Estudo Químico de anãs B do disco externo da Galáxia

OBSERVATÓRIO NACIONAL
MINISTÉRIO DA CIÊNCIA E TECNOLOGIA
PROGRAMA DE PÓS-GRADUAÇÃO EM ASTRONOMIA
Estudo Químico de anãs B do disco externo
da Galáxia
Gustavo de Almeida Bragança
Orientadora:
Dra. Simone Daflon
Início do Doutorado: Março de 2011
Bolsa: Capes de 04/2011 a 03/2015
Rio de Janeiro
Março de 2012
Parte I
Projeto
A existência de gradientes radiais de abundância da nossa Galáxia já é bem estabelecida observacionalmente a partir da análise de abundâncias de ob jetos jovens do
disco, tais como estrelas OB ou nebulosas fotoionizadas. Este resultado impõe vínculos
observacionais aos modelos de Evolução Química da Galáxia (EQG), principalmente
nas regiões com distância galactocêntrica
Rg
entre 4 e 10 kpc do disco Galáctico. No
entanto, os modelos de EQG são fracamente vinculados pelas observações na parte externa do disco Galáctico, a região localizada a
Rg > 10 kpc, além do Braço de Perseus.
Do ponto de vista dos modelos, é possível produzir gradientes radiais de metalicidade
mais ou menos inclinados, dependendo de alguns parâmetros associados ao processo
de formação do halo, tais como os pers de densidade e tempo de formação (Chiappini
et al., 2001).
As diferenças na história de formação do halo afetam principalmente a
parte externa dos gradientes enquanto o gradiente interno permanece inalterado.
Do ponto de vista das observações, as amostras da maioria dos estudos estelares
estão limitadas a distâncias galactocêntricas menores que
∼13
kpc. De maneira geral,
em todos os estudos de gradientes de metalicidade de estrelas B da literatura, há
menos de 10 estrelas B situadas além de 13 kpc do centro Galáctico.
Ou seja, os
gradientes de metalicidade da população estelar jovem do disco, como as estrelas B,
não foram analisados em detalhe para
Rg ≥
13 kpc e portanto não estabelecem um
forte vínculo observacional aos gradientes previstos por diferentes modelos de evolução
química da Galáxia, principalmente no que diz respeito ao disco externo. Portanto, a
complementação da amostra de estrelas jovens a grandes distâncias galactocêntricas é
crucial para vincular os modelos.
A fraca amostragem de estrelas B localizadas em
Rg >
13 kpc não é justicada
simplesmente por limitações observacionais, uma vez que estrelas com magnitudes até
∼1415
V
mag podem ser facilmente observadas com grandes telescópios.
Por outro
lado, existem poucas estrelas identicadas e classicadas como tipo B nestas regiões
mais distantes.
Nos levantamentos de estrelas jovens disponíveis, a informação sobre
fotometria é inexistente ou incompleta, e a classicação espectral, quando existe, é
bastante incerta.
Portanto, para estudar o disco externo da Galáxia, realizamos um
levantamento espectroscópico das estrelas B mais distantes do disco Galáctico, cobrindo
a região situada além de 10 Kpc do centro da Galáxia.
Os dados foram obtidos em
2008 e já encontram-se reduzidos e disponíveis para análise.
Outro ponto importante com relação aos gradientes radiais de abundâncias diz
1
respeito aos elementos analisados.
As análises nebulares, por exemplo, geralmente
focalizam em abundâncias de O, S, Ar, Ne e, mais raramente, He e N. A maioria dos
estudos de estrelas B, por outro lado, se restringe a abundâncias de CNO, Mg, Al, Si
e S (p. ex. Daon & Cunha 2004), que são os elementos com linhas mais comuns nos
espectros destas estrelas. Em ambos os casos, a distribuição de abundâncias de ferro,
um elemento-chave para os modelos de EQG, não é ainda bem estabelecida.
Poucos estudos nebulares (como por exemplo, Esteban et al. 1999) apresentam
abundâncias de Fe medidas diretamente de nebulosas planetárias e regiões H II. Em
geral, os gradientes de abundância de ferro no gás ionizado são estimados a partir
do gradiente de oxigênio (como em Maciel 2002).
Outros resultados para o ferro são
baseados em medidas de metalicidade determinadas para aglomerados abertos (Chen
et al., 2003).
Estes são os resultados observacionais que vinculam modelos de EQG
como os de Chiappini et al. (2001). Pela análise individual de estrelas jovens, porém,
existe apenas o gradiente de ferro obtido para uma amostra de cefeidas (Luck et al.,
2003).
Até o momento, não existe na literatura nenhum resultado para o gradiente
radial de abundâncias de ferro denido pela análise de estrelas B do disco.
Existem
duas diculdades básicas para a análise do ferro em estrelas B: uma diculdade observacional, uma vez que as linhas de Fe III presentes nos espectros das estrelas B são
geralmente fracas, necessitando de espectros com alta razão sinal/ruído para estrelas
v sin i) para ser analisado;
com baixa velocidade rotacional projetada (
uma diculdade
metodológica, devido à necessidade de se realizar uma análise auto-consistente do Fe
em não-ETL.
O objetivo deste projeto de pesquisa é determinar a distribuição de abundâncias
de vários elementos químicos,
incluindo o ferro,
no disco externo da Galáxia.
A
análise de abundâncias será feita através de síntese não-ETL utilizando os programas
TLUSTY/SYNSPEC.
O programa
TLUSTY
permite calcular atmosferas estelares ho-
mogêneas, plano-paralelas, em equilbrio
radiativo e hidrostático, com um importante
diferencial para o caso das estrelas OB: inclui
line blanketing
em não-ETL, o que pos-
sibilita uma análise totalmente auto-consistente em não-ETL para tais estrelas.
Ou
seja, tanto os modelos atmosféricos quanto a formação das linhas serão calculados em
não-ETL (diferente da abordagem híbrida mais comum, que é baseada em modelos
atmosféricos em ETL e formação de linhas em não-ETL). O programa
SYNSPEC calcula
o espectro emergente para uma dada atmosfera. Um ponto importante a ser ressaltado
é que existem modelos atômicos genéricos para diferentes espécies químicas construídos
para o
TLUSTY.
Alguns modelos como os de He e CNO já foram amplamente testados
e aplicados a estrelas OB da seqüência principal em estudos da literatura.
2
Parte II
Situação Acadêmica
Disciplinas cursadas
Ano/Semestre
2011/1
2011/2
2011/2
2011/2
Disciplina
Introdução a Astronomia Observacional
Ventos Estelares
Nucleossíntese a Época dos Grandes Surveys
Seminário Anual: "Estudo Químico
do Disco Galáctico"
Conceito
A
A
I
Créditos
4
4
4
2
Eventos e outras atividades
•
Viagem a Universidade de Michigan com o ob jetivo de colaborar com a professora
Dra. Sally Oey em Julho de 2011.
•
Participação da ocina Evolving
Universe"na
PUC-Rio com apresentação de
pôster no período de 1519 de agosto.
Título:Characterization
of a Sample of B stars of the Galactic Disk
Autores: Gustavo Bragança, Simone Daon, Thomas Bensby, Sally Oey, Katia
Cunha, Marcelo Borges
•
Participação da XXXVI Reunião Anual da SAB realizada em Águas de Lindóia,
São Paulo, com apresentação de um pôster no período de 48 de setembro.
Título:Characterization
of a Sample of B stars of the Galactic Disk
Autores: Gustavo Bragança, Simone Daon, Thomas Bensby, Sally Oey, Katia
Cunha, Marcelo Borges
Exame de Qualicação
A realizar.
Exame de Prociência
Realizado no mestrado.
3
Parte III
Situação do projeto à época do último
relatório
Este é o primeiro relatório de doutorado. O pro jeto de doutorado e de mestrado estão
correlacionados.
Para resumir brevemente, o trabalho de mestrado fez parte de um
projeto que propõe analisar a distribuição de abundâncias de dois grandes levantamentos do disco Galáctico:
um de estrelas frias e velhas e outro de estrelas quentes
e jovens. Nossa contribuição consistiu em um levantamento espectroscópico de
∼ 400
estrelas de tipo espectral B da sequência principal a m de determinar a distribuição de
abundâncias químicas para o disco no. Nesta etapa do trabalho, realizamos uma caracterização da amostra para, posteriormente, determinarmos as abundâncias químicas
destas estrelas a partir da síntese em não-ETL ( realizaremos a análise química destas
estrelas nos próximos meses juntamente com a colaboração do Dr.
do
Lund Observatory ).
Thomas Bensby
As observações foram realizadas no telescópio Clay (6.5m), no
Observatório de Las Campanas, no Chile, com o espectrógrafo MIKE, que possui dois
braços otimizados para observação no azul e no vermelho.
o braço azul possuem uma resolução de
λλ3350 − 5000
sistema
Q,
U BV
R ∼ 50000
Os espectros obtidos com
com uma cobertura espectral de
Å. Levantamos os dados fotométricos disponíveis na literatura para o
e estimamos a temperatura efetiva (Tef ) através do índice fotométrico
que é um índice livre de avermelhamento. Os valores obtidos são estimativas inici-
ais; uma análise mais precisa será realizada na etapa posterior de análise química. A
média de Tef da amostra foi calculada em igual a 20706 K e com dispersão de 3913
K. Também identicamos 82 sistemas binários e múltiplos através de uma análise visual nos espectros e uma prévia identicação por outros autores. Por m, calculamos
v sin i)
a velocidade rotacional pro jetada (
através de uma interpolação na grade de
Daon et al. (2007) que relaciona a largura à meia altura (LMA) de três linhas de He
I com os valores de
v sin i < 150
v sin i.
Com base nestes resultados, selecionamos 231 estrelas com
km/s e que não apresentam sinal de binaridade para compor a seleção
nal adequada para a análise de abundâncias químicas.
4
Parte IV
Descrição detalhada da pesquisa
No ano de 2011, meus esforços foram direcionados à conclusão dos cursos necessários e
a redação de um artigo apresentando os resultados da pesquisa realizada no mestrado.
No mestrado, analisei uma amostra de aproximadamente 400 estrelas anãs B com o
objetivo de caracterizá-las para uma futura análise química.
Esta caracterização é
necessária para eliminar ob jetos não adequados para uma análise química em nãoETL, e entre estes objetos inclui-se sistemas binários ou múltiplos e estrelas com alta
rotação.
Diferente da amostra com a qual trabalharei nos próximos anos, a amostra
estudada no mestrado está contida no disco local da Galáxia (
±2
kpc do Sol).
A defesa do mestrado ocorreu em março e, desde então, renei os resultados obtidos
para as temperaturas efetivas e revisei os tipos espectrais das estrelas da amostra. Em
seguida, iniciei a redação de um artigo que será submetido em breve.
Os pricipais
pontos do artigo são:
1. identicação de possíveis sistemas binários/múltiplos;
2. avaliação do tipo espectral de cada estrela com seu espectro;
3. obtenção da temperatura efetiva através de uma nova calibração;
v sin i).
4. obtenção da velocidade rotacional pro jetada (
Dentre as aproximadamente 400 estrelas estudadas, identicamos 82 possíveis sistemas estelares binários ou múltiplos.
Realizamos esta tarefa através de uma análise
visual dos espectros estelares e utilizamos como suporte os trabalhos de Eggleton &
Tokovinin (2008) e Lefèvre et al. (2009).
O primeiro é um estudo de multiplicidade
do catálogo HIPPARCOS e o segundo analisa a multiplicidade de estrelas OB do HIPPARCOS.
A avaliação do tipo espectral é um resultado que não foi apresentado na dissertação
por ter sido realizado posteriormente à minha defesa. Para realizar tal procedimento,
comparamos nossos espectros com uma série de espectros sintéticos em não-ETL. Os
espectros sintéticos correspondem as regiões
construídos utilizando os códigos
λλ4450−4490 Å e λλ4630−4470 Å e foram
TLUSTY e SYNSPEC. Foram gerados espectros para cada
subtipo espectral de B0B5 e convoluídos em
v sin i de 50 km/s a 300 km/s.
Em seguida
foi realizada uma comparação visual de cada estrela individualmente. Sugerimos uma
nova classicação espectral para 16 estrelas e duas estrelas foram classicadas pela
primeira vez.
5
Utilizamos o índice fotométrico livre de avermelhamento
Q como indicador de tem-
peratura efetiva. Na dissertação, utilizei calibração de Daon et al. (1999) que é válida
para o intervalo
para
Q = [−0.9, −0.6]
Q = [−0.92, −0.53],
e posteriomente expandida por Daon et al. (2001)
o que corresponde aos tipos espectrais B0B2. No entanto,
como a nossa amostra contém um grande número de estrelas de tipo espectral B2B5,
as estrelas com tipo espectral posterior a B2 estavam com sua temperatura superestimadas. Assim, estendemos a calibração
Tef × Q de Daon et al. (1999),
acrescentando
mais 12 estrelas B2B5 à sua amostra original cujas temperaturas efetivas foram obtidas através do método de Gies & Lambert (1992). A nova calibração obtida é:
log Tef f = 4.3271 + 0.6494 · Q + 0.9754 · Q2 ,
válida para válida para o intervalo
(1)
Q = [−0.90, −0.43] que equivale aos tipos espectrais
B0B5.
Na Fig.
1 apresento a distribuição de temperatura obtida com a calibração de
Daon et al. (1999) e com a nova calibração.
Veja que, ao utilizar a calibração de
Daon et al. (1999), há um grande número de estrelas entre 18000 e 20000 K. Com a
nova calibração é possível obter corretamente a temperaturas entre 15000 e 18000 K,
resolvendo o problema supracitado.
Também estimamos o
v sin i destas estrelas com o ob jetivo de identicar as estrelas
com velocidade de rotação baixa o suciente para a análise química posterior. Na Fig.
2 apresento a distribuição de
A distribuição de
v sin i
v sin i
que obtida.
está associada a duas populações distintas:
estrelas de
campo e estrelas de associações/aglomerados. As estrelas de campo tendem a ter, em
média, um
v sin i menor que as estrelas de associações/aglomerados.
A razão por detrás
deste fato ainda é discutido, e as possíveis explicações são:
1. que estrelas de campo são mais velhas que as de aglomerados e sua velocidade de
rotação diminuiu com o tempo (Huang & Gies (2006a), Huang & Gies (2006b),
Huang & Gies (2008));
2. que a velocidade de rotação depende da densidade de onde a estrela nasceu, ou
seja, uma estrela formada em um ambiente menos denso teria uma velocidade de
rotação menor do que outra formada em um ambiente mais denso (Wol et al.
(1982), Wol et al. (2007)).
A Dra.
Sally Oey, por ocasiaão de minha visita a Universadade de Michigan em
jullho passado, sugeriu uma possível interpretação para a distribuição de
v sin i obtida.
Nos últimos anos, surgiu a ideia de que estrelas de grande massa possam nascer isoladas
6
(a) Resultados originais da dissertação de mestrado, usando a calibração de Daon et al. (1999).
A região entre 18540 e 20000 K é mostrada em destaque.
Number of stars
45
40
35
30
25
20
15
10
5
0
0.5
0.6
Q
0.7
0.8
0.9
Number of stars
80
70
60
50
40
30
20
10
0
15000
0.4
20000
25000
Teff
30000
35000
(b) Distribuição do índice Q e da temperatura com a nova calibração.
Figura 1: Novas distribuições de
Q
e Tef obtidas com a nova calibração.
7
80
70
60
Number of stars
50
40
30
20
10
00
50
100
150
Figura 2: Distribuição de
200
250
Vsini
v sin i
300
350
400
das estrelas da nossa amostra.
no campo estelar, i.e., fora de aglomerados. Krumholz et al. (2009) usou uma simulação
hidrodinâmica 3-D para mostrar que tal cenário é possível, teoricamente. de Wit et al.
(2004) mostrou que
4±2% das estrelas O da galáxia se formaram isoladas.
A Dra. Oey
então questiona se seria possível detectar a presença de tais estrelas na nossa amostra.
Para investigarmos esta ideia seria necessário separar a amostra em duas subamostras,
uma só com as estrelas de campo e outra com estrelas de associações/aglomerados.
Primeiro, criei um
script
em python que classicava a pertinência de cada estrelas
segundo os seguintes critérios:
•
identicação de pertinência no SIMBAD;
•
identicação como membros de aglomerado com denominação NGC;
•
estar presente na amostra de associações de Wol et al. (2007).
Após este primeiro teste, escrevi outro
chaves (e.g.
clusters, association,
script
em python que procurava por palavras
NGC) nos títulos e palavras-chaves da bibliograa
existente para cada estrela da amostra.
Os resultados destas análises, porém, não foram conclusivos, uma vez que a maneira
adequada para a segregação campo/aglomerado é através de um estudo dinâmico das
8
estrelas, i.e., obter as velocidades espaciais de cada estrela individualmente.
E para
tanto, é necessário conhecer as velocidades radiais (que podem ser obtidas diretamente
dos espectros) e os movimentos próprios (que necessitam de dados especícos).
Con-
siderando que os movimentos próprios não estão disponíveis para grande parte da
amostra, a análise de pertinência não pôde ser concluída.
9
Parte V
Próximas etapas
Em abril, solicitaremos a CPG a execução de meu exame de qualicação para ser
defendido no início de junho.
Estamos atualmente selecionando os temas que serão
popostos para o sorteio.
Iniciarei o processo da análise química da nossa amostra de estrelas B do disco
externo. Esta amostra é constituída de aproximadamente 150 estrelas observadas entre
29/12/2007 e 03/01/2008 com o espectrógrafo MIKE montado no telescópio Clay.
A
caracterização inicial desta amostra, em que se obtêm uma primeira estimativa da
temperatura efetiva e do
Glaspey do
v sin i,
foi realizada pelos Dra.
National Optical Astronomy Observatory.
Katy Garmany e Dr.
John
Para a subamostra de estrelas
de baixa rotação, calcularemos a temperatura efetiva utilizando três métodos:
•
Síntese espectral das linhas de H e He.
•
Equilíbrio de ionização Si II/III/IV através de síntese espectral para as estrelas
da amostra utilizando os códigos
TLUSTY/SYNSPEC.
Os modelos para o Si não
estão totalmente prontos e atualmente a Dra. Katia Cunha está trabalhando na
complementação do modelo atual. Por este método, os valores de Tef ,
v sin i,
mi-
croturbulência e abundância de Si são obtidos simultaneamente. Os parâmetros
atmosféricos assim denidos serão usados na análise de abundância dos demais
elementos químicos (C, N, O, Mg, Al, S e possivelmente Fe).
•
Método iterativo espectrofotométrico descrito em Gies & Lambert (1992) e Cunha
& Lambert (1992). A fotometria strömgren necessária está imcompleta para esta
amostra, logo este método só será aplicado a algumas estrelas.
Após esta análise, esperamos obter pela primeira vez uma distribuição de abundância químicas que represente de maneira realista o disco externo da Galáxia. Conseguiremos denir o gradiente radial de metalicidade da região do disco superior a
R > 10 kpc,
o que será de grande valia a grupos que trabalham com modelos de evolução qímica.
Paralelamente, trabalharei em colaboração com o Dr. T. Bensby na análise química
da amostra do disco locla denida a partir dos resultados da minha disertação.
O
método de cálculo das abundâncias químicas será o mesmo que aquele aplicado a
amostra do disco externo, porém, a amostra do disco local possui uma fotometria
mais completa, possibilitando-nos aplicar o método iterativo descrito acima.
O gra-
diente obtido a partir da combinação das duas amostras poderá fornecer um vínculo
bastante robusto aos modelos de EQG.
10
Referências
Chen, L., Hou, J. L., & Wang, J. J. 2003, AJ, 125, 1397
Chiappini, C., Matteucci, F., & Romano, D. 2001, ApJ, 554, 1044
Cunha, K. & Lambert, D. L. 1992, ApJ, 399, 586
Daon, S. & Cunha, K. 2004, ApJ, 617, 1115
Daon, S., Cunha, K., & Becker, S. R. 1999, ApJ, 522, 950
Daon, S., Cunha, K., Becker, S. R., & Smith, V. V. 2001, ApJ, 552, 309
Daon, S., Cunha, K., de Araújo, F., S., W., & Przybilla, N. 2007, AJ, 134, 1570
de Wit, W. J., Testi, L., Palla, F., Vanzi, L., & Zinnecker, H. 2004, A&A, 425, 937
Eggleton, P. P. & Tokovinin, A. A. 2008, MNRAS, 389, 869
Esteban, C., Peimbert, M., Torres-Peimbert, S., & García-Rojas, J. 1999, Rev. Mexicana Astron. Astros., 35, 65
Gies, D. R. & Lambert, D. L. 1992, ApJ, 387, 673
Huang, W. & Gies, D. R. 2006a, ApJ, 648, 580
. 2006b, ApJ, 648, 591
. 2008, ApJ, 683, 1045
Krumholz, M. R., Klein, R. I., McKee, C. F., Oner, S. S. R., & Cunningham, A. J.
2009, Science, 323, 754
Lefèvre, L., Marchenko, S. V., Moat, A. F. J., & Acker, A. 2009, A&A, 507, 1141
Luck, R. E., Gieren, W. P., Andrievsky, S. M., Kovtyukh, V. V., Fouqué, P., Pont, F.,
& Kienzle, F. 2003, A&A, 401, 939
Maciel, W. J. 2002, in Revista Mexicana de Astronomia y Astrosica Conference Series, Vol. 12, Revista Mexicana de Astronomia y Astrosica Conference Series, ed.
W. J. Henney, J. Franco, & M. Martos, 207212
Wol, S. C., Edwards, S., & Preston, G. W. 1982, ApJ, 252, 322
Wol, S. C., Strom, S. E., Dror, D., & Venn, K. 2007, AJ, 133, 1092
11