
...
1.160
...
0.530
0.590
0.800
0.540
0.680
1.030
0.800
0.990
0.570
0.430
...
...
0.760
Mbol
(7)
-0.627
0.891
3.477
-0.723
0.827
4.227
2.992
3.745
-1.117
-2.222
0.484
1.292
4.517
3.813
3.298
...
-2.221
1.681
0.628
-2.275
-2.271
1.498
5.097
0.430
...
2.203
...
4.377
3.148
0.552
2.433
3.855
0.598
0.562
1.034
3.416
3.042
...
...
2.833
logg TB−V
(8)
(9)
1.71
2.44
3.90
1.76
2.38
4.47
3.39
3.81
1.54
0.87
2.44
2.67
4.50
4.08
3.82
...
0.89
2.80
2.46
0.88
0.91
2.64
4.45
2.37
...
2.85
...
4.37
3.66
2.41
3.42
4.59
2.28
2.42
2.48
3.78
3.78
...
...
3.35
4375
4691
6012
4608
4608
5705
5000
5366
4435
3903
5161
4905
5634
6165
5976
...
3950
4814
5039
3962
4036
4592
5741
5020
...
4390
...
5852
5635
5000
5799
5336
4592
5000
4658
5699
6205
...
...
5079
5.2 Análise
ID
(1)
13 : 1-79
232† : ...
402 : 1-87
4126 : ...
1633 : KC-374
2001 : 1-103
1873 : ...
10387 : KC-267
1958 : ...
921† : ...
526 : 1-53
484 : 1-55
6548 : 2071
1181 : 1058
1785 : 1-36
11860 : ...
5871 : ...
6079 : ...
7299 : ...
7453 : ...
1214 : 2084
951 : 2080
2154 : ...
1219 : 1356
1716 : ...
8009 : ...
654 : 1669
1926 : 1633
3 : 1995
338 : 1-107
391 : KC-234
223 : KC-300
314 : ...
1325 : 1-70
294 : 1308
4448 : ...
10218 : ...
3915 : ...
813 : ...
266 : KC-223
141
α
(2)
298.4087
298.4123
298.4396
298.4290
298.4338
298.4317
298.4356
298.4380
298.4417
298.4650
298.4607
298.4526
298.4558
298.4628
298.4463
298.4575
298.4479
298.4502
298.4678
298.4694
298.4746
298.4727
298.4710
298.4765
298.4827
298.4805
298.4843
298.4001
298.3983
298.4283
298.4385
298.4105
298.4240
298.4343
298.4210
298.4327
298.4360
298.4260
298.4306
298.4171
Tabela 5.1 – continuação
δ
V
B-V (B-V)o
(3)
(4)
(5)
(6)
+18.77783
+18.77188
+18.76128
+18.77043
+18.78996
+18.76827
+18.78181
+18.77221
+18.77365
+18.77283
+18.81613
+18.80644
+18.80534
+18.79180
+18.77901
+18.80072
+18.79313
+18.77050
+18.80609
+18.80521
+18.80516
+18.80355
+18.78277
+18.79601
+18.79184
+18.79990
+18.80037
+18.78803
+18.77371
+18.77441
+18.76578
+18.77746
+18.79783
+18.78580
+18.79190
+18.78299
+18.78151
+18.78303
+18.77201
+18.77581
13.99
16.84
14.37
...
16.27
14.33
...
15.69
...
16.53
12.97
14.26
19.85
17.79
12.79
...
...
...
...
...
19.00
18.08
...
17.92
...
...
17.26
17.28
16.92
13.70
15.59
16.11
...
14.43
16.31
...
...
...
...
15.54
1.43
1.06
1.05
...
1.23
0.87
...
0.44
...
0.72
1.61
1.10
1.05
0.80
1.25
...
...
...
...
...
0.91
0.77
...
0.98
...
...
1.28
1.01
1.11
1.13
0.12
1.12
...
1.09
0.83
...
...
...
...
0.96
1.160
0.790
0.780
...
0.960
0.600
...
0.170
...
0.450
1.340
0.830
0.780
0.530
0.980
...
...
...
...
...
0.640
0.500
...
0.710
...
...
1.010
0.740
0.840
0.860
0.150
0.850
...
0.820
0.560
...
...
...
...
0.690
Mbol
(7)
-0.167
3.010
0.548
...
2.300
0.698
...
2.443
...
3.034
-1.392
0.398
6.027
4.227
-1.197
...
...
...
...
...
5.327
4.546
...
4.173
...
...
3.246
3.489
3.050
-0.186
...
2.232
...
0.576
2.715
...
...
...
...
1.826
logg TB−V
(8)
(9)
1.90
3.40
2.42
...
3.01
2.67
...
3.87
...
3.76
1.31
2.33
4.65
4.37
1.60
...
...
...
...
...
4.56
4.31
...
4.62
...
...
3.35
3.63
3.38
2.08
...
3.05
...
2.41
3.51
...
...
...
...
3.04
4390
5020
5039
...
4709
5604
...
7499
...
6126
4138
4943
5039
5852
4675
...
...
...
...
...
5465
5967
...
5243
...
...
4624
5120
4924
4887
...
4905
...
4962
5732
...
...
...
...
5338
5.2 Análise
ID
(1)
256 : KC-224
1934 : ...
206 : 1604
407 : 1-65
1693 : ...
1818 : ...
6868 : ...
1210 : 1342
2013 : ...
1161 : ...
6786 : ...
12299 : ...
888† : ...
7505 : ...
7573 : ...
452 : 1-21
10927 : ...
5964 : ...
1897 : ...
613 : 1378
641 : KC-191
651 : KC-170
720 : KC-125
4 : 2021
399 : 1-81
1282 : KC-298
1081 : ...
829 : KC-265
4482 : ...
1486 : ...
3909 : ...
1087 : ...
387 : ...
778 : ...
2045 : ...
1292† : ...
242 : 1281
212 : KC-128
5412 : ...
574 : ...
142
α
(2)
298.4154
298.4136
298.4084
298.4402
298.4683
298.4662
298.4617
298.4741
298.4565
298.4523
298.4601
298.4637
298.4543
298.4702
298.4724
298.4475
298.4456
298.4495
298.4584
298.4761
298.4816
298.4838
298.4006
298.3983
298.4392
298.4108
298.4221
298.4352
298.4329
298.4293
298.4273
298.4247
298.4374
298.4201
298.4178
298.4159
298.4135
298.4089
298.4417
298.4698
Tabela 5.1 – continuação
δ
V
B-V (B-V)o
(3)
(4)
(5)
(6)
+18.76982
+18.78399
+18.77378
+18.78101
+18.80594
+18.80561
+18.80363
+18.80269
+18.80247
+18.80226
+18.73407
+18.78218
+18.78301
+18.79745
+18.79126
+18.76873
+18.77864
+18.77822
+18.77371
+18.78647
+18.79488
+18.75471
+18.79778
+18.78664
+18.77778
+18.79258
+18.77992
+18.77724
+18.79019
+18.77786
+18.78753
+18.77539
+18.79451
+18.78474
+18.78361
+18.77535
+18.77435
+18.78764
+18.78268
+18.80458
15.13
...
16.83
14.20
...
...
...
18.50
...
...
...
...
17.39
...
...
13.02
...
...
...
17.57
15.01
15.57
15.32
17.59
13.69
16.15
...
15.50
...
...
...
...
...
...
...
17.31
17.56
15.19
...
...
0.63
...
0.87
1.31
...
...
...
0.83
...
...
...
...
1.37
...
...
1.49
...
...
...
0.89
1.20
1.14
1.12
0.96
1.41
1.22
...
1.25
...
...
...
...
...
...
...
1.19
0.99
1.37
...
...
0.360
...
0.600
1.040
...
...
...
0.560
...
...
...
...
1.100
...
...
1.220
...
...
...
0.620
0.930
0.870
0.850
0.690
1.140
0.950
...
0.980
...
...
...
...
...
...
...
0.920
0.720
1.100
...
...
Mbol
(7)
1.714
...
3.198
0.159
...
...
...
4.907
...
...
...
...
3.293
...
...
-1.200
...
...
...
3.917
1.066
1.676
1.442
3.865
-0.447
2.189
...
1.513
...
...
...
...
...
...
...
3.374
3.803
1.093
...
...
logg TB−V
(8)
(9)
3.33
...
3.67
2.10
...
...
...
4.45
...
...
...
...
3.32
...
...
1.45
...
...
...
4.53
2.53
2.82
2.73
4.60
1.80
2.97
...
2.68
...
...
...
...
...
...
...
3.46
4.62
2.44
...
...
6500
...
5604
4575
...
...
...
5741
...
...
...
...
4481
...
...
4302
...
...
...
5531
4761
4868
4905
5305
4419
4726
...
4675
...
...
...
...
...
...
...
4778
5213
4481
...
...
5.2 Análise
ID
(1)
α
(2)
78 : 1341
1561 : ...
1894 : ...
881 : KC-252
7014 : ...
11907 : ...
523 : ...
2229 : ...
2153 : ...
513 : 1-11
5843 : 1-42
11331 : ...
1144 : ...
1815 : ...
616 : 1158
8076 : ...
1409 : ...
5.2.4
143
298.4731
298.4658
298.4537
298.4516
298.4625
298.4568
298.4605
298.4750
298.4674
298.4587
298.4474
298.4495
298.4455
298.4642
298.4767
298.4831
298.4810
Tabela 5.1 – continuação
δ
V
B-V (B-V)o
(3)
(4)
(5)
(6)
+18.80265
+18.80221
+18.80117
+18.78288
+18.78173
+18.79274
+18.78475
+18.78421
+18.79044
+18.76193
+18.78542
+18.77523
+18.78746
+18.77378
+18.77737
+18.79152
+18.79049
18.08
...
...
15.38
...
...
...
...
...
14.81
14.22
...
...
...
17.50
...
...
0.79
...
...
0.69
...
...
...
...
...
1.19
1.02
...
...
...
0.89
...
...
0.520
...
...
0.420
...
...
...
...
...
0.920
0.750
...
...
...
0.620
...
...
Mbol
(7)
logg TB−V
(8)
(9)
4.526
...
...
1.911
...
...
...
...
...
0.874
0.421
...
...
...
3.850
...
...
4.34
...
...
3.34
...
...
...
...
...
2.46
2.39
...
...
...
3.91
...
...
5890
...
...
6245
...
...
...
...
...
4778
5099
...
...
...
5542
...
...
Índices espectrais
Em espectros de baixa resolução a medida e análise de ı́ndices espectrais é crucial para
corretamente interpretarmos a história de evolução quı́mica de populações estelares em
galáxias.
Os ı́ndices espectrais deste trabalho foram medidos utilizando o código LECTOR, do Professor Alexandre Vazdekis do Instituto de Astrofı́sica das Canárias, na Espanha (Vazdekis
et al. 2003). O código determina as pseudo larguras equivalentes dos ı́ndices, uma
vez definidos dois pseudo-contı́nuos — um na região azul e outro na região vermelha em
torno da região central definida por cada ı́ndice. Na tabela 5.2 apresentamos as bandas
usadas para definir cada ı́ndice (Worthey et al. 1994; Worthey & Ottaviani 1997; Serven
et al. 2005).
Como ilustra a figura 5.5 para Hβ , a banda central do ı́ndice define o seu respectivo
fluxo médio Find e uma interpolação linear entre os fluxos médios de cada pseudo-contı́nuo
define o pseudo-contı́nuo Fc . Desta forma o ı́ndice espetral é calculado pela razão de fluxos
Find :Fc na banda central. Caso o ı́ndice esteja definido em unidades de [Å], como é o caso
dos ı́ndices que caracterizam linhas atômicas, temos que:
5.2 Análise
144
Tabela 5.2: Definição dos ı́ndices
Índice
Pseudo-contı́nuo no azul
Central
Pseudo-contı́nuo no vermelho
(1)
(2)
(3)
(4)
CN1
4081.375 4118.875
4143.375 4178.375
4245.375 4285.375
CN2
4085.125 4097.625
4143.375 4178.375
4245.375 4285.375
Ca4227
4212.250 4221.000
4223.500 4236.000
4242.250 4252.250
G4300
4267.625 4283.875
4282.625 4317.625
4320.125 4336.375
Fe4383
4360.375 4371.625
4370.375 4421.625
4444.125 4456.625
H− beta
4827.875 4847.875
4847.875 4876.625
4876.625 4891.625
Mg1
4895.125 4957.625
5069.125 5134.125
5301.125 5366.125
Mg2
4895.125 4957.625
5154.125 5196.625
5301.125 5366.125
Mgb
5142.625 5161.375
5160.125 5192.625
5191.375 5206.375
Fe5270
5233.150 5248.150
5245.650 5285.650
5285.650 5318.150
Fe5335
5304.625 5315.875
5312.125 5352.125
5353.375 5363.375
Fe5406
5376.250 5387.500
5387.500 5415.000
5415.000 5425.000
NaD
5862.375 5877.375
5878.625 5911.125
5923.875 5949.875
Al3953
3937.600 3967.400
3921.300 3935.500
3969.500 3987.000
Iang =
Z
λ2
λ1
Find (λ)
1−
dλ,
Fc (λ)
(5.6)
No entanto, se os ı́ndices forem definidos através de bandas moleculares, as grandezas
usadas são definidas em unidades de magnitude [mag], o que permite que a equação 5.6
seja reescrita da seguinte forma:
Imag
1
= −2.5log
.
∆λ
Z
λ2
λ1
Find (λ)
dλ ,
Fc (λ)
(5.7)
onde ∆λ = λ2 − λ1 .
Para os espectros GMOS@GEMINI de baixa resolução do aglomerado globular rico em
metais M71 medimos 70 ı́ndices de abundâncias para cada estrela. Discutiremos aqui os
resultados para 14 deles, considerados os mais importantes: CN (CN1 [mag], CN2 [mag]),
Ca4227 [Å], G4300:CH [mag], Fe4383 [Å], Hβ [Å], Mg (Mg1 [mag], Mg2 [mag], Mgb [Å]),
Fe5270 [Å], Fe5335 [Å], Fe 5406 [Å], NaD [Å] e Al3953 [Å].
As incertezas sobre cada ı́ndice foram medidas pelo próprio código LECTOR (Cardiel et al.
1998) aplicando a estatı́stica de Poisson aos espectros de contagens das estrelas, ou seja,
nos espectros imediatamente anteriores ao processo de calibração em fluxo, com ganho 2
5.2 Análise
145
Figura 5.5: Painel superior: espectro de M71 com ı́ndices identificados. Painel inferior:
demonstração de como é feito o cálculo de um ı́ndice espectral usando o ı́ndice de H β para
um dos espectros de M71. A banda central (região sombreada em verde com linhas horizontais) e os pseudo-contı́nuos no azul (região sombreada em azul com linhas inclinadas)
e no vermelho (região sombreada em vermelho com linhas inclinadas) são apresentados.
O fluxo médio em cada pseudo-contı́nuo é usado para linearmente interpolar o pseudocontı́nuo através da banda central. O ı́ndice é calculado através da razão de fluxos no
contı́nuo (Fc ) e na banda central (Find ) integrados entre λ1 e λ2 .
5.3 Resultados
146
e− /ADU e ruı́do de leitura de 4.66 e− . Como as incertezas de Poisson são subestimadas,
obtivemos também a dispersão em torno da média das medidas de cada ı́ndice, uma vez
que estas representam melhor as incertezas globais envolvidas. Nas tabelas B.1, B.2 e B.3
apresentamos os ı́ndices calculados com as respectivas incertezas de Poisson.
5.3
Resultados
Devido principalmente às diferentes distâncias das fendas (slits) em relação ao bisector
das máscaras confeccionadas para a observação GMOS@GEMINI, a cobertura em comprimento de onda dos espectros GEMINI/GMOS de M71 varia de estrela para estrela.
Além disso, como são usados três CCD’s, cada espectro individual apresenta dois hiatos
(gaps) de aproximadamente 0.5 mm ao longo da escala de comprimento de onda. Estes
fatos isolados somados à qualidade dos espectros (razão sinal-ruı́do) e a probabilidade P
de pertinência das estrelas ao aglomerado foram os fatores usados na seleção da amostra
para a análise dos ı́ndices:
(i): Cada espectro individual de M71 foi inspecionado atentando-se para as bandas
mostradas na tabela 5.2 e se as mesmas coincidiam com as descontinuidades dos espectros
por conta da separação entre os três CCDs. Nestes casos, notamos que valores absurdos
dos ı́ndices espectrais foram obtidos e, portanto, as respectivas estrelas foram descartadas.
(ii): Após vários testes, limitamos a trabalhar na análise dos ı́ndices apenas para as
estrelas mais brilhantes da amostra (V < 15.5).
(iii): Foram analisadas apenas as estrelas com alta probabilidade de pertinência ao
aglomerado (P ≥ 80%).
Seguindo estes critérios de seleção seguem abaixo os nossos principais resultados.
5.3.1
CN e CH
Como apresentado na tabela 5.2 os ı́ndices CN1 e CN2 medem a intensidade da banda
de absorção de CN em 4150 Å e se diferenciam apenas pela definição do contı́nuo azul
(CN1 azul > CN2 azul ). Como os ı́ndices CN1 apresentam maior cobertura em comprimento
de onda eles foram adotados como indicadores da intensidade de CN neste trabalho.
As figuras 5.6a,b apresentam os resultados de CN1 como uma função da magnitude e
da cor intrı́nseca, respectivamente, com as estrelas identificadas nas figuras. A amostra
selecionada apresenta uma sequência de estrelas com CN-fraco (cı́rculos abertos) e outra
5.3 Resultados
147
caracterizada pelo CN-forte (cı́rculos fechados), ou seja, a distribuição de CN nestas
figuras é claramente bimodal. A sequência CN-forte é uma indicação da alta quantidade
de nitrogênio na atmosfera destas estrelas e, como esperado, em cada famı́lia de CN as
estrelas com temperaturas mais baixas apresentam valores mais altos de CN. Pelas figuras
nota-se que as estrelas 1556 e 1351 parecem não seguir o comportamento geral da famı́lia
CN-fraco a uma dada magnitude ou cor intrı́nseca. Isso se deve ao fato de que os seus
pseudo-contı́nuos no vermelho foram um pouco afetados pela presença de um dos hiatos
dos espectros, baixando significativamente suas medidas finais de CN1 . Para as estrelas
da famı́lia CN-forte encontramos hCNi = 0.19 ± 0.04 (N = 8 estrelas), enquanto para a
sequência CN-fraco determinamos hCNi = 0.04 ± 0.04 (N = 20 estrelas), sendo que as
estrelas 1351 e 1556 não foram levadas em conta para o cálculo do valor médio do grupo
CN-fraco.
Na figura 5.7 apresentamos a localização das estrelas CN-forte (estrelas) e CN-fraco
(cı́rculos fechados) no DCM de M71 para as estrelas com V<15.5. Estrelas mais fracas (V>15.5, quadrados cheios) são também mostradas na figura, porém não há distinção
alguma entre as suas intensidades de CN, o que é parcialmente explicado pela baixa razão
S/N dos espectros, aliado ao fato de que as estrelas subgigantes e anãs são mais quentes.
A figura 5.8 mostra o comportamento do ı́ndice CN1 em função da gravidade superficial,
onde se nota a clara separação CN-forte:CN-fraco para as estrelas do RGB. Outra caracterı́stica interessante da figura 5.8 é que as estrelas 526 (V = 12.97 : (B-V) 0 = 1.34),
390 (V = 13.01 : (B-V)0 = 1.13) e 291 (V = 13.30 : (B-V)0 = 1.02) apresentam valores
mais altos nas bandas de CN em relação as outras estrelas do RGB. No DCM de M71
(figura 5.7) estas estrelas parecem pertencer ao AGB, sendo assim, os seus valores mais
altos de CN podem ser interpretadas como uma assinatura de processos de dragagem
adicionais nestas estrelas. Como os espectros das estrelas anãs apresentam baixa razão
S/N, não foi possı́vel assinalar sobre a bimodalidade de CN nas mesmas. No entanto,
Cohen (1999) estudou o comportamento de CN:CH em estrelas da sequência principal
de M71 e encontrou bimodalidade e anticorrelações nas bandas moleculares de CN:CH
nestas estrelas.
O ı́ndice CH ou banda G em 4300 Å é um traçador de carbono. Este ı́ndice é importante
pois o seu comportamento ao longo do diagrama cor-magnitude de um aglomerado pode
revelar informações importantes sobre os processos de mixing ao longo dos vários estágios
evolutivos das estrelas. Na figura 5.9 mostramos o ı́ndice G4300 em função da magnitude.
Os sı́mbolos são os mesmos usados nas figuras 5.6a,b onde as sequências CN-forte e CNfraco são representadas por cı́rculos cheios e abertos, respectivamente. Exceto para a
estrela 291, que apresenta CN e CH forte, todas as estrelas CN-forte tendem a apresentar
5.3 Resultados
148
Figura 5.6: (a): CN1 versus magnitude V e (b) CN1 versus (B-V)0 para a amostra de M71,
destacando o locus CN-forte (cı́rculos cheios) e CN-fraco (cı́rculos abertos). As barras de
erro correspondem ao desvio padrão das medidas.
5.3 Resultados
149
Figura 5.7: Diagrama cor-magnitude (V,B-V) de M71 mostrando o grupo CN-forte (estrelas) e CN-fraco (cı́rculos cheios). As estrelas anãs e subgigantes apresentadas (quadrados
cheios) não permitem qualificação de grupo com base em suas respectivas intensidades de
CN.
5.3 Resultados
150
Figura 5.8: Índice CN1 em função da gravidade superficial. Vé-se que, em decorrência
da baixa razão S/N, as estrelas com V > 15.5 (logg & 2.4) não apresentam uma clara
separação CN-forte:CN-fraco. As barras de erro são como discutidas no texto.
5.3 Resultados
151
Figura 5.9: Banda G4300 em função da magnitude, onde os grupos CN-forte (cı́rculos
cheios) e CN-fraco (cı́rculos abertos) estão apresentados separadamente. As barras de
erro são como discutidas no texto.
valores mais baixos de CH, enquanto que as estrelas CN-fraco tendem a apresentar valores
mais altos de CH. Este comportamento geral confima a conhecida anticorrelação CN-CH
em estrelas de aglomerados globulares (por exemplo, Dickens et al. 1979; Smith 1987; Kraft
1994; Gratton et al. 2004, e referências listadas). Notar, porém, que embora as estrelas
2001, 458, 505 e 7498 apresentem alta probabilidade de pertinência a M71, elas tendem
a apresentar valores mais baixos de CH do que as outras estrelas CH-fraco da amostra.
As três primeiras estrelas pertencem ao HB de M71, o que sugere que a bimodalidade na
banda molecular de CN é também detectada no HB. A figura 5.10 apresenta um exemplo
da bimodalidade em CN seguida da anticorrelação CN-CH para duas estrelas de M71 com
magnitude visual e temperatura efetiva similares. A estrela gigante 390, classificada como
CN-forte (T = 4435 K : CN = 0.24 : CH = 6.18), apresenta CN mais alto e CH mais
baixo do que a estrela 399, classificada como CN-fraco (T = 4419 : CN = 0.04 : CH =
6.62).
5.3.2
Índices de ferro
Nós medimos os ı́ndices Fe4383, o qual é dominado por espécies de ferro, carbono e
magnésio, além do Fe5270, Fe5335, Fe5406, Mg1 , Mg2 e Mgb. Usamos hFei = (Fe4383
5.3 Resultados
152
CN-strong : Star 390 : V = 13.01 mag : T = 4434 K
CN-weak : Star 399 : V = 13.69 : T = 4419 K
CN
CH
Figura 5.10: Estrelas 390 (linha cheia, CN-forte) e 399 (linha pontilhada, CN-fraco) de
M71 mostrando a região das bandas moleculares de CN e CH.
+ Fe5270 + Fe5335 + Fe5406)/4 e Mg2 como os indicadores de ferro deste grupo. Estes
ı́ndices são bastante usados no estudo de sı́ntese de populações de galáxias. A figura
5.11 exibe o comportamento do ı́ndice Mg2 em função da banda molecular de CN e da
temperatura efetiva, respectivamente. Nesta figura vê-se que ambas as sequências CNforte e CN-fraco correspondem a ı́ndices de Mg2 ≥ 0.05 mag e que Mg2 tende a ser mais
alto para as estrelas mais frias (Teff ≤ 4300 K).
5.3.3
Ca4227
Este ı́ndice é bastante usado no estudo de populações estelares em galáxias, onde o cálcio
é considerado um elemento representativo na determinação de abundâncias quı́micas dos
elementos-α (por exemplo, Thomas et al. 2003; Prochaska et al. 2005). Encontramos
hCa4227i = 1.15 ± 0.75 Å para 32 estrelas no intervalo de 12 ≤ V ≤ 15.5 e com probabilidade P ≥80% de pertinência a M71.
As figuras 5.12 e 5.13 mostram o comportamento do ı́ndice Ca4227 como uma função da
Teff e, respectivamente, dos ı́ndices hFei e Mg2 , indicadores de metalicidade na amostra.
Comparando as figuras 5.11 e 5.12, nota-se uma similaridade entre o comportamento geral
5.3 Resultados
153
Figura 5.11: Painel superior: ı́ndice Mg2 versus CN1 . Painel inferior: ı́ndice Mg2 versus
Teff . As barras de erro são como discutidas no texto.
5.3 Resultados
154
Figura 5.12: Índice de Ca4227 como uma função da tempertaura efetiva. As barras de
erro são como discutidas no texto.
dos ı́ndices Mg2 e Ca4227 com a temperatura efetiva, o que explica o comportamento
quase linear entre os ı́ndices Ca4227 e Mg2 na figura 5.13. Pelo comportamento geral dos
ı́ndices nas figuras, nota-se que as estrelas mais frias e com ı́ndices metálicos mais altos
tendem a apresentar valores mais altos de Ca4227. Estas figuras evidenciam também que
os ı́ndices metálicos hFei e Mg2 apresentam dependência não-linear no regime de mais
baixa temperatura.
5.3.4
Hβ
O ı́ndice Hβ é amplamente usado como um forte indicador de idade nos estudos de populações estelares em galáxias, sendo relativamente sensı́vel a temperatura e a gravidade
superficial. Encontramos para a amostra M71 um valor médio hHβ i = 1.38 ± 0.35 Å (N
= 24 estrelas). Notamos que para estrelas com V < 14 há uma alta dispersão nos valores
de Hβ . Este efeito parece ser real dado que as figuras 5.14a,b sugerem alta dispersão do
ı́ndice Hβ para estrelas mais frias que 4500 K.
5.3 Resultados
155
Figura 5.13: Painel superior: Ca4227 versus <Fe>, com hFei = (Fe4383 + Fe5270 +
Fe5335 + Fe5406)/4. Painel inferior: Ca4227 versus Mg2 . As barras de erro são como
discutidas no texto.
5.3 Resultados
156
Figura 5.14: (a): Índice Hβ em função da magnitude V e (b): Hβ versus Teff . As barras
de erro são como discutidas no texto.
5.3 Resultados
5.3.5
157
NaD e Al3953
Os ı́ndices NaD e Al3953 desta análise foram definidos em Worthey et al. (1994) e Serven
et al. (2005), respectivamente. Como apresentado na tabela 2 de Serven et al. (2005),
o novo ı́ndice Al3953 apresenta alta resposta espectral às abundâncias de alumı́nio. Todavia, embora ambos os ı́ndices sejam importantes no entendimento das variações de
abundâncias em populações estelares, eles são compostos de linhas de ressonância e são
altamente sensı́veis a efeitos da absorção interestelar. Estes efeitos precisam ser levados
em consideração ao interpretar os resultados destes dois ı́ndices. Para a amostra de M71
encontramos valores médiso de hNaDi = 4.60 ± 2.38 Å (N = 28 estrelas) e hAl3953i =
2.76± 1.35 Å (N = 25 estrelas).
A figura 5.15 apresenta os valores de NaD e Al3953 como uma função da banda molecular
de CN, enquanto a figura 5.16 apresenta o comportamento dos ı́ndices NaD e Mg 2 em
função do ı́ndice Al3953.
5.3.6
Fitting functions ou funções de ajuste
Em Astrofı́sica, as funções de ajuste são as mais simples representações matemáticas polinomiais que permitem escrever ı́ndices espectrais em termos de parâmetros atmosféricos,
como a temperatura efetiva Teff , a gravidade superficial logg e a metalicidade [Fe/H]. Para
espectros de baixa resolução de aglomerados globulares da Galáxia e uma vez conhecidos
pelo menos dois dos parâmetros atmosféricos, o método das funções de ajuste é bastante
útil na determinação de metalicidade dos aglomerados sem qualquer dependência com o
módulo de distância e/ou avermelhamento destes objetos. Para este trabalho usamos as
funções de ajuste para os ı́ndices Fe5270, Fe5335 e Mg2 definidas em Barbuy et al. (2003),
escritas também em função da razão [α/Fe]. Como visto na subseção 5.3.2, estes três
ı́ndices são bons indicadores de metalicidade e pouco dependentes da temperatura e da
gravidade. Os ı́ndices definidos em Barbuy et al. (2003) seguem funções gerais do tipo:
indice = [exp](a + b(logθ) + c(logθ)2 + d(logg) + e(logg)2 + f([Fe/H]) + g([Fe/H]2 )+
+h([α/Fe]) + i(logθ)(logg) + j(logθ)([Fe/H]) + k(logθ)([α/Fe]) + l(logθ) 2 (logg)+
+m(logθ)(logg)2 ),
(5.8)
com θ = (5040)/T e [exp] podendo definir uma função polinomial ou a exponencial de
uma função polinomial. As funções de ajuste de Barbuy et al. (2003) foram determinadas
5.3 Resultados
158
Figura 5.15: Painel superior: NaD versus CN1 . Painel inferior: Al3953 versus CN1 . As
barras de erro apresentadas nas figuras são como explicadas ao longo do texto.
5.3 Resultados
159
Figura 5.16: Painel superior: Al3953 versus NaD. Painel inferior: Mg 2 versus Al3953.
As barras de erro apresentadas nas figuras são como explicadas no texto.
5.3 Resultados
160
a partir de espectros sintéticos com FWHM = 3.5 Å e 8 Å, −3 ≤ [Fe/H] ≤ +0.3, 0 ≤
logg ≤ 3 e 4000 ≤ Teff ≤ 7000 K.
Para as estrelas analisadas de M71 encontramos valores médios hFe5270i = 2.70±1.47 (N
= 30 estrelas), hFe5335i = 2.53±1.48 (N = 29 estrelas) e hMg2 i = 0.17227 ± 0.11828 (N
= 28 estrelas). No entanto, para as estrelas com 4500 < Teff < 5000 K — intervalo de
temperatura onde o Mg2 é válido e onde há menos dispersão nos resultados dos outros
dois ı́ndices de ferro investigados —, encontramos valores médios hFe5270i = 2.21 ± 0.72
(N = 18 estrelas), hFe5335i = 2.04 ± 0.63 (N = 17 estrelas) e hMg 2 i = 0.12 ± 0.03 (N
= 11 estrelas). Com estes últimos ı́ndices médios e adotando os coeficientes VALUE1
da tabela A do apêndice de Barbuy et al. (2003) para FWHM = 3.5 Å e parâmetros
atmosféricos médios de temperatura efetiva (Teff = 4768 K) e gravidade superficial (logg
= 2.29 dex), além de uma razão [α/Fe] = 0.30, encontramos metalicidade [Fe/H]= −0.81,
−0.91 e −0.68 para a amostra de M71, que correspondem aos ı́ndices Fe5270, Fe5335 e
Mg2 , respectivamente. Estes resultados fixam a metalicidade média de M71 em [Fe/H] =
−0.80 ± 0.11 usando o procedimento das funções de ajuste.
No que concerne os resultados de metalicidade para M71 da literatura, analisando 10
espectros de alta qualidade (R = 30000) de estrelas gigantes, Sneden et al. (1994) obtiveram [Fe/H] = −0.79 ± 0.01 para M71. Com base em dados de alta resolução (R =
35000) obtidos com o HIRES@KECK, Ramı́rez et al. (2001) analisaram em detalhes o
padrão de abundâncias quı́micas de 25 estrelas em diferentes posições do RGB de M71 e
obtiveram [Fe/H] = −0.71. Numa reanálise dos dados de Sneden et al. (1994) e usando
uma nova calibração de metalicidade para aglomerados globulares da Galáxia derivada
através de razões [FeII/H] de vários aglomerados globulares Galácticos, Kraft & Ivans
(2003) obtiveram [Fe/H] = −0.82 para M71. E, recentemente, Boesgaard et al. (2005)
analisaram 5 estrelas anãs e obtiveram [Fe/H] = −0.80 ± 0.02 para M71. Eles usaram
espectros de alta resolução (R = 45000) obtidos com o HIRES@KECK.
Sendo assim, os nossos resultados de [Fe/H] com base nos ı́ndices espectrais medidos nos
espectros de baixa resolução GMOS@GEMINI (R = 2000) estão em bom acordo com
os resultados de [Fe/H] obtidos através de espectros com resolução de 15 a 22.5 vezes
superior (R = 30000-45000) a alcançada pelo espectrógrafo GMOS. A tabela 5.3 resume
os diferentes valores de metalicidade atribuı́dos a M71 na literatura.
5.3.7
Sı́ntese espectral de CN e CH
Com o objetivo de confirmar os resultados dos ı́ndices, realizamos o cálculo do espectro
sintético de bandas de CN e CH na região de 4000-4400 Å para as estrelas 390 e 399.
5.4 Discussões
161
Tabela 5.3: Compilação dos valores de metalicidade para M71
[Fe/H]
[FeI/H]
[FeII/H]
Método
Referência
−0.79
−0.73
−0.71
−0.82
−0.80
−0.81
−0.91
−0.68
−0.79
—
−0.71
−0.81
−0.81
—
—
—
−0.79
—
−0.84
−0.82
−0.85
—
—
—
Alta Resolução : 10 gigantes
Compilação
Alta Resolução : 25 gigantes
Revisão de Sneden et al.: 10 gigantes
Alta Resolução : 5 anãs
Funções de ajuste
Funções de ajuste
Funções de ajuste
Sneden et al. (1994)
Harris (1996)
Ramı́rez et al. (2001)
Kraft & Ivans (2003)
Boesgaard et al. (2005)
Fe5270 (este trabalho)
Fe5335 (este trabalho)
Mg2 (este trabalho)
Adotamos [Fe/H] = −0.80 para ambas, [O/Fe]=+0.30 e fixamos o valor da velocidade de
microturbulência em vt = 1.5 kms−1 , considerado valor tı́pico para estrelas gigantes. Os
outros parâmetros atmosféricos das estrelas foram previamente obtidos, ou seja, T eff =
4434 K e log g = 1.54 para a estrela 390 e Teff = 4419 K e log g = 1.8 para a estrela 399.
Utilizamos o código Pfant de sı́ntese espectral (Cayrel et al. 1991; Barbuy et al. 2003),
usando os modelos MARCS de atmosferas estelares (Gustafsson et al. 2003) e a lista de
linhas de CN e CH de Kurúcz (1993) que foi implementada ao código como descrito em
Castilho et al. (1999).
Encontramos abundâncias de carbono e nitrogênio de [C/Fe]=0.0, [N/Fe]=+1.0 para a
estrela 390 (CN-forte) e [C/Fe]=0.0, [N/Fe]=+0.50 para a estrela 399 (CN-fraco). Como
mostra a figura 5.17, são notáveis as diferenças nas abundâncias de nitrogênio.
5.4
Discussões
Sabe-se que as estrelas de aglomerados globulares exibem anomalias nas abundâncias de
uma variedade de elementos quı́micos — C, N, O, Na, Mg e Al—, e que tais variações são
inconsistentes com as previsões feitas pelos modelos clássicos da teoria de evolução estelar
e muito maiores do que as observadas em estrelas de campo de metalicidade similar. Por
outro lado, não há até o momento na literatura cientı́fica um único cenário astrofı́sico
capaz de explicar as anomalias observadas e, no caso dos aglomerados globulares mais
ricos em metais, a situação parece ser mais drástica devido principalmente à já conhecida
dependência dos processos responsáveis pela alteração das abundâncias de CNO com a
metalicidade global dos aglomerados ao longo do ramo das gigantes.
No caso particular de M71 trabalhos anteriores demonstraram que há bimodalidade na
5.4 Discussões
162
Star 390 : V = 13.01 mag : T = 4434 K
[C/Fe] = 0.0 : [N/Fe] = +1.0 : [O/Fe] = +0.30
Star 399 : V = 13.69 mag : T = 4419 K
[C/Fe] = 0.0 : [N/Fe] = +0.5 : [O/Fe] = +0.30
Figura 5.17: Espectro observado (linha pontilhada) e espectro sintético (linha sólida) na
região das bandas moleculares de CN e CH. Superior: Estrela 390 (CN-forte): (T eff , logg,
vt ) = (4434 K, 1.54, 1.5 kms−1 ) com cálculo para [C/Fe]=0.0 e [N/Fe]=+1.0; Inferior:
Estrela 399 (CN-fraco): (4419 K, 1.8, 1.5 kms−1 ) com cálculo realizado para [C/Fe]=0.0
e [N/Fe]=+0.50.
5.4 Discussões
163
distribuição de CN e que os ı́ndices CN e CH são anticorrelacionados — CN-forte/CHfraco e CN-fraco/CH-forte. Smith & Norris (1982) foi um dos trabalhos pioneiros neste
sentido. Eles demonstraram que as abundâncias CN:CO nas estrelas mais luminosas do
que o ramo horizontal de M71 eram anticorrelacionadas e que CN mostrava-se positivamente correlacionada com o Na. Smith & Penny (1989) computaram os ı́ndices de CN em
3883 Å e 4215 Å e CH 4300 Å para uma amostra de estrelas do ramo horizontal de M71
e verificaram existir uma variação na abundância de CN. Eles também encontraram uma
anticorrelação CN 3883 Å com a banda de CH, indicando assim que parte do material
encontrado na atmosfera das estrelas de CN-forte deveria ter sido produzido pelo ciclo CN
na queima hidrostática de hidrogênio. Penny et al. (1992), por sua vez, mostraram a bimodalidade CN e a anticorrelação CN-CH em estrelas sub-gigantes de M71, enquanto que
Cohen (1999) encontrou relações similares para uma amostra de 79 estrelas da sequência
principal. Briley et al. (2001) determinaram as abundâncias de CN e CH para 75 estrelas
gigantes de M71 usando o sistema fotométrico DDO C(41-42) e confirmaram os resultados acima. Lee (2005) estudou as variações nas bandas moleculares de CN e CH em
14 estrelas gigantes de M71 e também encontrou a bimodalidade de CN, enquanto que a
anticorrelação CN-CH não é clara.
As correlações e anticorrelações CN-CH são também encontradas em estrelas anãs e gigantes de 47 Tucanae (por exemplo, Norris & Freeman 1979; Cannon et al. 1998), outro
aglomerado rico em metais ([Fe/H] = −0.67, Alves-Brito et al. (2005)) do Hemisfério Sul
quimicamente similar a M71. Todavia, 47 Tucanae é mais massivo e mais concentrado
do que M71 com raio a meia massa (rh ) e parâmetro de concentração (c) iguais a 2.79
minutos de arco e 2.03, respectivamente, enquanto que para M71 rh = 2.65 minutos de
arco e c = 1.15 segundo compilação de Harris (1996).
Usando as designações das estrelas na fotometria Cudworth (1985) e comunicação privada em 2006, pudemos identificar algumas estrelas da presente amostra comum a outras
análises da literatura (por exemplo, Smith & Penny 1989; Penny et al. 1992; Lee 2005) e
comparar diretamente as intensidades de CN e CH obtidas. Para 22 estrelas em comum,
a comparação direta foi possı́vel para 15 delas, pois os resultados de 3 estrelas da nossa
amostra foram afetados pela presença dos dois hiatos ao longo dos espectros (gaps do
CCD) e não foram encontradas medidas CN-CH para outras 4 estrelas. Das 15 estrelas
finais, 13 apresentam a mesma classificação CN-forte:CN-fraco como identificadas neste
trabalho, enquanto que para 2 delas encontramos uma classificação diferente na literatura — as estrelas 1-43 e 1-88 foram previamente classificadas como CN-forte. Por outro
lado, dentro de uma incerteza de 1σ, estas estrelas apresentariam a mesma classificação
encontrada na literatura.
5.4 Discussões
164
Com respeito aos nossos resultados CN-CH, a figura 5.9 mostra a distribuição de estrelas
CN-forte e CN-fraco no plano CH em função da magnitude. No geral vê-se que as estrelas
com CN-forte (cı́rculos cheios) tendem a apresentar valores mais baixos de CN. Vale no
entanto salientar que, como previamente discutido, a a medida de CN da estrela 640
pode ter sido afetada pela presença dos hiatos nos espectros. Pela mesma razão, a estrela
346 não apresenta medida confiável de CH. As estrelas 2001, 458 e 505, as quais foram
classificadas como CN-fraco, tendem a apresentar valores mais baixos de CH do que as
outras estrelas do grupo CN-fraco. Mesmo com alguns pontos estatisticamente fora da
média ou outliers nossa distribuição CN-CH tem proporção similar a encontrada por
Smith & Norris (1982) para estrelas gigantes, ou seja, a famı́lia CN-fraco correspondendo
a cerca de 30% das estrelas da amostra.
Dentro da teoria padrão de estrutura e evolução estelar de estrelas de baixa massa o
aumento da abundância de nitrogênio acompanhado pelo decréscimo de carbono em estrelas CN-forte é atribuı́do ao fenômeno de dragagem de material processado no interior destas estrelas para a atmosfera das mesmas pelo ciclo CN (Iben 1964; Charbonnel
1994). As variações de CN seguidas por anticorrelações na banda de CH confirmam que
episódios de misturas (mixing) ocorreram nas estrelas gigantes de M71 estudadas. Por
outro lado, a bimodalidade de CN é melhor explicada no cenário de variações primordiais
das abundâncias. Além disso, a hipótese do mixing não explica a correlação positiva encontrada para o CN-Na e CN-Al, uma vez que Na e Al não são produzidos durante os
eventos de mixing nas estrelas.
Elementos tais como Al e Mg são produzidos pela alta captura de prótons a mais alta
temperatura (Langer & Hoffman 1995; Arnould et al. 1999). Como mostra a figura 5.16,
encontramos uma forte anticorrelação entre as intensidades dos ı́ndices Al3953:NaD e
Al3953:Mg2 . A anticorrelação Al-Mg encontrada em estrelas gigantes de aglomerados
globulares é bem explicada no contexto do extra-mixing discutido em Denissenkov & VandenBerg (2003). Vale ainda salientar que Ramı́rez & Cohen (2002) reportaram encontrar
uma correlação [Na/Fe]:[Al/Fe] para a amostra de M71 estudada com dados de alta resolução, contudo a correlação encontrada apenas se justifica dentro de 2σ de incerteza nas
abundâncias.
Outro cenário plausı́vel para explicar as variações de abundâncias é a poluição da atmosfera de estrelas de baixa-massa pelos ventos enriquecidos de material processado no
ciclo CNO em estrelas de massa intermediária do ramo assintótico das gigantes (Cayrel
1986; Gratton et al. 2004; Bekki et al. 2007) ou ainda por ventos de estrelas massivas de
alta rotação (por exemplo, Decressin et al. 2007). Bekki et al. (2007) propôs um modelo
de formação de aglomerados globulares nas regiões centrais de proto-galáxias contidas
5.4 Discussões
165
em halos de matéria escura. Estas proto-galáxias reteriam os ventos estelares das AGBs,
causando a poluição externa de elementos quimicamente processados pelas cadeias CNO,
Ne:Na e Mg:Al sobre as estrelas dos aglomerados globulares. Este modelo explica com
sucesso as anticorrelações C-N e Mg-Al, mas não explica as anticorrelações Na-O também
encontradas em aglomerados globulares.
Para a nossa amostra de M71 encontramos que CN-Na são correlacionados, o que implica que as variações de abundâncias sejam melhor explicadas no contexto das variações
primordiais em detrimento aos episódios de mistura. Por outro lado, a correlação CN-Al
vista em dados de alta resolução não é óbvia para a nossa amostra.
Capı́tulo 6
Conclusões e perspectivas
Apresentamos a nova escala de abundâncias quı́micas para NGC 6553 com base em espectros de alta resolução (R = 55000) e alta razão S/N de estrelas gigantes obtidos por
intermédio do espectrógrafo UVES do telescópio Kueyen de 8.2m do Very Large Telescope. Estes são os melhores dados de estrelas individuais obtidos para este aglomerado
até o momento.
Apresentamos, pela primeira vez, a análise detalhada de um espectro de altı́ssima razão
S/N de NGC 6553, o qual foi estatisticamente combinado a partir de 22 estrelas gigantes
com dados de alta qualidade (R = 22000) obtidos com o espectrógrafo FLAMES do Very
Large Telescope.
Apresentamos ainda o estudo de variações de abundâncias quı́micas em M71 usando espectros de baixa resolução (R = 2000) obtidos com o espectrógrafo GMOS do Observatório
Gemini Norte.
Estes resultados constituem-se vı́nculos observacionais importantes no estudo da evolução
quı́mica dos aglomerados globulares no regime de mais alta metalicidade da função distribuição de metalicidade da Galáxia.
6.1
Sinopse
As principais conclusões são resumidas a seguir:
• Na nova escala de abundâncias NGC 6553 apresenta, preferencialmente, valor médio
de metalicidade [Fe/H]= −0.20. Este resultado baseia-se nos melhores dados obtidos no óptico para este aglomerado, o que põe fim ao vasto debate na literatura
cientı́fica dos últimos anos acerca da metalicidade de NGC 6553. Este resultado é
6.1 Sinopse
167
ainda compatı́vel não apenas com medidas de metalicidade com dados de alta qualidade no infravermelho para NGC 6553 (Meléndez et al. 2003), mas também com a
metalicidade média das estrelas de campo do bojo (Fulbright et al. 2006; Lecureur
et al. 2007).
• Na análise com os espectros individuais de NGC 6553 encontramos sobreabundância
quı́mica para o Mg e Si, enquanto que Ca e Ti são subabundantes. A sobreabundância das razões [(Mg:Si)/Fe] são interpretadas como assinaturas de uma
evolução quı́mica rápida dominada pelas SNs do Tipo II. Por outro lado, seguindo
as idéias da fı́sica das explosões de SNs, as anomalias Ca:Ti são interpretadas como
uma consequência natural dos produtos (yields) quı́micos envolvendo estes elementos, uma vez que cálcio e titânio são produzidos em eventos de SNs do Tipo II
com progenitora de mais baixa massa quando comparados aos outros elementos α
estudados.
• As abundâncias de cálcio em aglomerados globulares ricos em metais precisam ser
melhor estudadas buscando entender a discrepância entre os resultados das razões
[Ca/Fe] obtidas com dados no óptico, as quais tendem a fornecer abundâncias solares, enquanto que as razões [Ca/Fe] com base em dados no infravermelho tendem
a apresentar valores supersolares ([Ca/Fe] ≥ 0.20). No entanto, as abundâncias
solares de cálcio obtidas para os aglomerados globulares ricos em metais são reminiscentes das abundâncias determinadas para estrelas de campo do bojo a mais
altas metalicidades e mesmo galáxias elı́pticas.
• A razão [Mn/Fe] obtida para NGC 6553 e NGC 6528 é completamente distinta da
obtida para estrelas de campo do bojo da Galáxia. Os valores médios de [Mn/Fe]
para NGC 6553 e NGC 6528, dois aglomerados globulares ricos em metais do bojo,
seguem o comportamento das estrelas enriquecidas em metais da galáxia anã Sagittarius como analisadas por McWilliam et al. (2003a,b). Por outro lado, os nossos
resultados de [Mn/Fe] estão compatı́veis com as previsões teóricas de modelos de
evolução quı́mica para o bojo da Galáxia (Matteucci & Gescutti, comunicação privada em 2008).
• Estatisticamente não podemos inferir sobre eventuais correlações ou anticorrelações
entre os elementos produzidos pela captura de próton que foram estudados nos
espectros individuais de NGC 6553 ou mesmo nos outros aglomerados globulares
ricos em metais analisados no nosso Grupo de Pesquisa. Todavia, o valor médio
de [Na/O] de NGC 6553 e dos outros aglomerados estudados segue a anticorrelação
[Na/O] em função da metalicidade obtida para estrelas de campo do bojo na análise
de Lecureur et al. (2007).
6.1 Sinopse
168
• As subabundâncias quı́micas de Ba, La e Zr — elementos pesados produzidos através
do processo s —, analisados em NGC 6553 são uma confirmação independente de que
o aglomerado estudado é velho. O európio, único elemento do processo r estudado,
segue o comportamento do cálcio, o que pode indicar que os elementos do processo
r são mesmo produzidos em estrelas massivas durante os eventos de SNs de Tipo
II, como sugerem trabalhos atuais (por exemplo, Truran et al. 2002). As razões de
[Ba/Eu] para NGC 6553, NGC 6528, 47 Tucanae, HP-1 e NGC 6558 sugerem que
a produção dos elementos pesados nos aglomerados globulares ricos em metais da
Galáxia é incompatı́vel com uma contribuição puramente pelo processo r.
• O método de combinar espectros de estrelas frias e com parâmetros atmosféricos
similares observadas no Very Large Telescope com o intuito de obter um espectro
único (combinado) de altı́ssima resolução, que seria equivalente a um espectro observado num Extremely Large Telescope, ou seja, num tempo de integração de cerca
de 25 vezes menor, parece promissor principalmente no regime de mais alta metalicidade onde o grande povoamento de linhas e moléculas nestes espectros dificultam
a identificação precisa do contı́nuo. A metalicidade global Z de NGC 6553 obtida
com os espectros individuais observados com o espectrógrafo UVES@VLT é similar
a metalicidade global Z calculada através da análise detalhada de linhas individuais
no espectro combinado de NGC 6553 a partir de 22 estrelas que foram observadas
com o espectrógrafo FLAMES@VLT.
• A nova escala de abundância quı́mica obtida para NGC 6553 neste trabalho comparada aos valores de abundâncias quı́micas de estrelas de campo do disco fino, disco
espesso e bojo, além da comparação do espectro combinado de estrelas gigantes de
NGC 6553 ao espectro combinado de estrelas gigantes do campo Blanco −6 ◦ , classificam NGC 6553 como um aglomerado globular rico em metais tı́pico do bojo da
Galáxia.
• Para a amostra de estrelas investigadas em M71, determinamos os parâmetros atmosféricos que são úteis para a construção de espectros sintéticos de outros aglomerados globulares ricos em metais e analisamos o comportamento de 14 ı́ndices
espectrais. Obtivemos que a distribuição de CN é bimodal e que os ı́ndices de CN
estão anticorrelacionados com as bandas moleculares de CH. Investigamos ainda o
comportamento do ı́ndice Al3953 definido em Serven et al. (2005) e encontramos
anticorrelação forte Al3953:Mg2 para a amostra estudada. Os nossos resultados
sugerem que as anomalias quı́micas observadas em M71 podem ser explicadas tanto
pelos processos convectivos de mistura, como também pela poluição — através das
estrelas AGBs ou de estrelas massivas — da nuvem protogaláctica que deu origem
6.2 Perspectivas
169
a M71. Neste sentido, as anomalias seriam primordiais, ou seja, a nuvem protogaláctica que deu origem a M71 já tinha sido enriquecida de material quı́mico
processado nos ciclos CNO, Ne:Na e Mg:Al.
• Usando funções de ajuste ou fitting functions obtivemos metalicidade média
[Fe/H] = −0.80 para M71. Este resultado está compatı́vel com os valores recentes
obtidos através da análise espectroscópicos com base em dados de alta resolução
obtidos para este aglomerado (por exemplo, Ramı́rez & Cohen 2002; Boesgaard et
al. 2005). As funções de ajuste formam, assim, um método eficaz na determinação
independete da metalicidade de aglomerados globulares usando espectros de baixa
resolução.
• Os nossos resultados confirmam que NGC 6553, NGC 6528, HP-1 e NGC 6558
são aglomerados globulares ricos em metais que pertencem ao bojo da Galáxia. 47
Tucanae, por sua vez, parece mesmo seguir o padrão de abundância quı́mica do disco
espesso da Galáxia no que tange o cálculo dos elementos do pico do ferro. Tanto
os resultados de abundâncias quı́micas com os espectros de alta resolução de NGC
6553, NGC 6528, 47 Tucanae, HP-1 e NGC 6558, quanto os dados de baixa resolução
para M71 sugerem que os aglomerados globulares ricos em metais foram mesmo
formados numa nuvem primordial já enriquecida em metais. No entanto, são ainda
necessários mais resultados para aglomerados globulares ricos em metais ([Fe/H] ≥
−1) e estrelas de campo no mesmo regime de metalicidade para descrevermos em
detalhes o histórico de enriquecimento quı́mico dos aglomerados globulares ricos em
metais da Galáxia.
Os nossos resultados com dados de alta qualidade fortalecem o estudo de espectros
sintéticos de aglomerados globulares ricos em metais situados na região mais interna
da Galáxia (Rgal . 3 kpc), onde as dificuldades de observação são eminentes. Além
disso, auxiliam no estudo de aglomerados globulares ricos em metais extragalácticos. As
abundâncias obtidas são vı́nculos observacionais fortes aos modelos teóricos de evolução
quı́mica da Galáxia e, particularmente, auxiliam na interpretação de como se deu a
formação dos aglomerados globulares ricos em metais e como as várias subestruturas
da Galáxia - halo interno, bojo e disco espesso - estão conectadas.
6.2
Perspectivas
São muitas as perspectivas que se abrem em torno do presente trabalho de tese. Muitas
delas serão realizadas em estágios de Pós-Doutoramento.
6.2 Perspectivas
170
• Realizar a análise detalhada de forma homogêna e sistemática de estrelas anãs e
gigantes de campo do halo, do bojo e do disco espesso no intervalo de metalicidade −2.5 ≤ [Fe/H] ≤ +0.5 e comparar com os resultados obtidos para estrelas
de aglomerados globulares ricos em metais. Os espectros das estrelas de campo já
foram observados (R ≈ 80000) e foram reduzidos durante meu estágio de Doutorado
Sanduı́che na Australian National University em 2007.
• Estudar, usando ı́ndices espectrais, as variações de abundâncias em estrelas anãs e
gigantes de 7 aglomerados globulares da Galáxia — NGC 6752 ([Fe/H] = −1.56),
NGC 288 ([Fe/H] = −1.24), NGC 1851 ([Fe/H] = −1.22), Pal 12 ([Fe/H] = −0.94),
NGC 6352 ([Fe/H] = −0.70), NGC 6388 ([Fe/H] = −0.60) e NGC 5927 ([Fe/H] =
−0.37) —, com dados do espectrógrafo FORS2 (FOcal Reducer and low dispersion
Spectrograph) do Very Large Telescope.
• Definir um novo ı́ndice metálico com base no Tripleto de Cálcio visando a determinação de metalicidade em aglomerados globulares extragalácticos. Serão usados
dados obtidos com o Telescópio Keck de 10m e o supercomputador da Swinburne
University na Austrália.
• Fazer a sı́ntese empı́rica do espectro integrado de M71, com base direta no diagrama
cor-magnitude do aglomerado acoplado a uma biblioteca de espectros de alta resolução. Os modelos que queremos calibrar consistem de uma grade de modelos de
espectros integrados de populações estelares simples, com idades entre 1 e 17 bilhões
de anos e metalicidade entre −0.7<[Fe/H]< +0.2.
• Estimar a idade espectroscópica de M71 usando linhas observadas de Balmer, de H β
a H , com uma consistência com as idades inferidas dos diagramas cor-magnitude
dentro de 1 a 2 bilhões de anos.
Apêndice A
Sı́ntese espectral
A.1
Linhas atômicas e moleculares
O arquivo de linhas atômicas é formado por mais de 30000 linhas que se estendem desde
o ultravioleta até o infravermelho próximo. As linhas atômicas não identificadas da lista
foram atribuı́das ao Fe I com potencial de excitação χ = 3 eV.
O arquivo de linhas moleculares, por sua vez, consta das seguintes bandas moleculares:
TiO α (C3 ∆-X3 ∆), TiO γ (A3 Φ-X3 ∆), MgH (A2 Π-X2 Σ), C2 (A3 Π-X3 Π), CN azul (B2 ΣX2 Σ), CN vermelho (A2 Π-X2 Σ), CH (A2 ∆-X2 Σ) e CH (B2 ∆-X2 ∆). Ambos arquivos têm
sido constantemente atualizados à medida que parâmetros atômicos de melhor qualidade
são disponibilizados para a comunidade cientı́fica.
A.2
Modelos de atmosferas
Adotamos os modelos MARCS de atmosferas para estrelas gigantes frias de Plez et al.
(1992) e posteriores atualizações. Estes modelos satisfazem as hipóteses de geometria
esférica homogênea, equilı́brio termodinâmico local e equilı́brio hidrostático, descrevendo
as condições fı́sicas que dominam o transporte de energia na atmosfera das estrelas em termos de variáveis termodinâmicas como a temperatura, pressão do gás, pressão eletrônica,
densidade e da pressão de radiação, incluindo as opacidades das linhas atômicas e moleculares. A variação destes mensuráveis fı́sicos com a profundidade óptica em cada camada
estratificada da atmosfera das estrelas define um modelo de atmosfera estelar. A convecção foi tratada segundo o paradigma da teoria de comprimento de mistura e com os
fluxos radiativo e convectivo obedecendo o princı́pio de conservação de energia.
As equações abaixo definem a estrutura de um modelo de atmosfera estelar vinculada à
A.2 Modelos de atmosferas
172
hipótese de equilı́brio termodinâmico local:
1] Pela teoria cinética dos gases, em condições de equilı́brio termodinâmico local, a pressão
e a temperatura nas camadas da atmosfera estelar estão relacionadas da seguinte forma:
Pgas = nkT,
(A.1)
onde n é a densidade numérica de partı́culas, k é a constante de Boltzmann e T é a
temperatura local na camada, de forma que a distribuição das partı́culas nas camadas em
um intervalo de velocidades entre (v, v+dv) é maxwelliana:
m 3/2
dn
2
2
= 4πv
e−mv /2kT dv
n
2πkT
(A.2)
2] Dentro do formalismo da Mecânica Estatı́stica os nı́veis discretos de energia de átomos,
ı́ons, moléculas e núcleos são distinguı́veis e em condições de equilı́brio termodinâmico
o número relativo destas estruturas em dois diferentes estados de energia (estados de
excitação) pode ser determinado pela equação clássica de Boltzmann:
ηl
gl −(χl −χj )
= e kT ,
ηj
gj
(A.3)
onde gl e gj são os pesos estatı́sticos (degenerescência) dos estados η l e η j relativo aos
estados de energia acima do estado fundamental (potencial de excitação) χl e χj , respectivamente, e T é a temperatura de excitação.
3] As populações nos estados ionizados foram determinadas pela equação de Saha:
ηj+1
2(2π)3/2 (kT)5/2 φj+1 (T) −(Ij,j+1 )/kT
=
e
,
ηj
h3 Pe φj (T)
(A.4)
onde Pe é a pressão de elétrons, Ij,j+1 é a energia necessária para elevar o nı́vel de ionização
j para o nı́vel j+1 e φj e φj+1 as funções de partição para cada nı́vel, respectivamente.
4] Equações de dissociação molecular no equı́librio são usadas para o cálculo das linhas
moleculares.
A.3 Opacidades
A.3
173
Opacidades
As fontes de opacidade responsáveis pela formação do continuum estelar são devido a
absorção dos fótons por elétrons livres, transições ligado-livre e livre-ligado de HI, H −
e metais; transições livre-livre na absorção e emissão de fótons por átomos, moléculas e
ı́ons como H− , He− , H2 − , H2 + , CN− , C2 − , H2 O− , próton e H2 e espalhamento devido
aos átomos, ao espalhamento Thompson de elétrons e pelo espalhamento Rayleigh de
moléculas. No caso de estrelas frias o continuum é modelado principalmente pelos ı́ons e
os radicais negativos de átomos e moléculas.
O coeficiente de absorção atômica por unidade de atômos de hidrogênio [cm −1 ] para as
linhas é calculado pela equação:
πe2 2
H(a, s)
√
,
λ
αgfP
j
me c 2
π∆λD
kλ,atom =
(A.5)
onde:
λ
∆λD =
c
a
H(a, s) =
π
Z
r
+∞
−∞
a=
2kT
+ ξ2
m
(A.6)
2
e−m
dm
(s − m)2 + s2
(A.7)
λ2 γ
4πc∆λD
(A.8)
∆λ
∆λD
(A.9)
s=
Na equação A.5 e e me são a carga e a massa de repouso do elétron, respectivamente.
A constante c é a velocidade da luz, λ é o comprimento de onda central da linha, α é a
abundância do elemento por núcleo de átomos, ı́ons ou moléculas; gf é o produto do peso
estatı́stico de um nı́vel pela força de oscilador f que está relacionada às probabilidades
de transição ou coeficientes de Einstein; Pj é a fração de átomos no nı́vel inferior j na
A.4 Constante de alargamento colisional
174
excitação (Lei de Boltzmann) e na ionização (Lei de Saha); ∆λD é a largura da linha
devido ao efeito Doppler e H(a,s) é a integral de Hjerting responsável pelo cálculo do
perfil da linha. Na equação A.8 γ é um parâmetro de amortecimento expresso pela soma
parcial da largura colisional (γ6 ), natural (γnat ) e devido ao efeito Stark (γ4 ).
O coeficiente de absorção molecular é o utilizado em Barbuy (1982):
kλ,mol =
πe2 2
H(a, s)
,
λ =N00nvJ √
2
me c
π∆λD
(A.10)
onde = é a força de oscilador da molécula, N”nvJ é a população de moléculas no nı́vel
inferior de excitação eletrônico (n), vibracional (v) e rotacional (J) na transição.
Uma vez conhecidas as fontes de opacidade do continuum e das linhas atômicas e moleculares obtém-se a profundidade óptica como uma integração destas quantidades ao longo
de uma escala geométrica nas camadas da atmosfera estelar. Consequentemente o fluxo
monocromático da radiação é computado e o espectro sintético é produzido. Se as propriedades dos espectros calculados do modelo reproduzem os espectros das observações
significa que a fı́sica e a estrutura quı́mica do modelo de atmosferas reflete de fato a
estrutura verdadeira das estrelas analisadas.
A.4
Constante de alargamento colisional
O alargamento térmico Doppler e o oriundo da componente de microturbulência não são
suficientes para explicar o acentuado alargamento das linhas mais intensas como Na I e Ca
I, onde os efeitos de amortecimento passam a ser importantes. O alargamento colisional
ocorre devido a perturbação propagada aos átomos absorvedores quando estes colidem
com partı́culas da atmosfera das estrelas.
O alargamento colisional pode ser obtido pela equação abaixo dada em Gray (1992) e
Ryan (1998):
2/5
γ6
C6
= 17 3/5
,
nH
v
(A.11)
onde nH é a densidade do átomo de hidrogênio, C6 é a constante de interação e v é a
velocidade relativa média dos átomos e dos agentes perturbadores. As constantes de
amortecimento para as linhas deste trabalho foram calculadas com base na teoria de
A.5 Estrutura hiperfina
175
amortecimento estabelecida em Barklem et al. (1998a), por intermédio das tabelas de
Anstee & O’Mara (1995), Barklem & O’Mara (1997) e Barklem et al. (1998b). Para
algumas linhas o C6 foi obtido por sı́ntese espectral comparando o espectro sintético com
o espectro solar e da estrela gigante Arcturus (ver, por exemplo, Barbuy et al. 2006).
A.5
Estrutura hiperfina
Prótons e elétrons são partı́culas com spin 1/2 que apresentam momento magnético
próprio devido ao spin. O acoplamento do spin nuclear I com o momento angular J
do elétron é conhecido como interação hiperfina. Esta interação é análoga ao acoplamento spin-órbita do elétron (L - S) e a um dado nı́vel o momento angular total vale F
= I + J, onde os números quânticos assumem valores de |I-J| a |I+J|. Para um dado J e
I há (2I + 1) estados possı́veis de F se J>I e (2J + 1) estados de F se I≥J. As transições
são permitidas nos termos quando ∆F assume valores ∆F = 0 ou ±1 e proibidas quando
F = 0 → F = 0.
Os variados acoplamentos entre os momentos envolvidos provocam diferentes alterações
nos nı́veis de energia:
(3/4)K(K + 1) − J(J + 1)I(I + 1)
1
,
∆E = AK + B
2
2I(2I − 1)(2J − 1)
(A.12)
K = F(F + 1) − I(I + 1) − J(J + 1)
(A.13)
onde:
As variáveis A e B são as constantes da estrutura hiperfina (HFS) determinadas experimentalmente.
A interação pode alargar as linhas espectrais de 1 a 10 mÅ, de tal forma que os sistemas
atômicos são desdobrados em subestruturas. Nas análise de abundância estelar caso as
componentes de estrutura hiperfina sejam negligenciadas ou subestimadas para as linhas
mais intensas (Ba, La, Eu, Mn, Cu), a abundância resultante será superestimada . Os
cálculos de estrutura hiperfina foram realizados por um código gentilmente cedido pelo
Professor Andrew McWilliam.
Apêndice B
Índices espectrais medidos
Neste apêndice apresentamos todos os ı́ndices discutido no capı́tulo 5 com respectivas
incertezas obtidas com base na estatı́stica de Poisson.
Tabela B.1: Índices espectrais medidos e respectivas incertezas associadas.
ID
CN1
σCN1
CN2
σCN2
Ca4227
σCa4227
G4300
σG4300
Fe4383
σFe4383
(1)
(2)
(3)
(4)
(5)
(6)
(7)
(8)
(9)
(10)
(11)
...
0.04322
0.16148
0.00931
-0.05119
-0.11786
0.15312
-0.03214
0.06381
0.05313
-0.09300
0.22158
0.16083
-0.04367
-0.12458
-0.04689
0.23949
0.09395
0.06381
0.13869
-0.16205
-0.11096
-0.11935
0.08145
-0.05832
0.10763
0.03659
-0.01914
0.10080
0.27506
-0.11522
0.05273
-0.01236
0.30405
0.00500
-0.28551
-0.22732
0.03427
-0.05273
-0.02359
0.02371
...
...
-0.14430
...
-0.04419
-0.08150
0.09121
0.33752
0.06822
0.00322
...
0.00209
0.00286
0.00229
0.00791
0.00402
0.00276
0.00320
0.00178
0.00288
0.00632
0.00150
0.00292
0.01090
0.00753
0.00953
0.00155
0.00150
0.00191
0.00331
0.01560
0.00500
0.00471
0.00807
0.00184
0.00404
0.00196
0.00154
0.00125
0.00421
0.01992
0.00192
0.00495
0.00956
0.00544
0.01437
0.00721
0.00206
0.00420
0.01100
0.00272
...
...
0.00606
...
0.00658
0.00653
0.00629
0.00245
0.00707
0.00201
...
0.07336
0.20422
0.03234
-0.02598
-0.07367
0.19179
-0.00845
0.11698
0.08605
-0.04139
0.27198
0.18856
-0.00666
-0.10661
-0.01048
0.30867
0.18146
0.09721
0.17676
-0.10893
-0.07487
-0.08912
0.12601
0.02940
0.14294
0.06304
0.05687
0.17497
0.30047
-0.04566
0.07980
0.00076
0.35146
0.04180
-0.26438
-0.20723
0.06479
-0.01804
0.00633
0.05826
...
...
-0.08624
...
-0.02330
-0.05349
0.12761
0.38891
0.09758
0.03490
...
0.00244
0.00334
0.00269
0.00911
0.00460
0.00323
0.00374
0.00207
0.00337
0.00723
0.00175
0.00342
0.01261
0.00893
0.01100
0.00180
0.00173
0.00223
0.00388
0.01828
0.00573
0.00539
0.00939
0.00225
0.00472
0.00229
0.00182
0.00144
0.00504
0.02258
0.00225
0.00581
0.01113
0.00638
0.01701
0.00878
0.00240
0.00488
0.01277
0.00319
...
...
0.00685
...
0.00766
0.00753
0.00733
0.00287
0.00826
0.00236
1.40243
0.57001
0.65743
0.61062
1.20442
0.22357
0.83128
1.02249
1.95910
0.84705
0.33972
0.91187
0.69245
...
0.76429
0.54118
2.09909
4.37277
0.33596
0.64753
...
0.43956
0.45728
0.55541
3.85582
0.59885
0.46435
0.22444
3.27895
1.26933
-0.59468
0.50643
1.04621
1.94359
2.29010
0.86945
...
...
0.98398
1.24578
1.30720
...
...
0.43245
...
1.01418
0.76681
0.54454
2.20860
0.68816
0.65140
0.06233
0.03885
0.05216
0.04255
0.13622
0.07454
0.05027
0.05736
0.02910
0.05208
0.11780
0.02664
0.05200
...
0.12619
0.17870
0.02481
0.01886
0.03605
0.06135
...
0.09148
0.08761
0.14618
0.01897
0.07394
0.03698
0.05328
0.01755
0.06688
0.39629
0.03598
0.08799
0.15123
0.08608
0.22357
...
...
0.07342
0.18844
0.04702
...
...
0.10648
...
0.11492
0.11435
0.11504
0.03768
0.12664
0.03694
6.52152
5.92503
5.96941
6.61777
3.78093
9.08490
6.08654
...
6.39225
6.44599
0.85977
6.88402
6.14833
3.92085
...
4.96705
6.18513
...
5.94786
5.97267
3.00907
0.12812
0.04795
...
...
6.17838
5.15907
5.65096
4.67087
6.48284
2.63782
5.32540
5.31722
6.34852
5.69465
...
3.81334
6.10977
5.08607
6.25670
6.68840
...
...
...
...
5.22738
3.83046
...
6.56970
6.07985
6.62719
0.10159
0.05891
0.07767
0.06490
0.23611
0.15210
0.07403
...
0.04704
0.07955
0.20239
0.03843
0.07913
0.32847
...
0.27965
0.03913
...
0.05428
0.09010
0.41338
0.16555
0.15723
...
...
0.10958
0.05645
0.03468
0.03349
0.10694
0.59020
0.05504
0.14631
0.22361
0.15290
...
0.17853
0.05766
0.12400
0.30724
0.07455
...
...
...
...
0.19162
0.19669
...
0.06089
0.19627
0.05728
4.20713
...
3.61326
2.60329
1.77363
0.83578
3.37153
2.97693
...
4.06963
...
4.58861
...
1.47634
3.96273
1.76341
5.44020
7.48770
2.55372
3.79636
0.16882
0.69300
-0.34789
3.42389
6.14184
...
2.40308
6.67513
6.25388
4.26310
4.59379
...
2.94120
8.89226
6.57911
...
3.68435
2.43395
3.63184
2.31461
4.48230
...
...
0.31503
...
4.25402
3.35720
3.26673
8.60797
3.19207
3.13987
0.14444
...
0.11121
0.09691
0.32466
0.18196
0.10663
0.13212
...
0.11329
...
0.05606
...
0.44154
0.26997
0.39538
0.05304
0.04667
0.08127
0.12857
0.56815
0.22525
0.21842
0.31066
0.04448
...
0.08498
0.04359
0.04099
0.15185
0.74652
...
0.20350
0.27095
0.19907
...
0.24416
0.08702
0.17351
0.43753
0.10477
...
...
0.26645
...
0.25825
0.26601
0.24300
0.07663
0.27471
0.08479
155
138
114
253
1468
367
327
346
356
221
207
291
306
751
3791
1936
390
1511
1124
69
7677
51
488
7277
1351
573
505
1556
7498
917
1796
458
6761
566
439
619
1235
640
122
1035
787
292
258
2984
328
1060
1294
792
13
232
402
177
Tabela B.1 – continuação
ID
CN1
σCN1
CN2
σCN2
Ca4227
σCa4227
G4300
σG4300
Fe4383
σFe4383
(1)
(2)
(3)
(4)
(5)
(6)
(7)
(8)
(9)
(10)
(11)
-0.06555
0.03326
0.04630
0.07294
-0.04575
-0.00999
-0.13095
0.26481
-0.47637
-0.20698
-0.05243
0.07411
-0.03443
-0.02782
-0.03227
-0.47582
-0.15532
-0.07199
0.87056
-0.05583
-0.10577
-0.13661
0.03526
0.18035
-0.04897
-0.02560
0.01406
-0.17651
-0.03701
-0.06419
0.06705
-0.09128
-0.04674
-0.07782
-0.03427
-0.05018
0.01584
-0.10115
-0.03054
-0.05680
0.18144
-0.47713
-0.36121
0.91228
0.65785
0.34051
0.08280
...
-0.07973
-0.03084
-0.25368
-0.11943
0.08950
0.01186
-0.07156
0.10768
-0.04641
0.00364
...
-0.13785
-0.00156
0.04562
0.06081
0.08356
0.01706
-0.05420
-0.02960
-0.03718
-0.03726
-0.02069
-0.05408
-0.02555
0.05908
-0.03314
0.32203
-0.02477
-0.03900
0.59898
0.14645
-0.06735
-0.09442
-0.08444
-0.05077
-0.05529
-0.03723
-0.06382
-0.00838
0.00490
0.00987
0.00600
0.00192
0.00462
0.00919
0.00909
0.00475
0.00159
0.00243
0.08652
0.01017
0.00135
0.01391
0.01694
0.00823
0.02691
0.02188
0.03844
0.01535
0.01052
0.01253
0.00631
0.00224
0.01310
0.00966
0.00823
0.00154
0.00202
0.00518
0.00442
0.00221
0.00431
0.00962
0.00933
0.00753
0.00941
0.00355
0.00225
0.01361
0.00588
0.00221
0.02065
0.01282
0.00644
0.02053
0.02131
0.01091
...
0.01201
0.00837
0.02663
0.00765
0.00139
0.00224
0.00758
0.00286
0.01029
0.00305
...
0.00441
0.01041
0.00178
0.00595
0.00902
0.00370
0.00868
0.00616
0.01094
0.00854
0.00983
0.00809
0.00873
0.00881
0.01028
0.00430
0.00416
0.01043
0.01486
0.01022
0.01336
0.00272
0.00977
0.01776
0.00580
0.02017
0.01067
0.00270
0.00216
-0.03858
0.07421
0.08012
0.11101
-0.00573
0.00437
-0.08016
0.34027
-0.56421
-0.06987
-0.03674
0.12348
-0.01236
0.00359
0.00465
-0.21301
0.01301
0.14304
0.91164
-0.02170
-0.06338
-0.09596
0.07428
0.22882
-0.00731
0.00403
0.04509
-0.12477
-0.01518
-0.03510
0.10230
-0.05734
-0.02689
-0.06129
-0.00254
-0.02849
0.04366
-0.05742
0.00659
-0.01722
0.23267
-0.05334
-0.03056
0.92786
0.68796
0.37325
0.11446
...
-0.04176
-0.00614
-0.22219
-0.08628
0.14386
0.04661
-0.04183
0.14716
-0.02407
0.03812
...
-0.11155
0.02518
0.09435
0.09594
0.12738
0.04976
-0.01129
-0.00929
-0.01604
-0.02204
0.00733
-0.02809
0.00923
0.08318
-0.04201
0.36940
0.00186
-0.01161
0.64246
0.16950
-0.01400
-0.06150
-0.06065
-0.03992
-0.03232
-0.07712
-0.04757
0.02281
0.04651
0.01148
0.00697
0.00224
0.00540
0.01066
0.01062
0.00541
0.00184
0.00258
0.09158
0.01178
0.00157
0.01593
0.01955
0.00951
0.02678
0.02415
0.04279
0.01855
0.01215
0.01435
0.00719
0.00263
0.01521
0.01119
0.00958
0.00180
0.00232
0.00606
0.00551
0.00258
0.00497
0.01111
0.01091
0.00873
0.01090
0.00417
0.00259
0.01574
0.00679
0.00258
0.02048
0.01330
0.00797
0.02464
0.02540
0.01263
...
0.01378
0.00976
0.03254
0.00876
0.00162
0.00262
0.00874
0.00336
0.01196
0.00357
...
0.00548
0.01209
0.00208
0.00694
0.01054
0.00434
0.01003
0.00721
0.01276
0.00998
0.01135
0.00942
0.01013
0.01027
0.01210
0.00504
0.00488
0.01205
0.01777
0.01205
0.01535
0.00316
0.01129
0.02030
0.00677
0.02343
0.01232
0.00317
0.00253
0.52887
0.94044
0.42717
0.74710
0.98490
1.27912
0.42099
2.40689
0.93837
0.02042
0.29992
2.04942
...
1.20888
0.36602
-0.64381
-0.18546
2.38127
0.55276
0.68669
0.49662
0.23661
...
...
1.21283
1.49943
0.84549
0.07480
1.33425
0.63777
0.66800
0.79088
0.69301
1.52458
0.81765
0.85558
1.12150
0.46543
0.87601
0.70195
0.96804
0.89438
0.50417
0.97512
0.91656
1.09970
0.25457
...
0.84948
1.30186
0.96518
0.79454
1.78711
0.88830
0.52348
0.66077
0.96931
1.18037
1.03547
0.74089
0.39857
1.87527
0.64202
0.40182
0.88499
0.40235
0.98922
1.34264
1.06079
0.30317
0.87503
0.71226
0.66925
-0.08970
1.75513
1.22956
0.79684
0.69810
0.97467
-0.50545
0.74754
0.66799
0.65460
0.78350
0.80141
0.36437
1.24215
0.53005
0.17753
0.10219
0.03574
0.08374
0.16133
0.15579
0.08537
0.02432
0.03691
1.63150
0.18605
0.02106
...
0.30302
0.14961
0.44082
0.38075
0.57191
0.22763
0.18524
0.22758
0.11408
...
...
0.16833
0.13918
0.02772
0.03770
0.08930
0.06511
0.04039
0.07661
0.16902
0.15989
0.13165
0.16762
0.06188
0.04089
0.23547
0.10422
0.03931
0.30345
0.20503
0.09404
0.30387
0.33150
0.19455
...
0.21222
0.14423
0.37183
0.13432
0.02295
0.04067
0.13665
0.05207
0.18284
0.05298
0.07039
0.06422
0.19199
0.02910
0.10821
0.16364
0.06639
0.15846
0.10984
0.18482
0.14747
0.17918
0.14206
0.15574
0.15659
0.19387
0.06757
0.07329
0.17904
0.22874
0.17233
0.29880
0.04900
0.17541
0.32048
0.10449
0.34639
0.19238
0.04679
0.03981
5.21713
4.80354
5.42182
5.98203
4.32741
5.13404
0.35964
5.83910
6.77858
11.91655
3.08939
6.33864
4.03324
5.24213
4.34266
2.80661
4.69649
4.32146
4.29836
3.49960
...
-0.15670
5.97122
6.93690
5.84349
6.89493
6.83656
-1.95439
6.16913
-5.31927
6.21177
2.72706
5.76952
6.33231
4.61150
5.60970
6.17802
1.27847
5.99504
3.36285
6.13439
4.56961
3.65259
6.20008
4.07550
3.14698
3.52170
...
2.92355
6.23319
...
2.51309
7.01376
6.49662
3.78778
6.78805
4.88181
-1.41249
6.31482
1.89742
5.60566
6.61648
5.74375
5.85833
6.55853
4.03163
6.09164
6.19278
5.41860
...
6.25716
4.90365
5.30523
-1.32111
6.36811
6.54181
3.68958
2.62810
5.39462
4.20661
3.05938
4.31525
2.60527
5.52678
2.40803
1.93115
6.60797
6.34083
0.28995
0.17021
0.05505
0.12879
0.27375
0.26472
0.15617
0.04022
0.05744
1.72551
0.31174
0.03625
0.40083
0.47669
0.24242
0.69593
0.58547
1.08741
0.36736
0.31683
...
0.20915
0.06453
0.32121
0.27408
0.22869
0.04287
0.07245
0.14783
0.17046
0.06147
0.13396
0.26768
0.27135
0.22174
0.27368
0.10090
0.07316
0.37867
0.17957
0.05880
0.51913
0.34537
0.15204
0.53275
0.58426
0.31192
...
0.36646
0.23699
...
0.23491
0.03626
0.06284
0.22987
0.07778
0.30334
0.18450
0.11376
0.12369
0.29540
0.04830
0.16551
0.25165
0.10393
0.26355
0.17795
0.31139
0.25044
...
0.22945
0.25730
0.24976
0.34966
0.10780
0.11903
0.30908
0.39217
0.28533
0.39315
0.08590
0.29040
0.52215
0.17170
0.61903
0.33241
0.07623
0.06206
2.85185
...
2.65181
3.46350
1.49539
3.77817
0.96461
6.13915
3.32696
6.94459
...
4.90075
0.47772
...
2.00205
2.92516
1.52503
3.67873
3.39299
1.77232
3.43794
...
1.87757
7.83077
...
4.09773
3.83291
-0.24489
4.14466
5.54108
3.24518
...
4.32254
3.50866
3.62914
1.34962
5.27360
0.84223
3.59718
2.05268
4.30138
0.27190
1.34578
3.91007
1.32334
4.16090
1.42484
...
0.57294
3.20632
3.56761
...
5.66200
3.43493
1.98014
4.07202
2.18303
4.14242
4.30139
4.84172
3.12601
5.00537
...
3.55485
3.93711
12.87503
3.34564
4.52232
3.34544
2.00333
3.22521
2.94711
3.09910
-2.46920
2.63306
3.79534
1.10257
2.19301
2.85040
1.57301
2.17886
1.99912
...
2.27632
1.39969
...
4.45550
3.13525
0.38755
...
0.08199
0.18147
0.37778
0.35257
0.21184
0.05277
0.08513
2.48834
...
0.05023
0.57048
...
0.33880
0.86582
0.78843
1.27111
0.49865
0.43230
0.48384
...
0.09987
0.39086
...
0.31600
0.06323
0.09981
0.20541
0.13067
0.08977
...
0.36258
0.37583
0.29753
0.39138
0.13822
0.10319
0.50286
0.25121
0.08311
0.70931
0.47705
0.21252
0.72966
0.71026
0.43431
...
0.51187
0.32733
0.81444
...
0.05088
0.09240
0.32230
0.11229
0.41935
0.12083
0.15996
0.13704
0.40588
0.06630
...
0.34161
0.14846
0.33871
0.25024
0.41026
0.33815
0.40705
0.31751
0.35295
0.33919
0.43904
0.15386
0.16883
0.43295
0.52092
0.39194
0.55144
0.12137
0.40444
...
0.24667
0.79086
...
0.10726
0.09067
4126
1633
2001
1873
10387
1958
921
526
484
6548
1181
1785
11860
5871
6079
7299
7453
1214
951
2154
1219
1716
8009
654
1926
3
338
391
223
314
1325
294
4448
10218
3915
813
266
256
1934
206
407
1693
1818
6868
1210
2013
1161
6786
12299
888
7505
7573
452
10927
5964
1897
613
641
651
720
4
399
1282
1081
829
4482
1486
3909
1087
387
778
2045
1292
242
212
5412
574
78
1561
1894
881
7014
11907
523
2229
2153
513
5843
178
Tabela B.1 – continuação
ID
CN1
σCN1
CN2
σCN2
Ca4227
σCa4227
G4300
σG4300
Fe4383
σFe4383
(1)
(2)
(3)
(4)
(5)
(6)
(7)
(8)
(9)
(10)
(11)
-0.07463
-0.06654
-0.03459
-0.03597
-0.02301
-0.06957
0.01154
0.00631
0.00859
0.00954
0.01376
0.01594
-0.03743
-0.04187
0.00321
-0.00280
-0.00136
-0.04636
0.01316
0.00734
0.00995
0.01104
0.01594
0.01848
0.46931
0.55505
0.68996
0.37572
1.00646
1.24008
0.20410
0.11493
0.15462
0.17640
0.23899
0.27302
1.90226
3.58999
3.67910
4.65663
5.91934
4.27523
0.36061
0.19515
0.26479
0.27798
0.39427
0.47819
1.69964
1.04941
2.20097
2.23361
...
...
0.48202
0.27398
0.36367
0.39137
...
...
11331
1144
1815
616
8076
1409
179
Tabela B.2: Índices espectrais medidos e respectivas incertezas associadas.
ID
Hβ
σHβ
Mg1
σMg1
Mg2
σMg2
Mgb
σMgb
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0.01531
0.18832
0.27030
0.12553
0.27111
0.24453
0.33750
0.17669
0.15162
...
0.11499
0.04321
0.11508
0.12644
0.10483
0.02247
0.05214
0.07117
0.04502
0.03182
0.07465
0.12829
0.12445
0.11183
155
138
114
253
1468
367
327
346
356
221
207
291
306
751
3791
1936
390
1511
1124
69
7677
51
488
7277
1351
573
505
1556
7498
917
1796
458
6761
566
439
619
1235
640
122
1035
787
292
258
2984
328
1060
1294
792
13
232
402
4126
1633
2001
1873
10387
1958
921
526
484
6548
1181
1785
11860
5871
6079
7299
7453
1214
951
2154
1219
1716
8009
654
1926
3
338
391
223
314
1325
294
4448
10218
3915
180
Tabela B.2 – continuação
ID
Hβ
σHβ
Mg1
σMg1
Mg2
σMg2
Mgb
σMgb
Fe5270
σFe5270
(1)
(2)
(3)
(4)
(5)
(6)
(7)
(8)
(9)
(10)
(11)
2.27763
2.09607
4.24373
1.73745
3.18473
1.15018
3.42373
2.65438
1.47979
2.84151
3.01131
2.34482
1.90330
2.93148
1.75539
2.04387
3.99887
...
2.41246
2.46188
1.13113
2.08808
1.19955
1.21019
1.44506
1.93432
1.33173
1.50194
1.05207
1.06776
3.01291
1.39487
1.14953
1.36366
2.43080
1.49698
1.85734
1.33699
1.79732
1.50184
1.30644
2.79883
2.86741
1.68997
3.35560
3.78683
2.37763
2.84846
1.77719
3.78836
2.62474
1.11320
4.04459
3.83852
2.46969
2.69190
2.14027
2.26381
2.29504
0.13500
0.05256
0.03835
0.16576
0.09078
0.03032
0.22621
0.16302
0.07634
0.23267
0.22147
0.15288
0.13104
0.17181
0.11167
0.27810
0.11547
...
0.03186
0.11564
0.04106
0.14474
0.04389
0.05873
0.05036
0.14130
0.02365
0.08294
0.11905
0.05433
0.12842
0.08907
0.13790
0.11818
0.14175
0.10983
0.12653
0.12083
0.13878
0.04881
0.06089
0.14897
0.17928
0.13497
0.18211
0.04534
0.14366
0.23225
0.08943
0.26392
0.15626
0.03948
0.03078
0.16901
0.09903
0.13002
0.13974
0.18873
0.21093
-0.00951
0.02996
-0.01407
0.00724
-0.01018
0.03667
0.04329
0.17335
0.42762
0.34705
0.19284
0.08055
-0.00564
-0.03094
0.01044
0.01887
-0.16686
0.07600
0.02152
0.00033
0.02704
-0.00111
0.03663
0.46141
0.02969
-0.01842
0.05027
-0.15261
0.01921
0.01361
-0.00773
0.00919
0.01219
0.01492
-0.01197
0.01853
0.00135
0.01398
-0.00059
0.09768
0.01611
0.36713
0.29300
0.10795
-0.01367
-0.02727
-0.02200
-0.14932
-0.00010
0.00760
-0.05211
-0.02054
-0.00287
-0.00427
-0.02428
-0.00206
-0.01746
-0.14617
-0.07720
0.00275
0.00108
0.00086
0.00324
0.00191
0.00059
0.00475
0.00351
0.00167
0.00510
0.00476
0.00315
0.00264
0.00354
0.00223
0.00542
0.00277
0.00035
0.00065
0.00239
0.00080
0.00290
0.00085
0.00128
0.00099
0.00281
0.00046
0.00184
0.00233
0.00106
0.00272
0.00177
0.00266
0.00234
0.00286
0.00216
0.00254
0.00238
0.00276
0.00095
0.00120
0.00337
0.00396
0.00273
0.00380
0.00099
0.00292
0.00526
0.00181
0.00535
0.00331
0.00080
0.00067
0.00358
0.00204
0.00270
0.00280
0.00428
0.00448
0.05576
0.16865
0.03349
0.11142
0.04615
0.15681
0.02734
0.03474
0.09404
0.05421
0.09281
0.02436
0.08141
0.03488
0.10896
0.08254
-0.18082
0.33192
0.15032
0.06125
0.13332
0.06592
0.13636
0.12224
0.14578
0.07474
0.23893
-0.13204
0.12112
0.10736
0.05601
0.11589
0.13415
0.12819
0.05819
0.12598
0.08299
0.10434
0.09248
0.23621
0.11015
0.02280
0.03263
0.08656
0.53794
0.04604
0.05087
-0.14318
0.07916
0.07581
-0.01073
0.12460
0.11807
0.02945
0.04797
0.05693
0.05768
-0.14826
-0.01780
0.00319
0.00126
0.00100
0.00378
0.00222
0.00069
0.00538
0.00385
0.00175
0.00537
0.00524
0.00355
0.00308
0.00412
0.00260
0.00627
0.00327
0.00041
0.00076
0.00278
0.00093
0.00336
0.00099
0.00133
0.00115
0.00327
0.00054
0.00218
0.00272
0.00123
0.00316
0.00206
0.00310
0.00272
0.00333
0.00252
0.00295
0.00277
0.00321
0.00110
0.00139
0.00352
0.00420
0.00308
0.00482
0.00115
0.00340
0.00620
0.00210
0.00622
0.00386
0.00093
0.00078
0.00415
0.00238
0.00314
0.00325
0.00505
0.00527
2.05247
4.16956
1.08078
2.74445
1.23735
3.28265
1.41763
1.87656
2.78518
2.18355
3.10394
...
2.39554
1.47326
3.10487
2.05155
0.98339
6.23868
4.54685
1.85115
2.97601
2.13041
2.54522
2.87809
2.56061
2.43530
6.13691
2.61034
3.02187
2.52370
1.71112
2.98442
3.53451
3.21511
1.65046
3.12756
2.41215
2.91980
2.54538
3.88277
2.63092
1.55868
1.87402
-1.51759
4.45043
1.74615
1.73564
2.03274
2.25041
2.00141
1.71805
3.80636
3.34937
1.08484
1.91467
1.80936
2.37608
1.96801
2.83997
0.12336
0.04674
0.03967
0.14501
0.08817
0.02631
0.20994
0.14822
0.06644
0.20595
0.19683
...
0.11849
0.16069
0.09823
0.24458
0.11491
0.01469
0.02764
0.10823
0.03582
0.12993
0.03865
0.05105
0.04530
0.12516
0.01880
0.07305
0.10336
0.04758
0.12339
0.07839
0.11624
0.10309
0.13020
0.09562
0.11347
0.10516
0.12281
0.04220
0.05350
0.13625
0.16125
0.13994
0.22861
0.04467
0.13203
0.21047
0.08098
0.24222
0.14432
0.03375
0.02922
0.16388
0.09191
0.12187
0.12406
0.17150
0.18622
1.17302
2.90924
0.92942
1.51214
1.39074
2.81248
1.13405
0.65747
2.00677
1.06898
2.31253
1.03649
1.28457
0.86268
1.68903
...
1.17812
4.41209
3.25964
1.20816
2.22412
1.31938
...
2.13020
2.35925
1.32923
3.50330
-0.33876
1.80271
2.10204
0.79867
1.80873
1.85187
2.01140
-5.06105
1.89121
1.18041
1.82446
1.67391
4.10027
2.10637
1.08049
1.15810
1.69391
1.09506
1.79704
1.29846
1.19985
1.45859
1.80245
1.03627
2.48247
1.77796
0.65439
1.01999
0.82827
1.20654
0.92967
1.11685
0.13790
0.05173
0.04408
0.15914
0.09595
0.02832
0.22970
0.16729
0.07301
0.22814
0.21519
0.15329
0.13231
0.17882
0.10945
...
0.12547
0.01611
0.03071
0.12015
0.03898
0.14343
...
0.05557
0.04723
0.13935
0.02144
0.09056
0.11394
0.05178
0.13770
0.08705
0.12906
0.11367
0.20487
0.10542
0.12687
0.11643
0.13511
0.04340
0.05834
0.15132
0.18010
0.12911
0.18772
0.04923
0.14622
0.23761
0.08984
0.26055
0.15966
0.03747
0.03266
0.18158
0.10294
0.13635
0.14004
0.19099
0.20817
813
266
256
1934
206
407
1693
1818
6868
1210
2013
1161
6786
12299
888
7505
7573
452
10927
5964
1897
613
641
651
720
4
399
1282
1081
829
4482
1486
3909
1087
387
778
2045
1292
242
212
5412
574
78
1561
1894
881
7014
11907
523
2229
2153
513
5843
11331
1144
1815
616
8076
1409
181
Tabela B.3: Índices espectrais medidos e respectivas incertezas associadas.
ID
Fe5335
σFe5335
Fe5406
σFe5406
NaD
σNaD
Al3953
σAl3953
(1)
(2)
(3)
(4)
(5)
(6)
(7)
(8)
(9)
1.88008
...
1.97289
1.51201
0.84823
0.60807
1.95244
1.06836
4.72869
1.93333
...
4.29157
...
1.27704
1.66556
0.81900
5.33949
7.84740
1.54715
1.85099
0.96876
0.93517
0.47508
1.79542
5.78717
...
1.56723
7.22957
7.49795
1.87019
0.50466
...
1.64737
4.20148
3.70541
0.84795
1.64902
1.73364
1.92711
1.29244
2.18442
1.58101
1.78686
0.67412
0.44214
2.22165
1.75503
1.66604
4.91128
1.48008
1.61127
1.51639
2.39855
1.42637
1.71704
1.17871
1.51552
1.27145
4.96871
1.68761
2.70095
...
3.13278
0.84356
12.32339
1.01860
0.55601
0.59866
1.44650
1.12423
1.05292
1.60980
...
5.24613
3.27638
1.40006
1.63310
2.61543
-0.03744
1.73680
2.70134
1.68266
...
2.48048
1.61451
1.91833
0.05544
...
0.04263
0.03747
0.13686
0.08541
0.04120
0.05323
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...
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...
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...
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...
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...
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...
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...
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...
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...
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...
0.73745
0.99498
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2.33312
...
0.90890
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...
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0.02445
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...
0.08908
0.07038
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...
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0.09376
...
0.08769
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0.03574
0.02656
0.06225
0.10841
0.10246
0.09418
2.04970
4.12518
...
...
1.86168
1.48435
3.26561
1.95114
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2.04300
1.54693
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4.15998
1.80957
1.97370
1.47505
9.01046
8.81875
...
...
1.10367
1.82498
1.59129
1.97723
8.36527
2.33871
1.98323
9.31503
7.66586
2.00605
1.16686
3.61287
2.14796
4.22998
3.70731
1.66702
1.80787
3.43285
2.10646
1.81988
3.78922
5.34830
3.11649
1.34410
1.63522
2.07268
1.74806
2.06663
7.95423
1.99062
...
1.97674
2.67346
2.94943
2.24143
1.57460
1.94411
1.87059
...
1.83346
2.56727
1.74240
2.57412
1.37398
1.67359
1.81616
1.48273
1.90269
2.13300
1.45882
1.61639
2.39961
1.56270
...
2.96788
2.29584
2.06072
2.71342
1.39905
1.86579
3.18568
3.29840
1.54293
2.88919
2.01120
1.99952
0.03406
0.02094
...
...
0.08544
0.05619
0.02444
0.03249
0.01238
0.02633
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0.01129
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0.00893
0.00699
...
...
0.13828
0.06769
0.06554
0.08238
0.00651
0.03734
0.02190
0.00636
0.00651
0.03592
0.17118
0.01986
0.04823
0.05104
0.05016
0.11823
0.06766
0.02100
0.04857
0.10179
0.02172
0.02072
0.02908
0.07828
0.06421
0.06969
0.07398
0.05800
0.01467
0.06577
...
0.09164
0.05035
0.02116
0.04484
0.09422
0.08170
0.06604
...
0.02050
0.34309
0.11132
0.01040
0.13655
0.15338
0.08961
0.18879
0.17100
0.22363
0.12586
0.10815
0.11474
0.08467
...
0.07752
0.08678
0.07176
0.01536
0.04257
0.04919
0.02930
0.02138
0.05534
0.08917
0.08477
0.08046
...
4.13757
...
...
2.70808
3.41298
3.25623
3.73815
2.10982
3.68824
3.20823
...
-0.93592
3.97421
2.11603
3.34221
1.42806
0.42836
...
3.03424
0.76813
3.64415
3.05270
2.73261
0.02643
3.21746
3.43203
1.00106
0.14208
3.76283
4.91702
3.20395
3.03072
0.28492
0.76744
5.39553
3.23324
4.10011
3.21900
4.49992
3.56031
...
...
2.59936
...
3.35157
3.74682
1.96757
2.30609
3.48433
...
4.21065
2.69732
4.62421
2.87170
6.02303
3.02844
3.02401
0.99159
4.30435
...
3.03023
2.11845
3.62595
2.56151
4.73762
6.10641
3.71238
2.91973
4.41565
4.87071
4.76836
3.15587
4.02323
5.02895
2.97128
4.51402
3.59507
...
3.68973
3.37818
3.12163
3.12744
4.32998
4.54057
2.67857
...
0.08959
...
...
0.43285
0.14671
0.14144
0.15558
0.11406
0.14965
0.26721
...
0.29136
0.57499
0.44516
0.51237
0.10927
0.13982
...
0.17479
0.87924
0.18788
0.18440
0.47105
0.12503
0.22140
0.08805
0.12246
0.11679
0.20126
1.00968
0.08887
0.28683
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0.37679
0.49262
0.29572
0.08782
0.20280
0.57375
0.15401
...
...
0.25309
...
0.34487
0.32144
0.40522
0.16380
0.40631
...
0.54356
0.36287
0.07610
0.26732
0.36726
0.60193
0.19063
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0.09241
...
0.46108
0.09314
0.71557
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0.35331
0.96179
1.13530
1.82234
0.57983
0.43522
0.58302
0.24504
0.09952
0.79250
0.57746
0.44895
0.07471
...
0.28871
0.18496
0.11315
0.19310
0.52777
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155
138
114
253
1468
367
327
346
356
221
207
291
306
751
3791
1936
390
1511
1124
69
7677
51
488
7277
1351
573
505
1556
7498
917
1796
458
6761
566
439
619
1235
640
122
1035
787
292
258
2984
328
1060
1294
792
13
232
402
4126
1633
2001
1873
10387
1958
921
526
484
6548
1181
1785
11860
5871
6079
7299
7453
1214
951
2154
1219
1716
8009
654
1926
3
338
391
223
314
1325
294
4448
10218
3915
182
Tabela B.3 – continuação
ID
Fe5335
σFe5335
Fe5406
σFe5406
NaD
σNaD
Al3953
σAl3953
(1)
(2)
(3)
(4)
(5)
(6)
(7)
(8)
(9)
0.87306
2.58337
1.13201
1.46685
1.05595
2.07219
0.53781
0.99156
1.54993
0.97807
1.79819
1.06192
0.70701
0.21969
1.52332
0.90818
-1.36363
3.46056
4.45045
0.87000
1.87926
1.11736
1.84637
1.67528
2.45714
1.42512
3.38575
...
1.65744
1.74458
0.82764
1.79260
1.55553
1.56550
0.82944
1.74358
1.09128
1.47703
1.22167
3.73995
1.68524
0.77934
0.63643
1.47053
0.39047
0.92866
1.05350
...
1.27628
1.48455
...
2.05710
2.25559
0.25566
1.00494
0.81040
1.06674
...
...
0.15690
0.05849
0.05006
0.17853
0.10937
0.03200
0.26314
0.18734
0.08306
0.25830
0.24500
0.17362
0.15157
0.20478
0.12348
0.30002
0.21260
0.01791
0.03333
0.13706
0.04391
0.16330
0.04632
0.06286
0.05268
0.15674
0.02374
...
0.12883
0.05865
0.15675
0.09804
0.14598
0.12960
0.16243
0.11887
0.14326
0.13244
0.15383
0.04812
0.06605
0.17349
0.20610
0.14637
0.21706
0.05714
0.16653
...
0.10225
0.30012
...
0.04221
0.03652
0.20857
0.11726
0.15481
0.15872
...
...
0.66021
1.84446
0.45228
0.94456
0.41655
1.27635
0.72509
0.76916
0.88462
0.84180
1.24277
0.53570
0.43311
-0.00496
0.86581
0.46721
0.55254
2.73758
1.48507
0.43844
1.08969
0.80905
0.78638
1.04275
1.25471
0.16262
1.65304
0.85223
1.03263
0.96855
...
1.10070
...
0.98579
0.79228
1.00316
0.61309
0.73218
0.38858
...
0.96588
0.37815
0.63973
0.51445
0.55319
0.77508
0.62449
0.21974
0.63888
0.09952
...
1.49305
1.42794
0.17199
...
0.42560
0.51563
0.19108
0.79311
0.11404
0.04318
0.03707
0.13000
0.08117
0.02339
0.18727
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0.06074
0.18672
0.18039
0.12673
0.10978
0.15019
0.09018
0.22145
0.10294
0.01296
0.02565
0.10055
0.03228
0.11813
0.03428
0.04599
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0.11870
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...
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...
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...
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...
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...
3.27849
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2.55373
3.16112
3.44093
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...
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...
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...
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...
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266
256
1934
206
407
1693
1818
6868
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6786
12299
888
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7573
452
10927
5964
1897
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641
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1894
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11907
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2229
2153
513
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