Sobre a composição química em estrelas evoluídas do aglomerado aberto M67

DEPARTAMENTO DE FÍSICA TEÓRICA E EXPERIMENTAL PROGRAMA DE PÓS

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S

OBRE A COMPOSIÇÃO QUÍMICA EM ESTRELAS

EVOLUÍDAS DO AGLOMERADO ABERTO

M

67

GISLANA PEREIRA DE OLIVEIRA

S

OBRE A COMPOSIÇÃO QUÍMICA EM ESTRELAS

EVOLUÍDAS DO AGLOMERADO ABERTO M

67

Dissertação de Mestrado apresentada ao Programa de

Pós-Graduação em Física do Departamento de Física Teórica e

Expe-rimental da Universidade Federal do Rio Grande do Norte como

requisito parcial para a obtenção do grau demestraem Física.

Orientador: Prof. Dr. Bruno Leonardo Canto Martins

NATAL

-

RN

realização desse sonho não seria possível.

• Ao meu Senhor Jesus Cristo, que sempre está comigo em todos os momentos de minha vida.

• Ao meu orientador, Dr. Bruno Canto Martins, pela sua dedicação, paciência infinita e, sobretudo, pela confiança depositada em mim.

• Aos meus pais-avós, Maria e José, e a minha mãe Ana Maria, pelo apoio, amor infi-nito, dedicação e confiança, que me deram forças para ir em busca dos meus sonhos. • Ao meu esposo Hércules Santiago, pela cumplicidade, amor, carinho e incentivo nos

momentos mais difíceis.

• Á minha tia Joelma, aos primos Aryanderson, Aryele e Ariany e ao meu padrasto Francineu, pelos incentivos e compreensão da minha ausência.

• A todos os meus colegas do DFTE/UFRN em especial a Francisco Jânio, Matheus, Antônio, Heydson, Rízia, Mírian, Jenny e Carlene, pela amizade e companheirismo. • Aos colegas Caio, Crislane, Noélia, Ana Lúcia e Nilade, Sumaia e Izan pela ajuda na

resolução de problemas técnicos.

• A todos os professores do PPGF-UFRN, em particular ao Dr. José Renan de Medei-ros, Dr. José Dias do Nascimento Júnior, Dr. Dory Hélio Anselmo, Dr. Luciano Silva e Dr. Gandhi Mohan pelos conhecimentos transmitidos.

• Aos funcionários do PPGF-UFRN. • Á CAPES pelo apoio finaceiro .

certo, ou que você nunca vai ser alguém. Quem acredita

sempre alcança!"

Renato Russo

Os aglomerados abertos da galáxia possuem uma grande variedade de proprie-dades físicas que os tornam valiosos laboratórios para estudos da evolução química este-lar e da Galáxia. A fim de melhor compreender essas propriedades nós investigamos a abundância de um grande número de elementos químicos em uma amostra de 27 estrelas evoluídas com diferentes estágios evolutivos (turn-off, subgigantes e gigantes) do aglome-rado aberto M67. Para tal estudo foram utilizados espectros de alta resolução (R∼47 000) e alto sinal ruído obtidos com UVES+FLAMES em VLT/ UT2, cobrindo um intervalo de comprimento de onda de 4200- 10 600 Å. Nossa análise espectral é baseada nos modelos de atmosfera MARCS e a ferramenta espectroscópica Turbospectrum. O oxigênio [O I] foi determinado a partir da linha 6300 Å. Além disso, também determinamos a abundância de Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Zr I, La II e Cr I. As abundâncias investigadas neste trabalho, combinadas com seus parâmetros estelares, oferecem a oportunidade de determinar o nível de diluição e mistura convectiva em estrelas evoluídas de M67. Com base nos parâmetros obtidos, as abundâncias referidas parecem seguir uma tendência se-melhante à curva de abundâncias solares. Adicionalmente, seguindo estratégias de outros estudos investigamos as abundâncias relativas como função da temperatura efetiva e da metalicidade, onde foi possível observar uma superabundância de Na, Al e Si para as es-trelas no ramo das gigantes. Uma grande dispersão, de estrela para estrela, é observada nas razões de [X/Fe] para o Co, Zr e La, além da inexistência do Zr e La, nas estrelas do Turn-off. Comparações feitas entre nossos resultados e com outros estudos encontrados na literatura mostram valores de abundâncias que se encontram em acordo e próximos dos limites das margens de erros.

The Galaxy open clusters have a wide variety of physical properties that make them valuable laboratories for studies of stellar and chemical evolution of the Galaxy. In order to better settle these properties we investigate the abundances of a large num-ber of chemical elements in a sample of 27 evolved stars of the open cluster M67 with different evolutionary stages (turn-off, subgiant and giant stars). For such a study we used high-resolution spectra (R∼47 000) and high S/N obtained with UVES+FLAMES at VLT/UT2, covering the wavelength interval 4200-10 600 Å. Our spectral analysis is based on the MARCS models of atmosphere and Turbospectrum spectroscopic tool. The oxygen abundances were determined from the [O I] line at 6300 Å. In addition, we have also com-puted abundances of Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Zr I, La II and Cr I. The abundances investigated in this work, combined with their stellar parameters, offers an opportunity to determine the level of mixing and convective dilution of evolved stars in M67. Based on the obtained parameters, the abundances of these seem to follow a similar trend to the curve of solar abundances. Additionally, following strategies of other studies have investigated the relative abundances as a function of effective temperature and me-tallicity, where it was possible to observe an abundance of Na, Al and Si to the stars in the field of giants. A large dispersion from star to star, is observed in the ratios [X / Fe] for the Co, Zr and La, and the absence of Zr and La, in the stars of the turn-off. Compa-risons made between our results and other studies in the literature show that values of abundances are in agreement and close to the limits of the errors.

1.1 A figura representa no diagrama HR o ciclo evolutivo de uma estrela semelhandte ao sol. Ao lado, esquema do interior da estrela em diferentes fases de sua vida. (Fonte: http :

//www.prof2000_{.pt/users/angelof /af}16_/ts__{estrelas/biget}81_.htm) . . . 4

2.1 Diagrama cor-magnitude (CM) do aglomerado aberto M67 apresentado por Canto Martins et al. (2011). As estrelas estudadas no trabalho citado estão representadas por um círculo

com ponto. Estas estrelas são as mesmas estudadas no presente trabalho. . . 11

3.1 Medida da largura equivalente de uma linha. A área do retângulobé idêntica a áreaa, pre-enchida pelo perfil da linha. (Fonte: http://astroweb.iag.usp.br/∼dalpino/AGA215/APOS

TILA/cap05cor.pdf). . . 16

4.1 Diagrama das abundânciasAm em função do número atômico Z da nossa amostra de

estrelas, representadas pelos círculos pretos. As abundâncias solares estão indicadas com o

símboloJ. Para a linha tracejada, segue a curva de abundâncias do Sol, para os elementos

estudados no presente trabalho. . . 25

incertezas adotadas. As linhas sólidas e pontilhadas representam, respectivamente, o valor

médio e o desvio padrão de±1σ. Os círculos fechados e azuis representam os resultados

de Randich et al. (2006), os fechados e vermelho resultados de Tautvaisiene et al. (2000) e

por fim os fechados e pretos representam os resultados do presente trabalho. . . 29

4.3 O mesmo da figura 4.2, mas para os razões de abundâncias [Si/Fe], [Ca/Fe], [Ti/Fe] e [Cr/Fe]. . . 30

4.4 O mesmo da figura 4.2, mas para os elementos [Co/Fe], [Ni/Fe], [Zr/Fe] e [La/Fe].. . . . 31

4.5 [O/Fe], [Na/Fe], [Al/Fe] e [Mg/Fe] como função da metalicidade para as estrelas evoluí-das de nossa amostra. As barras de erros correspondem a soma quadrática evoluí-das incertezas

adotadas. Os círculos fechados e azuis representam os resultados de Randich et al. (2006),

os fechados e vermelho resultados de Tautvaisiene et al (2000) e por fim os fechados e

pretos representam os resultados do presente trabalho.. . . 33

4.6 O mesmo da figura 4.5, mas para os elementos Si, Ca, Ti e Cr.. . . 34

4.7 O mesmo da figura 4.5, mas para os elementos Co, Ni, Zr e La. . . 35

3.1 Parâmetros atmosféricos determinados em Canto Martins et al.(2011), para a amostra de 27 estrelas. . . 18

4.1 Razões de abundâncias [X/Fe] para as estrelas analisadas. . . 21

4.2 Abundâncias médias e desvio padrão(rms), a partir deste estudo. . . 23

4.3 Comparação para a estrela S1010 entre as razões [X/Fe] de Tautvaisiene et al. (2000)(T00), Yong et al. (2005)(Y05) e Pancino et al (2010)(P10) e as medidas no presente trabalho.. . . 26

4.4 Comparação para S1034 e S1239 entre as razões [X/Fe] de Randich et al. (2006) e aqueles derivados no presente trabalho. . . 27

A.1 Medidas das larguras equivalentes das linhas de absorção dos elementos estudados, para cada estrela do Turn-off. . . 45

A.2 Medidas das larguras equivalentes das linhas de absorção dos elementos estudados, para cada estrela do ramo das subgigantes. . . 47

A.3 Medidas das larguras equivalentes das linhas de absorção dos elementos estudados, para as estrelas gigantes. . . 49

1 Introdução 1

1.1 Aglomerados Estelares . . . 3

1.1.1 Aglomerados Abertos . . . 6

1.1.2 O aglomerado aberto M67 . . . 6

1.2 Objetivo deste Trabalho . . . 8

1.3 Plano de Trabalho . . . 9

2 Amostra Estelar 10 3 Análise Espectroscópica 13 3.1 Síntese espectral . . . 14

3.2 Larguras Equivalentes . . . 15

3.3 Modelos Atmosféricos MARCS . . . 16

4 Resultados 19 4.1 Abundâncias Químicas . . . 19

4.4 Comparação com dados da literatura . . . 25

4.5 Abundâncias relativasversustemperatura efetiva e metalicidade. . . 28

5 Conclusões e Pespectivas 36

5.1 Conclusões . . . 36

5.2 Perspectivas . . . 37

Referências bibliográficas 39

Apêndices 44

A Medidas de larguras equivalentes 44

INTRODUÇÃO

Galileu Galilei não foi o inventor do telescópio, porém foi o primeiro a fazer uso científico dele para observações astronômicas. No ano de 1610, foi capaz de observar o universo de maneira nunca antes descrita. A partir de então, novas possibilidades de estudos foram abertas, fazendo com que obervações contínuas de diversos objetos celeste fossem o caminho para o entendimento da estrutura e formação de planetas, estrelas e galáxias.

Outro marco importante na astronomia, foi o estudo da luz emitida pelos objetos astronômicos. Em 1802, William Hyde Wollaston observou que passando a luz solar por uma fenda e depois por um prisma, apareciam linhas escuras no espectro (William Hyde, 1802).

Muitos pesquisadores contribuíram para o entendimento de que, tais linhas escu-ras eram linhas de absorção que se devem ao gás da atmosfera solar, e que cada elemento produzia linhas específicas. Mas foi o astrônomo Giovani Batista Donati (1860) quem deu início à espectroscopia de outras estrelas.

Desde então, esforços consideráveis foram feitos para a melhoria das técnicas de observação, no intuito de entender a origem e a evolução química de espécies nucleares. Os avanços na física nuclear e na astrofísica indicam que as medidas de abundâncias ob-servadas, devem estar diretamente relacionadas com sua origem. Diferentes teorias foram desenvolvidas, para melhor explicar a origem dos elementos químicos durante os estágios primordiais do Universo, tais como: a teoria de polineutrons de Mayer&Teller (1949); a teoria de equilíbrio desenvolvida por Klein (1947) e Beskow&Treffenberg (1947) e a teoria do não-equilíbrio proposta por Alpher&Herman (1953), que mais tarde foi alterada por Hayashi&Nishida(1956). Uma revisão completa destas teorias é encontrada em Alpher &Herman (1953). Tais teorias citadas acima, diferem nos mecanismos propostos e nos modelos cosmológicos associados e apesar de muito falharem serviram como base para o desenvolvimento das teorias atuais.

Dois físicos americanos, Penzias e Wilson (1965), descobriram que o espaço era preenchido com uma radiação térmica a um temperatura de 2,728 ±0,002 K, chamada

radiação térmica de fundo. Este fato é consistente com a idéia de que o início do Universo se deu com uma súbita descompressão, o chamado Big Bang. Dessa forma, essa radiação nos dá uma visão remota do universo primordial.

Essencialmente, a abundância de elementos químicos determinados a partir de observações pode ser considerada um êxito, que cresceu junto com as teorias de nucleos-síntese. Nesse processo as estrelas produzem elementos mais pesados, a partir de elemen-tos mais leves. O resultado da nucleossíntese faz com que, o gás interestelar acabe sendo enriquecido com novos elementos químicos ao longo da vida galáctica.

Durante as décadas de 50 e 60, devido ao rápido desenvolvimento das técnicas de análise espectral, vários estudos foram desenvolvidos no sentido de melhor explicar a origem dos elementos leves (A < 12). Porém, a baixa precisão dos dados observacionais limitou esse avanço. Sabe-se atualmente que o estudo das abundâncias dos elementos leves é crucial para solucionar vários problemas na astrofísica estelar.

condições favoráveis, que permitem que a fusão nuclear prossiga de forma eficiente. Essa síntese é proveniente de reações termonucleares no interior das estrelas que são essenci-almente as reações de queima do He, o ciclo CNO, o processo de captura de partículas alpha (processo- α) e o processo de captura de nêutrons. Os elementos sintetizados a

partir de captura de nêutrons são chamados de "processo-s"ou "processo-r", dependendo se a taxa de captura é mais lenta (slow) ou mais rápida (rapid) que a taxa de decaimento beta (decaimento com excesso de nêutrons) do elemento em questão (Bowers&Deeming, 1984).

Os esforços realizados a partir de observacões espectroscópicas foram concentra-dos na análise de abundâncias químicas de estrelas para obter razões de abundâncias de diversos elementos em relação ao Fe. O aglomerado aberto M67 tem servido como um importante exemplo no entendimento da evolução estelar. As vantagens que os membros dos aglomerados tem de serem contemporâneos e idênticos, exceto em massas e estágios evolutivos, podem servir de forma eficiente para analisar as misturas sensíveis de abun-dâncias (Tautvaisiene et al. 2000). No entanto, poucos estudos focam na determinação de sua composição química (Randich et al. 2005, e referências citadas).

1.1

Aglomerados Estelares

Os aglomerados estelares que formam nossa galáxia têm servido como importan-tes laboratórios. Esimportan-tes sistemas podem ter suas estrelas analisadas em função de alguns parâmetros físicos similares, que nos auxiliam através de ricas informações e nos leva a uma melhor compreensão da formação e evolução dos sistemas estelares (Lada &Lada 2003).

tempera-tura efetiva(Tef)de uma estrela ao longo de sua vida, é o principal sucesso da teoria da

evolução estelar. O diagrama H-R é apresentado através da luminosidade em função da temperatura.

Figura 1.1: A figura representa no diagrama HR o ciclo evolutivo de uma estrela semelhandte ao sol. Ao lado, esquema do interior da estrela em diferentes fases de sua vida. (Fonte: http : //www.prof2000_{.pt/users/angelof /af}16_/ts__{estrelas/biget}81_.htm)

Esse diagrama adota a convenção de que a temperatura cresce para a esquerda e a luminosidade para cima. Podemos observar, de forma clara, as diversas fases evolutivas que uma estrela atravessa, desde o seu nascimento até a sua morte. Estas fases estão asso-ciadas a muitas coisas, entre elas, reações nucleares no interior das estrelas que dependem das condições iniciais de massa e composição química.

De acordo com o modelo padrão, as estrelas de um aglomerado foram formadas da mesma nuvem de gás e poeira e, portanto, possuem a mesma idade a mesma com-posição química e aproximadamente a mesma distância de nós. Além disso, verificou-se também que estes conjuntos de estrelas ocupam uma região delimitada muito menor do que a sua distância ao Sol. Sua importância é tanta que são considerados os blocos funda-mentais de construção das galáxias (Grijs 2007, Kroupa 2005).

Os aglomerados estelares podem ser classificados como abertos ou fechados, de acordo com sua estrutura, idade, cinemática, número de estrelas constituintes e distri-buição espacial em torno do núcleo galáctico. A estrutura de um aglomerado pode ser definida com núcleo/halo, onde o núcleo está ligado gravitacionalmente e o halo acaba perdendo estrelas para o campo galáctico após segregação de massa.

Estes aglomerados têm servido como importantes fontes de observação, pois, eles nos proporcionam uma ampla visão dos processos de formação e evolução estelar. A formação estelar nestes aglomerados se dá de forma simultânea a partir de uma nuvem molecular progenitora. Por conter uma grande amostra de estrelas de mesma origem e concentradas em um pequeno volume, são considerados importantes laboratórios astro-físicos (Burstein et al. 1986; Carraro et al. 1996 e referências citadas).

A partir de dados espectroscópicos e fotométricos, podem ser determinados pa-râmetros astrofísicos tais como idade, metalicidade, avermelhamento e distância de um aglomerado estudado. A combinação desses parâmetros geram cenários de formação e evolução da Galáxia, por exemplo, através de gradientes de idades e metalicidades (Ma-ciel et al. 2005).

Mais organizados e compactos, os aglomerados globulares, são considerados bo-las de estrebo-las, por apresentarem uma distribuição aproximadamente esférica, onde a den-sidade estelar cresce das regiões externas em direção ao centro. Sua formação ocorreu a partir de nuvens moleculares gigantes com∼ 108

MJ_{, e são localizados no halo das}

ga-láxias. Eles contém entre104 e

106 estrelas e podemos encontrar aglomerados globulares

com massas totais com valores típicos da ordem de∼105

MJ _{(Brodie&Strader 2006).}

globula-res em nossa galáxia, mas apenas 160 foram observados até o momento. Na compilação de Harris (1996) e posteriores atualizações são 150 aglomerados catalogados.

1.1.1

Aglomerados Abertos

Um aglomerado aberto é, tipicamente, um grupo de estrelas fracamente ligadas gravitacionalmente. Estes são formados continuamente ao longo do plano galáctico, por nuvens de gás progenitoras que podem variar entre104

e106

MJ_{. Um típico aglomerado}

aberto contém de102

a103

estrelas e tem um raio da ordem de 1 a 10parsecs1.

A estrutura da maioria dos aglomerados abertos pode ser descrita por dois sub-sistemas, um núcleo denso e um halo esparso (Bonatto&Bica 2005).

O estudo da distribuição espacial dos aglomerados abertos - sua idade, proces-sos de formação, evolução, dinâmica e dissolução pode servir como importantes testes para a evolução estelar, bem como sobre a formação e evolução do disco galáctico. Com o desenvolvimento das técnicas de análises, dados espectroscópicos e fotométricos, são capazes de fornecer informações sobre idades, abundâncias químicas e cinemáticas, que esclarecem as relações entre aglomerados abertos e outras populações galácticas, como as estrelas do campo2. Estudos para diversos aglomerados abertos, com diferentes idades e distâncias, são realizados para explorar possíveis gradientes de abundâncias e a relação abundâncias químicasversus idade. Estes estudos têm mostrado uma complexa história de enriquecimento químico e mistura no disco (Friel et al. 2002).

1.1.2

O aglomerado aberto M67

O aglomerado aberto M67 é considerado um importante laboratório para o

en-1_{Unidade de comprimento usado em astronomia, baseado no método de paralaxe trigonométrica. Um}

parsec é a distância que um observador veria o raio da órbita da Terra com um tamanho angular de 1".

2_{São estrelas que não pertencem a uma aglomerado e podem estar localizadas no halo, no bojo ou no}

tendimento da evolução estelar. Também conhecido como NGC 2682, este aglomerado mencionado como aglomerado de idade solar, de cerca de 4,5 bilhões de anos, é conside-rado um dos mais antigos aglomeconside-rados abertos da Via- Láctea (Canto Martins et al. 2011, e referências contidas).

A grande maioria dos aglomerados abertos possuem idades inferiores a 1 bilhão de anos, pois estes perdem massa durante curtas escalas de tempo desde sua formação.

O aglomerado M67 é constituído por cerca de 500 estrelas , sendo 11 estrelas gi-gantes de tipo espectral K e várias estrelas localizadas no ramo horizontal. Estrelas pe-culiares localizadas na região do azul, também são percebidas neste aglomerado, onde estas são conhecidas comoBlue Stragglers. Este aglomerado também possui cerca de 200 estrelas anãs e 100 estrelas bastante parecidas com o Sol.

Johnson &Sandage (1955), com o auxílio do Sistema U,B,V determinaram a cor e a magnitude de 500 estrelas do aglomerado aberto M67, assim um diagrama cor- mag-nitude (C-M) preciso foi desenvolvido para este aglomerado. A partir deste trabalho eles perceberam que o aglomerado aberto M67, possuía uma idade elevada, além de estágios evolutivos bastante avançados. Shapley (1917) realizou os primeiros trabalhos sobre cor e magnitude em M67. Barnard (1931) mediu a posição do seu principais componentes este-lares determinando também seus movimentos próprios, enquanto Popper (1954) obteve o espectro das estrelas mais brilhantes de M67.

(Tautvaisiene et al. 2000).

Outra análise de abundâncias químicas na atmosfera de estrelas pertencentes ao aglomerado M67 é feita em Randich et al. 2006. A amostra é composta de sete estrelas da sequência principal, uma do turn- off e duas evoluídas no ramo das subgigantes. Para todas elas foram determinadas as abundâncias químicas dos elementos O, Na, Mg, Al, Si, Ca, Ti, Cr e Ni. O resultado para estas razões de abundâncias [X/Fe] das estrelas de M67, é de que são muito próximas aos valores solares.

No trabalho de (Canto Martins et al. 2011), uma grande amostra de estrelas per-tencentes a M67, foi estudada. Essa amostra era composta por 27 estrelas e foi determi-nado a abundância de Li e parâmetros estelares importantes (Tef, log g, [Fe/H]),

veloci-dade de microturbulência e rotacional). Estas seguem um padrão evolutivo que vai do turn- off ao ramo das gigantes vermelhas. As abundâncias determinadas confirmam a diminuição do Li para estrelas evoluídas, além de mostrar que a evolução do Li é deter-minada pela evolução do momentum angular.

Já com relação a metalicidade de M67, algumas determinações de abundâncias de [Fe/H], foram realizadas pelos autores citados acima. São elas: [Fe/H]= -0,03 (Tautvai-siene et al. 2000), [Fe/H]= 0,03 (Randich et al. 2006) e [Fe/H]= -0,05 (Canto Martins et al. 2011). Devido a estes resultados, o aglomerado aberto M67 é também considerado um aglomerado cuja metalicidade, além da idade, é solar.

1.2

Objetivo deste Trabalho

Um problema clássico e bastante relevante dentro da Astrofísica Estelar é o de en-tender como as abundâncias dos elementos químicos se comportam, quando uma estrela evolui para estágios mais avançados.

como o nível de mistura nestas estrelas.

Deste modo, o objetivo principal deste trabalho é efetuar a análise espectroscópica de diversos elementos e usar o método de síntese espectral de linhas atômicas, visando obter a abundância de 12 elementos químicos para uma amostra de estrelas evoluídas em diferentes estágios evolutivos (estrelas do turn- off, subgigantes e gigantes) do aglome-rado aberto M67.

1.3

Plano de Trabalho

A presente dissertação está apresentada na forma a seguir.

No capítulo 2, são apresentados os dados observacionais e os parâmetros atmos-féricos utilizados neste trabalho.

No capítulo 3, apresentamos a técnica de síntese espectral utilizada neste trabalho para a obtenção das abundâncias químicas dos elementos O I, Si I, Na I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Zr I, La II e Cr I. Também discutimos alguns pontos importantes destas medidas, tais como seus erros e a análise das medidas.

AMOSTRA ESTELAR

Uma amostra de 27 estrelas foi utilizada para a realização do presente trabalho. Tais estrelas, pertencem ao aglomerado aberto M67. São estrelas pós-sequência principal, conhecidas como estrelas evoluídas e estão divididas em três grupos baseados nos seus estágios evolutivos.

O primeiro desses grupos é constituído por estrelas do turn-off. São estrelas que estão deixando a sequência principal. No segundo grupo estão as estrelas que se en-contram no ramo das subgigantes. Nesses dois grupos, as estrelas já apresentam uma expansão de suas envoltórias convectivas, pois, é nessa fase onde a temperatura dimi-nui e a luminosidade tende a aumentar. Isso ocorre, devido aos processos nucleares de transformação de Hidrogênio em Hélio, modificando a estrutura da estrela.

Temos no último grupo, estrelas que se encontram no Ramo das Gigantes Verme-lhas e estrelas doClump1. As estrelas que compõem este grupo já devem ter passado pelo

1_{Esse período na evolução estelar é quando a estrela passa a queimar Hélio no núcleo e esta encontra-se}

no ramo horizontal do diagrama HR.

processo de dragagem, fazendo com que os produtos oriundos do ciclo CNO sejam leva-dos até a superfície da estrela e, desta forma, altere as abundâncias superficiais de C, N e O.

Na figura (2.1), mostramos o diagrama cor- magnitude (CM) de M67 apresen-tado por Canto Martins et al. (2011). As estrelas de nossa amostra estão representadas na referida figura por círculos abertos com um ponto. A fotometria utilizada foi a de Montgomery et al. (1993)

Figura 2.1:Diagrama cor-magnitude (CM) do aglomerado aberto M67 apresentado por Canto Martins et al. (2011). As estrelas estudadas no trabalho citado estão representadas por um círculo com ponto. Estas estrelas são as mesmas estudadas no presente trabalho.

de microturbulência e rotacional) assim como a abundância do Li foram determinados. É com base nos espectros das estrelas e nos parâmetros físicos obtidos em seu trabalho, que então nos baseamos para o presente trabalho.

As estrelas selecionadas foram observadas usando uma mesma configuração ins-trumental, onde o braço vermelho do UVES foi centrado em 580 nm, cobrindo uma faixa de comprimento de onda de 420-680 nm e também centrado em 860 nm, cobrindo uma grande região de 606-1060 nm. Estas observações tem um poder de resolução de R ∼ 47.000(1 segundo de arco de cobertura).

ANÁLISE ESPECTROSCÓPICA

Segundo R. J. Tayler (1972), a partir de linhas espectrais características dos ele-mentos na radiação das estrelas, que podem se deduzir a presença dos eleele-mentos quí-micos encontrados nas estrelas. Essas linhas espectrais podem ser linhas de absorção, quando a intensidade da radiação é reduzida a uma região de freqüência particular, ou comprimento de onda. Elas também podem ser linhas de emissão, quando a intensidade aumenta. As linhas espectrais mais comuns são as de absorção.

As abundâncias atmosféricas podem representar três fatos:

(i) A abundância atmosférica da estrela em seu nascimento; A composição quí-mica inicial da estrela;

(ii) A presente abundância do meio interestelar; Se a estrela absorveu matéria interestelar;

(iii) A abundância inicial modificada por reações nucleares dentro da estrela; Se houver uma grande perda de massa ou se o material das regiões centrais da estrela, onde

as reações nucleares ocorrem, foi levado para a superfície da estrela através de correntes. Os elementos mais proeminentes em um espectro não são, em sua maioria, os mais abundantes, mas, são os mais capazes de absorver radiação dos comprimentos de onda que estão sendo estudados. Alguns elementos podem não ser observados na at-mosfera das estrelas, porque eles não produzem linhas espectrais na região correta do espectro, ou não estão nos corretos estados de ionização e excitação para serem produzi-dos.

Assim, as linhas espectrais são essenciais para que conheçamos a composição quí-mica dos mesmos.

Atualmente, as melhorias da instrumentação utilizadas na análise destas fontes emissoras de luz, as estrelas, estão cada vez mais desenvolvidas. Grandes telescópios, CCDs eficientes, espectrógrafos de alta resolução, aumento da capacidade de processa-mento de dados e ferramentas computacionais avançadas, têm contribuído para aumentar a quantidade de estrelas observadas, a qualidade desses dados, como também a obtenção de novas informações das estrelas.

É com base nesse fato que podemos classificar as estrelas, determinar seus parâ-metros atmosféricos, abundâncias químicas, dentre outras informações. A determinação exata das abundâncias de elementos químicos na atmosfera estelar é um processo bas-tante complexo, de maneira que as informações advindas são de grande importância para o estudo da evolução estelar.

Nesse capítulo, serão apresentados os procedimentos para a obtenção dos parâ-metros químicos, como também, será mostrado o cálculo dos seus respectivos erros.

3.1

Síntese espectral

necessários os comprimentos de onda central para cada transição presente no espectro, os valores de log gf e o potencial de excitação. Em relação as linhas moleculares, os

parâmetros necessários são: comprimento de onda da transição, potencial de excitação, loggf e constante de dissociação molecular.

Em nosso trabalho fizemos a análise para os seguintes elementos químicos: O I, Na I, Mg I, Al I, Si I, Ca I, Ti I, Cr I, Co I, Ni I, Zr I e La II.

Para os dados do presente trabalho, utilizamos uma ferramenta de síntese espec-tral dentre várias existentes, chamada Turbospectrum (Alvarez&Plez, 1998). Para gerar os espectros sintéticos, o programa necessita de alguns parâmetros de entrada, são eles: parâmetros atmosféricos (temperatura efetiva, gravidade superficial, metalicidade, e ve-locidade de microturbulência), abundâncias químicas, parâmetros atômicos e moleculares e dois parâmetros de convolução espectral para ajustar o perfil das linhas (perfil instru-mental e velocidade rotacional).

A nossa lista de linhas atômicas foi obtida da base de dados de Viena-VALD, Vi-enna Atomic Lines Database (Kupka et al. 1999). No nosso caso, utilizamos uma lista de linhas abrangendo 12 elementos com correção de log gf, gentilmente fornecida por

Nathália Mattos (2011). Tal correção foi realizada utilizando um espectro de alta resolu-ção(R ∼150.000)do Sol (Hinkle et al. 2000). O método de determinação, juntamente com os valores de correção para cada linha está disponível no trabalho desta autora.

3.2

Larguras Equivalentes

pela linha formada por um elemento qualquer em um gráfico da intensidadeversus com-primento de onda (medido em angstrom).

Figura 3.1: Medida da largura equivalente de uma linha. A área do retângulo b é idêntica a

área a, preenchida pelo perfil da linha. (Fonte: http://astroweb.iag.usp.br/∼dalpino/AGA215/APOS

TILA/cap05cor.pdf)

Para todas as 27 estrelas utilizadas na nossa análise, foram feitas medidas da lar-guras equivalentes para as linhas de absorção dos seguintes elementos selecionados (O I, Na I, Mg I, Al I, Si I, Ca I, Ti I, Cr I, Co I, Ni I, Zr I e La II). Estas larguras equivalentes foram medidas de forma automática com o auxílio do programa DAOSPEC (Stetson& Pancino, 2004). Este programa é capaz de ajustar um perfil gaussiano ao perfil das linhas aqui selecionadas, tomando o contínuo como referência.

Aproximadamente 80 linhas foram selecionadas no intuito de minimizar erros, em casos, onde linhas espectrais não estão suficientemente isoladas (blends), podendo di-ficultar a determinação da largura equivalente. Com os valores das larguras equivalentes, foi possível determinar as abundâncias dos elementos para as estrelas de nossa amostra. Para o cálculo das abundâncias, foi utilizada a ferramenta Turbospectrum (descrita em Alvarez&Plez (1998)).

A tabela (A.1), do Apêndice A, lista, para cada estrela, os valores das larguras equivalentes medidas neste trabalho.

Para que se possa compreender como os parâmetros físicos variam com a pro-fundidade das camadas mais externas das estrelas, é usado um modelo físico-teórico cha-mado modelo de atmosfera. Para a presente análise, foram utilizados os modelos de at-mosfera estelar MARCS. Estes são baseados na aproximação plano-paralela e esférica de modelos atmosféricos em Equilíbrio Termodinâmico Local (ETL) e equilíbrio radioativo. Tais modelos são úteis para estrelas que apresentam condições favoráveis como: tempe-ratura efetiva(Tef)em 4000 e 8000K, gravidade superficial (logg), variando de -1,0 a 5,0

dex e metalicidade total ([Fe/H]) entre -5,0 e 1,0dex.

Para a amostra de estrelas aqui estudada, os modelos atmosféricos foram calcula-dos a partir de uma rotina de interpolação gentilmente fornecida pelo Dr. Thomas Mas-seron (Ohio State University, EUA). Este programa realiza uma interpolação linear em cubo, utilizando 8 modelos MARCS. Para que um modelo de atmosfera seja gerado para determinadas estrelas, é necessário que sejam conhecidas: a temperatura efetiva(Tef), a

metalicidade ([Fe/H]) e a gravidade superficial (logg). As técnicas de determinação e os valores dos parâmetros atmosféricos das estrelas de nossa amostra, são apresentados em Canto Martins et al. (2011).

Tabela 3.1: Parâmetros atmosféricos determinados em Canto Martins et al.(2011), para a amostra de 27 estrelas.

ID Tef f logg ξ [F e/H]

(K) (km.s−1)

Estrelas do Turn-off

S1273 6159 4,01 1,86 -0,04±0,04 S1607 6127 3,81 1,77 -0,11±0,06 S1275 6050 4,00 1,64 -0,04±0,04 S1034 6020 3,90 1,94 -0,08±0,03 S2207 6000 3,90 1,62 -0,03±0,03 S1268 5996 3,86 1,75 -0,11±0,07 S1487 5940 3,81 1,67 -0,05±0,03

Estrelas subgigantes

S1242 5810 3,90 1,50 -0,04±0,06 S1323 5654 3,90 1,50 +0,03±0,04 S1239 5644 3,80 1,41 +0,00±0,03 S806 5461 3,80 1,25 +0,08±0,03 S2208 5429 3,90 1,24 +0,01±0,03 S1438 5420 3,80 1,27 -0,06±0,03

S774 5240 3,70 1,20 -0,08±0,03 Estrelas gigantes

RESULTADOS

4.1

Abundâncias Químicas

Os valores de logn(X)para cada linha foram determinados baseados nas medidas de LE e parâmetros estelares listados nas tabelas (A.1) e (3.1), respectivamente. As abundâncias finais para cada estrela e cada elemento foram obtidas calculando uma média simples dos valores medidos para diferentes linhas do mesmo elemento.

Os valores das razões[X/Fe]1para cada estrela foram determinados de forma dife-rencial com respeito as abundâncias solares. Os valores das abundâncias solares adotados são aqueles de Asplund, Grevesse&Sauval (2005). As razões [X/Fe] para O, Na, Mg, Al, Si, Ca, Ti, Cr, Co, Ni, Zr e La estão listados na tabela (4.1).

1_{Para a obtenção desse parâmetro, usamos a seguinte notação: X, representa os elementos em questão;}

As abundâncias média (Am) foram computadas e dessa forma foi feito: [X/H]= Am- AJe [X/Fe]= [X/H]

- [Fe/H].

Erros nos valores de [X/Fe], listados na tabela (4.1), correspondem a soma qua-drática dos erros induzidos pelos erros nos parâmetros individuais. Para tal, alteramos estes parâmetros no sentido de variar a temperatura efetiva, a metalicidade, a gravidade superficial e a velocidade de microturbulência.

Tabela 4.1: Razões de abundâncias [X/Fe] para as estrelas analisadas.

ID [O/F e] [N a/F e] [M g/F e] [Al/F e] [Si/F e] [Ca/F e] Estrelas do Turn-off

S1273 0,035±0,13 -0,004±0,04 -0,005±0,05 -0,104±0,05 0,057±0,05 0,031±0,10 S1607 0,183±0,10 0,043±0,04 0,084±0,06 -0,082±0,04 0,05±0,05 0,093±0,08 S1275 -0,142±0,17 -0,018±0,05 -0,035±0,06 -0,124±0,04 0,054±0,04 0,084±0,10 S1034 0,001±0,13 0,007±0,05 0,025±0,06 -0,182±0,05 0,101±0,04 0,063±0,08 S2207 -0,125±0,18 -0,027±0,05 -0,004±0,06 -0,054±0,04 0,017±0,05 0,031±0,10 S1268 0,098±0,14 -0,012±0,05 -0,026±0,06 -0,105±0,04 0,094±0,04 0,029±0,08 S1487 -0,021±0,13 -0,002±0,05 -0,129±0,06 0,103±0,03 0,046±0,04 0,044±0,96

Estrelas subgigantes

S1242 -0,158±0,13 0,044±0,06 -0,046±0,08 -0,054±0,05 0,006±0,06 0,060±0,09 S1323 0,004±0,25 0,020±0,07 -0,099±0,07 -0,093±0,06 0,063±0,13 0,011±0,10 S1239 -0,030±0,12 0,012±0,06 -0,057±0,07 -0,123±0,06 0,029±0,06 -0,017±0,12

S806 -0,092±0,15 -0,011±0,06 -0,112±0,09 -0,083±0,05 0,006±0,06 0,016±0,12 S2208 0,026±0,13 0,148±0,07 -0,027±0,06 0,005±0,05 0,054±0,03 0,172±0,12 S1438 0,004±0,14 0,001±0,06 -0,026±0,06 0,019±0,05 0,066±0,14 0,185±0,12 S774 -0,052±0,15 0,011±0,07 -0,068±0,06 -0,121±0,06 0,059±0,04 0,020±0,12

Estrelas gigantes

S1245 -0,074±0,14 0,053±0,08 -0,070±0,06 -0,056±0,05 0,076±0,05 0,050±0,13 S1231 -0,128±0,10 0,061±0,08 -0,076±0,08 -0,090±0,06 0,066±0,06 0,059±0,12 S1319 -0,011±0,15 0,025±0,08 0,012±0,07 0,033±0,06 0,061±0,05 0,030±0,14 S1293 -0,046±0,14 0,082±0,09 0,014±0,07 0,013±0,06 0,106±0,06 0,035±0,15 S1305 -0,117±0,14 0,053±0,09 0,053±0,07 0,066±0,07 0,088±0,06 0,027±0,15 S1254 0,016±0,14 0,207±0,10 -0,068±0,10 0,042±0,07 0,112±0,08 0,066±0,17 S1277 -0,023±0,14 0,098±0,11 0,031±0,06 -0,011±0,07 0,107±0,08 0,050±0,17 S1279 0,077±0,14 0,206±0,11 0,047±0,07 0,030±0,07 0,117±0,09 0,016±0,17 S1288 0,027±0,14 0,174±0,12 0,032±0,07 0,006±0,07 0,114±0,08 0,017±0,17 S1074 -0,018±0,26 0,221±0,13 0,091±0,08 0,067±0,08 0,162±0,11 0,050±0,20 S1010 0,006±0,15 0,221±0,11 0,051±0,07 0,030±0,07 0,145±0,09 0,014±0,18 S1016 0,084±0,13 0,162±0,13 0,068±0,07 0,038±0,08 0,196±0,11 -0,007±0,20

ID [T i/F e] [Cr/F e] [Co/F e] [N i/F e] [Zr/F e] [La/F e] Estrelas do Turn-off

S1273 0,197±0,09 0,030±0,09 ... 0,009±0,06 ... ...

S1607 0,108±0,09 0,048±0,09 ... 0,069±0,06 ... ...

S1275 0,133±0,09 0,041±0,10 ... 0,029±0,06 ... ...

S1034 0,142±0,09 0,044±0,10 ... 0,068±0,06 ... ...

S2207 0,065±0,09 0,039±0,11 -0,097±0,21 -0,067±0,07 ... ...

S1268 0,075±0,09 0,037±0,10 ... 0,050±0,06 ... ...

S1487 0,096±0,09 0,148±0,12 ... 0,034±0,06 ... ...

Estrelas subgigantes

S1242 0,119±0,10 0,094±0,13 0,026±0,10 0,031±0,08 ... ...

S1323 0,124±0,13 0,090±0,17 0,079±0,16 0,073±0,13 0,212±0,12 0,126±0,12 S1239 0,066±0,11 0,119±0,16 0,035±0,10 0,070±0,08 ... -0,017±0,13

S806 0,069±0,12 0,107±0,19 -0,021±0,09 0,051±0,08 -0,060±0,13 ...

S2208 0,316±0,13 0,034±0,20 0,292±0,09 0,164±0,08 0,247±0,13 0,198±0,13 S1438 0,072±0,11 0,176±0,18 -0,067±0,09 0,074±0,76 ... 0,078±0,13 S774 0,087±0,13 0,105±0,20 0,014±0,11 0,068±0,08 -0,070±0,14 -0,014±0,14

Estrelas Gigantes

Tabela 4.2: Abundâncias médias e desvio padrão(rms), a partir deste estudo.

Razão do Nosso rms elemento trabalho

[O/ Fe] -0,02 0,04 [Na/Fe] 0,08 0,03 [Mg/Fe] -0,01 0,01 [Al/ Fe] -0,01 0,01 [Si/ Fe] 0,08 0,03 [Ca/ Fe] 0,05 0,16 [Ti/ Fe] 0,12 0,06 [Cr/ Fe] 0,12 0,07 [Co/Fe] 0,14 0,08 [Ni/ Fe] 0,06 0,13 [Zr/Fe] -0,04 0,08 [La/Fe] 0,08 0,07

4.2

Erros:

Na determinação das abundâncias químicas, diversas são as fontes de erros internos, que incluem incertezas nos parâmetros atômicos e estelares, bem como erros nas medidas das larguras equivalentes. Os espectros de nossa amostra são caracterizados por diferen-tes valores de sinal ruído, e por esse motivo, não é possível determinar um erro típico nas medidas de larguras equivalentes, no entanto, erros nas abundâncias determinadas devido a erros na largura equivalente, podem ser aproximadamente representados pelo desvio padrão (ou rms) da abundância média determinada a partir de linhas individuais. As incertezas na determinação das abundâncias de cada espécie atômica, devido aos parâmetros atmosféricos (Tef, [Fe/H],ξe logg), também foram determinados. As

in-certezas assumidas foram de±70Kpara a Tef,±0.2dexpara logg, e±0.2Km s−

1

paraξ.

realizamos a raiz da soma quadrática da diferença entre as abundâncias dos elementos em questão e as abundâncias dos mesmo gerado pelos erros individuais.

4.3

Curva de Abundâncias

Depois de serem obtidas as abundâncias(Am)para cada elemento e estrela,

fize-mos uma comparação destas abundâncias com a abundância solar presentes em Asplund, Grevesse&Sauval (2005). A nossa comparação é mostrada na figura (4.1).

Podemos observar que as nossas abundâncias medidas para as estrelas de nossa amostra seguem a mesma tendência que o Sol.

Figura 4.1:Diagrama das abundânciasAmem função do número atômico Z da nossa amostra de estrelas,

representadas pelos círculos pretos. As abundâncias solares estão indicadas com o símboloJ. Para a linha tracejada, segue a curva de abundâncias do Sol, para os elementos estudados no presente trabalho.

4.4

Comparação com dados da literatura

Poucos estudos foram publicados referentes as abundâncias químicas de estrelas perten-centes ao aglomerado aberto M67.

onde para a taxa de abundância de Ca temos um comportamento próximo da solar e para o Si foi encontrado uma tendência de enriquecimento. Contudo, nosso resultado não deixa de estar em acordo com o de Garcia López et al. (1988), pois este analisou estrelas que se encontravam ainda na sequência principal, já para as estrelas da nossa amostra, temos estrelas evoluídas que já passaram por processos de mistura.

Peterson (1992) relata um enriquecimento de 0.1 dex na abundância dos elemen-tos O, Mg e Si medidas para duas estrelas pertencentes a M67. Com isso, verificamos que seus resultados estão de acordo com o nosso, no entanto uma maior tendência de enri-quecimento é encontrada para o Si. Já para as abundãncia de Mg e O com relação ao ferro parecem ser solares.

Tautvaisiene et al. (2000), Young et al. (2005), Randich et al. (2006) e Pancino et al. (2010), realizaram uma análise química detalhada de estrelas pertencentes a M67. Nós temos 3 estrelas em comum com as amostras destes estudos.

A estrela S1010 analisada no presente trabalho, também foi estudada por Tautvai-siene et al. (2000), Young et al. (2005) e Pancino et al. (2010). Na tabela4.3, comparamos os valores das razões [X/Fe] medidas para esta estrela.

Tabela 4.3: Comparação para a estrela S1010 entre as razões [X/Fe] de Tautvaisiene et al. (2000)(T00), Yong et al. (2005)(Y05) e Pancino et al (2010)(P10) e as medidas no presente trabalho.

Razão do T00 Y05 P10 Nosso

elemento trabalho

[O/Fe] 0,04±... 0,1±0,07 -0,05±0,09 0,01±0,15 [Na/Fe] 0,25±... 0,24±0,1 0,1±0,02 0,22±0,12 [Mg/Fe] 0,11±... 0,18±0,06 0,29±0,03 0,05±0,0

Grande parte das razões de abundâncias obtidas para as estrelas deste estudo es-tão de acordo ou próximos dos limites das margens de erros das medidas encontradas na literatura. Para as razões de abundâncias do oxigênio podemos perceber uma discrepân-cia entre os valores encontrados na literatura e os valores obtidos no presente trabalho.

Outras duas estrelas, S1034 e S1239, também estão inclusas no estudo espectroscó-pico de Randich et al. (2006). Para estes dois objetos, a tabela4.3fornece uma comparação das abundâncias químicas entre Randich et al. (2006) e o presente estudo.

Tabela 4.4: Comparação para S1034 e S1239 entre as razões [X/Fe] de Randich et al. (2006) e aqueles derivados no presente trabalho.

Razão do S1034 S1239

elemento Randich Nosso trabalho Randich Nosso trabalho [O/Fe] 0,02±0,06 0,00±0,13 0,01±0,07 -0,03±0,12 [Na/Fe] 0,07±0,06 0,01±0,05 0,03±0,09 0,01±0,06 [Mg/Fe] -0,02±0,05 0,03±0,06 -0,01±0,09 -0,06±0,07

[Al/Fe] -0,08±0,04 -0,18±0,05 0,02±0,06 -0,12±0,06 [Si/Fe] 0,03±0,06 0,10±0,04 0,05±0,07 0,03±0,06 [Ca/Fe] 0,03±0,06 0,06±0,08 0,00±0,07 -0,17±0,12

[Ti/Fe] 0,00±0,07 0,14±0,09 -0,05±0,05 0,07±0,11 [Cr/Fe] 0,00±0,05 0,04±0,10 -0,01±0,05 0,12±0,16 [Ni/Fe] -0,03±0,07 0,07±0,06 -0,03±0,05 0,07±0,08

4.5

Abundâncias relativas

versus

temperatura efetiva e

me-talicidade

Seguindo a estratégia de outros estudos (Tautvaisiene et al. 2000; Randich et al. 2006), in-vestigamos as abundâncias relativas em função da temperatura efetiva e da metalicidade para nossa amostra de estrelas evoluídas.

As possíveis tendências das abundâncias relativas em função da temperatura efe-tiva e da metalicidade são importantes informações para as teorias da evolução da galáxia. Deste modo, foram construídos diagramas [X/Fe] em função de Tef (figuras de4.2até4.4)

Figura 4.2: [O/Fe], [Na/Fe], [Al/Fe] e [Mg/Fe] como função da temperatura efetiva para a nossa amos-tra de estrelas evoluídas. As barras de erros correspondem a soma quadrática das incertezas adotadas. As linhas sólidas e pontilhadas representam, respectivamente, o valor médio e o desvio padrão de±1σ. Os círculos fechados e azuis representam os resultados de Randich et al. (2006), os fechados e vermelho re-sultados de Tautvaisiene et al. (2000) e por fim os fechados e pretos representam os rere-sultados do presente trabalho.

Tautvaisiene et al. (2000) realizou uma análise detalhada de 9 estrelas do Clump e do ramo das gigantes vermelhas membros do aglomerado M67.As abundâncias encon-tradas foram bastante normal e próxima da solar, com exceção do Na que apareceu enri-quecido.

Figura 4.3:O mesmo da figura4.2, mas para os razões de abundâncias [Si/Fe], [Ca/Fe], [Ti/Fe] e [Cr/Fe].

M67,onde sete são da sequência principal, uma do turn-off e duas encontra-se no ramo das subgigantes. Quando plotadas as taxas de [X/Fe]versus temperatura efetiva, nenhuma tendência é evidente. Uma pequena quantidade de dispersão de estrela para estrela pode ser observada tanto em [Fe/H] quanto em [X/Fe], mas para todos os elementos a disper-são é bem dentro das incertezas medidas.

Figura 4.4: O mesmo da figura4.2, mas para os elementos [Co/Fe], [Ni/Fe], [Zr/Fe] e [La/Fe].

Para os elementos Co, Zr, e La, percebemos uma grande dispersão de estrela para estrela, na figura4.4. Além disso, é possível observar a inexistência de medidas de abun-dância de Zr e La nas estrelas do turn-off. Tal fato pode ser explicado pela quantidade de linhas medidas para estes elementos. Para a análise destas abundâncias utilizamos a linha 6390,48 Å para o La, as linhas 6127,48 Å; 6134,59 Å e 6143,20 Å para o Zr e as linhas 6189,00 Å; 6454,99 Å para o Co, o que pode ter contribuído para as incertezas nas medidas destas abundâncias.

com a Tef f com exceção elementos Na, Al e Si onde é verificado uma superabundância

para estes elementos no ramo das estrelas gigantes. A análise feita por Tautvaisiene et al. (2000), mostra uma leve superabundância de Na e esta superabundância em gigantes vermelhas tem sido considerada de origem primordial. Como Na e Al não são produzi-dos durante a evolução de estrelas de baixa massa, tal enriquecimento do Na pode ser de origem primordial, e indica que a núvem progenitora do aglomerado poderia não ser homogênia durante a época de formação das estrelas de baixa massa (Cottrell&Da Costa, 1981). Tautvaisiene et al. (2000) em seus resultados pôde verificar também que a supe-rabundância de Na não é seguida de uma supesupe-rabundância de Al e uma depleção da abundância de O. Tal resultado está de acordo com o nosso, pois no nosso diagrama ve-rificamos uma superaundância de Na. Com relação ao Al veve-rificamos também uma leve superabundância e uma possível tendência à depleção na abundância de O.

Figura 4.5: [O/Fe], [Na/Fe], [Al/Fe] e [Mg/Fe] como função da metalicidade para as estrelas evoluídas de nossa amostra. As barras de erros correspondem a soma quadrática das incertezas adotadas. Os círculos fechados e azuis representam os resultados de Randich et al. (2006), os fechados e vermelho resultados de Tautvaisiene et al (2000) e por fim os fechados e pretos representam os resultados do presente trabalho.

Observamos nas figuras4.5 até4.7 que, as estrelas de nossa amostra seguem um comportamento da distribuição das abundâncias próximo a solar, como visto na secção 4.3. No entanto, podemos verificar que o Na apareceu enriquecido, como obervado por Tautvaisiene et al. (2000), mas também encontramos um possível enriquecimento para o Si e o Ti (figura4.6).

me-Figura 4.6: O mesmo da figura4.5, mas para os elementos Si, Ca, Ti e Cr.

CONCLUSÕES E PESPECTIVAS

5.1

Conclusões

Para este trabalho de dissertação de mestrado, foi realizado uma análise espec-troscópica detalhada de 27 estrelas evoluídas em diferentes estágios evolutivos (estrelas do turn-off, subgigantes e gigantes) do aglomerado estelar M67 no intuito de melhor en-tender as abundâncias químicas quando uma estrela evolui para estágios mais avançados. Foram utilizado espectros de observações feitas no telecópio do VLT/Unit 2 (ESO, Para-nal, Chile), usando o espectrógrafo FLAMES-UVES e a partir de uma técnica de síntese espectral foram obtidas abundâncias químicas para os elementos O I, Si I, Na I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Zr I, La II e Cr I, para toda a amostra de estrelas. Para determinarmos tais abundâncias, utilizamos uma lista de 76 linhas, no intuito de minimizar possíveis erros.

Foi possível ser verificado nos nossos resultados, que as abundâncias medidas para as estrelas de nossa amostra, seguem a mesma tendência que o Sol, em um gráfico abundância médiaversusnúmero atômico. As abundâncias medidas no presente trabalho foram comparadas com abundâncias solares presentes em Asplund, Grevesse &Sauval

(2005).

A abundância de Ca medida para a nossa amostra de estrelas com relação a tem-peratura efetiva se apresenta muito próximo da solar. Analisando o Si em um gráfico abundância em função da temperatura efetiva é possível ser verificado uma tendência de enriquecimento, o que contradiz os resultados encontrados por Garcia López et al. (1988). Uma depleção do oxigênio é possível ser visto nos nossos resultados, este não en-contrado por Tautvaisiene et al. (2000). A discrepância entre estes resultados, mostra mais uma vez, os problemas encontrados para fazer medidas precisas nas larguras equivalentes da linha OI em 6300 Å.

Um comportamento bastante semelhante pode ser verificado nas abundâncias dos elementos Na, Al e Si, comportamento esse identificado como um possível enriqueci-mento. Dois trabalhos confirmam a nossa análise, Tautvaisiene et al. (2000) encontra uma superabundância de Na, além de mais altos valores nas abundâncias de Si se comparados com resultados anteriores da literatura; já Randich et al. (2005) vem confirmar mais uma vez valores de abundância de Na levemente reforçado.

Para os elementos Co, Zr, e La, percebemos uma grande dispersão desses ele-mentos de estrelas para estrela, além da ausência desses eleele-mentos nas estrela que se encontram no turn-off. Tal fato pode ser explicado pela quantidade de linhas atômicas utilizadas para estas medidas, pois, para estes elementos fizemos medidas em apenas 6 linhas, o que pode ter comprometido nossos resultados.

5.2

Perspectivas

A partir dos resultados apresentados, algumas perspectivas de continuação de trabalho estão listadas a baixo:

•Ampliar o espectro de tipos evolutivos de estrelas de M67 para aumentar a base de dados de abundâncias, em particular com a inclusão de estrelas Blue-Stragglers.

e o boro.

• Fazer uma melhor análise na abundância de O, levando em consideração os problemas encontrados para fazer as medidas de larguras equivalentes das linhas.

•A determinação de abundâncias químicas de outros elementos, tais como o C e N e outras espécies químicas, poderia nos confirmar os processos de difusão atômica no interior das estrelas de M67.

• Estudar os efeitos da rotação sobre as abundâncias químicas obtidas em nosso estudo.

• Ampliar o número de aglomerados abertos, com diferentes idades, massas e metalicidades.

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MEDIDAS DE LARGURAS EQUIVALENTES

Abaixo, apresentamos na Tabela (A.1), todas as medidas de larguras equivalentes para as estrelas de nossa amostra, as quais foram medidas de forma automática com o auxílio do programa DAOSPEC (Stetson&Pancino, 2004). A legenda da Tabela (A.1) tem o seguinte significado:

Coluna 2: Elementos químicos analisados; Coluna 1: Comprimento de onda em Å; Coluna 3-7 (Tabela A.1): Estrelas do Turn-off; Coluna 3-7 (Tabela A.2): Estrelas Subgigantes; Coluna 3-13 (Tabela A.3): Estrelas Gigantes;

Tabela A.1: Medidas das larguras equivalentes das linhas de absorção dos elementos es-tudados, para cada estrela do Turn-off.

Elemento λ(Å) S1273 S1607 S1275 S1034 S2207 S1268 S1487

Na I 6154,226 26,5 26,2 26,9 26,8 27 24,9 30

Na I 6160,747 41,3 39,8 43,9 45,3 46,3 42 46,8 Mg I 5711,088 93,9 85,4 92,9 93,6 93,4 90 93,1 Mg I 6318,710 27,2 36,6 34,3 36,6 37,4 31,7 16,9 Mg I 6319,237 28,2 22,8 26,6 27,3 22,2 26,5 26,5 Mg I 7387,685 51,8 ... 43,8 54,4 ... 39,6 ...

Al I 6696,023 26,8 18,9 25,5 23,8 25,9 21 28,1 Al I 6698,670 11,9 10,5 12,4 12,5 14,3 10,6 13,4 Al I 7835,295 20,4 ... 24,3 20,4 ... 26,1 ... Al I 7836,120 35,3 ... 33,7 22,8 ... 34,5 ... Si I 5690,422 42,7 40,8 42,8 45,6 44,9 42,3 45,9 Si I 5701,100 33,7 32,0 35,6 37,2 35,7 35,4 38,3 Si I 5948,541 86,7 74,2 81,8 87,6 81,4 81,6 75,5 Si I 6125,021 18,4 19,9 28,9 30,2 30,7 29,5 31 Si I 6142,483 32,5 27,8 30,6 33 32,7 30,7 31,4 Si I 6145,016 33,8 31,2 34,3 36 33,8 34,3 33,2 Si I 6155,134 71,7 52,1 70,5 74,1 72,6 71,8 73,7 Si I 6243,815 43,6 41,5 42,2 ... 43,4 41,2 44,9 Si I 6244,466 41,2 37,5 40,2 41,5 42,6 39,7 43 Si I 6414,980 40,2 40,8 41,6 45,1 24,8 41,7 43,4 Ca I 5512,980 78,8 74,3 80,2 79 79,2 75,2 81,4

Ca I 5867,557 16,3 16,8 „, 19,4 22,7 18 21,8

Ca I 6156,015 12,2 10,7 9,2 10,8 9 5,1 ...

Ca I 6161,290 34,8 49 „, 54,2 54,1 53,1 57,7

Ca I 6166,433 58,6 54,8 61,6 62,6 60,2 58,9 64,2 Ca I 6169,038 86,4 78,9 87,2 85,9 82,7 83,3 87,5 Ca I 6169,563 62,8 93,4 102,6 102,2 98,6 97,7 101,9 Ca I 6455,598 42,6 39,9 48,4 48,2 45,6 44,9 50 Ca I 6471,662 87,5 80,1 86,7 88,7 86,5 83,5 89 Ca I 6572,779 35,8 25,2 30,2 30,2 27,3 29,3 34,2

Ti I 4820,413 23,2 25,9 30,7 30,9 33,2 29,1 36,1

Ti I 5219,699 8,6 6,9 14,2 16,1 16,1 12 16,4

Ti I 5866,451 30,8 27,5 35,9 38,6 39,5 35 41

Ti I 5922,109 13,9 5,8 13,3 14,5 11,3 12,2 10,7 Ti I 5965,828 14,2 14,2 20,1 18,9 18,3 19,5 20,2

Elemento λ(Å) S1273 S1607 S1275 S1034 S2207 S1268 S1487

Ti I 6064,626 35,3 ... 6,3 ... 5,1 5,3 11,2

Ti I 6091,172 9,3 5,5 11,6 13,4 10,9 9,9 12,5

Ti I 6126,218 11,6 9,6 14,2 14,4 14,4 11,6 15,6 Ti I 6258,104 33 32,5 38,8 39,4 38,7 35,5 42,3 Ti I 6261,100 30,8 29,1 34,5 38,5 34,8 32,1 38,2

Ti I 6303,756 ... 7,1 ... ... ... ... 5,2

Ti I 6312,239 ... 6,2 ... 6,4 5,2 ... 7

Ti I 6336,099 ... ... ... ... ... ... ...

Ti I 6556,064 40,5 31,2 32,4 29,4 29,6 28,6 31,2

Ti I 6599,107 ... ... ... ... ... ... 6,3

Ti I 6743,124 8,3 11,3 14,5 8,9 12,1 7 13,5

Cr I 4936,340 33,8 31,2 35,5 38,4 37,9 35,4 38,5 Cr I 5247,569 69,7 67,9 73,6 77,8 76,6 74,2 79 Cr I 5300,746 45,2 39,4 46,6 49,9 50,8 46,5 79 Cr I 5329,142 57,2 57,7 62,5 62,1 61,4 60,2 64,5

Ni 4913,977 48,8 45,4 47,7 53,3 52,9 48,6 53,7

Ni 4946,034 9,6 13,4 17,1 17 16,6 17,1 18,6

Ni 5010,937 44,2 42,9 47,5 49,8 49,5 45,3 48,8

Ni 5155,125 38,8 40 41,6 46,1 44,2 42,5 48,8

Ni 5435,857 38,2 38 42,5 46,8 45,4 41,9 48,2

Ni 5589,357 18,5 19,8 21 21,9 21,6 21,5 23,8

Ni 5593,735 31,9 33,5 35,3 36,4 37,7 35,8 38,9 Ni 5625,315 30,8 30,6 33,4 34,9 33,5 31,5 34,7

Ni 5682,198 45 42,7 48,3 49,1 48,1 46 49,3

Ni 5846,993 15,3 15,9 16,8 18,3 21 18,5 21,3

Ni 6086,28 ... 30 36 36,7 36,1 35,7 37,8

Ni 6111,072 27,1 25,2 27,6 28,8 28,7 26,7 30,2 Ni 6175,366 39,6 39,5 43,6 45,4 43,6 43,2 46,4

Ni 6177,243 9 7,3 10,9 12,7 9,4 10,6 12

Ni 6204,603 14,4 15,4 15,3 15,6 16,3 14 16,7

Ni 6223,983 17,9 19,8 20,5 22,8 21,6 20,5 23,2 Ni 6378,252 22,2 20,9 24,3 26,1 25,7 23,3 26,6

Ni 6635,12 15,5 12,1 16,2 18,4 19,1 17 17,3

Ni 6772,313 31,4 46 41,6 43 40,7 39,8 45,7

O I 6300,313 7,6 11,2 6 7,9 7,2 9,7 8,9

La II 6390,479 ... ... ... ... ... ... ...

Zr I 6127,475 ... ... ... ... ... ... ...

Zr I 6134,585 ... ... ... ... ... ... ...

Zr I 6143,202 ... ... ... ... ... ... ...

Co 6188,996 ... ... ... ... 5,4 ... ...

Tabela A.2: Medidas das larguras equivalentes das linhas de absorção dos elementos es-tudados, para cada estrela do ramo das subgigantes.

Elemento λ(Å) S1242 S1323 S1239 S806 S2208 S1438 S774

Na I 6154,226 35 41,9 40,9 48,9 57,5 42,8 48,8 Na I 6160,747 55,8 65,2 60,7 71,6 79,6 64,7 70 Mg I 5711,088 100,6 108,2 106,3 114,7 122,3 106,5 114,2

Mg I 6318,710 41,7 49 47,5 56 60,1 48,9 50,4

Mg I 6319,237 32,6 34,6 34,9 45,5 46,9 35,5 38,7 Mg I 7387,685 41,7 47,9 52,9 48,2 50,5 ... 57,6 Al I 6696,023 31,9 41,2 39,8 47,5 55,4 43,7 44,5 Al I 6698,670 16,3 20,2 22,5 26,4 33,2 24,6 27 Al I 7835,295 34,5 39,7 37,4 48,7 37,9 ... 39,4 Al I 7836,120 43,9 44,9 30 54,5 61,3 ... 37,7 Si I 5690,422 47,4 56,5 54,9 57 56,6 53,7 53,1 Si I 5701,100 40,8 45,3 45,4 49,4 46,6 46,8 44,8 Si I 5948,541 86,7 92,8 93,6 94,3 94,3 86,1 86,1 Si I 6125,021 32,5 40,6 35,4 40,6 37 32,8 32,7 Si I 6142,483 33,6 41,6 37,9 40,4 36,6 36,1 35,7 Si I 6145,016 35 40,9 41,7 45,8 41,1 38,6 37,1 Si I 6155,134 44,7 83,7 80,4 55,8 79,4 76,2 74,8 Si I 6243,815 44,9 51,6 50 53,7 48,6 47,1 44,8

Si I 6244,466 42,4 50 48 53,9 49,1 47,3 43,9

Si I 6414,980 45,3 50,7 28,2 52,6 47 47,7 43,2 Ca I 5512,980 84,1 91,8 89,8 97,8 104 92,8 95,1 Ca I 5867,557 25,7 27,1 28,9 38,4 41,2 32,6 38,6 Ca I 6156,015 10,5 17,7 13 15,7 20,9 12,6 16,1 Ca I 6161,290 66,9 73,8 71,1 84,6 91,9 75,2 81,6 Ca I 6166,433 67,4 78,5 75,2 85,4 92,9 78,5 86,4 Ca I 6169,038 93,9 104,2 100,1 109 118,3 101,1 107,8 Ca I 6169,563 110,8 116,7 113 126,5 133,4 118,3 122,6 Ca I 6455,598 52,6 61,3 113 71,9 80 66,3 73,2 Ca I 6471,662 93,6 99,1 113 105,8 112,9 99,4 106,3 Ca I 6572,779 39,1 46,8 113 105,8 80,6 58,1 71,8

Ti I 4820,413 41,8 55,5 53,1 61,8 76,2 61,4 67,5 Ti I 5219,699 23,8 38,3 37,9 52,6 69,6 48,2 60,1

Ti I 5866,451 51 62,8 61 76,8 90,3 71,7 83,5

Elemento λ(Å) S1242 S1323 S1239 S806 S2208 S1438 S774

Ti I 6064,626 10,3 14,2 12,3 21,2 33,5 18 26,3 Ti I 6091,172 15,8 24,2 20,7 29,2 39,2 23,7 32,3

Ti I 6126,218 20,9 32 29,7 41,7 59 36,9 48,8

Ti I 6258,104 48,9 62,5 60,7 72 85,6 67,7 76,4 Ti I 6261,100 45,9 63,7 58 70,7 90,3 65,7 75,4 Ti I 6303,756 8,4 13,7 10,5 17,2 29,2 15,6 20,1

Ti I 6312,239 8,8 13,4 9,7 17,5 27 16 18,4

Ti I 6336,099 5,6 9,9 7,6 11,4 22,2 10,1 14,8 Ti I 6556,064 34 35,4 33,8 45,7 56,9 42,2 50,7

Ti I 6599,107 8 10,4 10,5 18,3 33 16,3 25,6

Ti I 6743,124 20,1 25,1 21,3 35,9 52,3 32,4 41,6 Cr I 4936,340 44,4 56,1 55,2 59,4 71,4 57,7 60,3 Cr I 5247,569 87,3 97 96,6 103,3 114,8 97,7 105,6 Cr I 5300,746 62,1 74,2 71,4 81,9 93,3 78,2 85,8 Cr I 5329,142 71,7 81,2 78,9 91 102,2 84,2 91,3

Ni 4913,977 53,7 64,5 63,6 66,9 70 64,1 63,9

Ni 4946,034 27,8 31,9 30,3 36 40,6 33,5 36,4

Ni 5010,937 52 60,9 58,3 66,5 64 57,8 61,6

Ni 5155,125 49 58,7 57,2 61,9 66,3 58,2 60,4

Ni 5435,857 53,7 66,6 66 71,9 79,6 69,5 74,2

Ni 5589,357 26,9 35,2 33,4 37,7 41,5 38,3 37,3

Ni 5593,735 43,1 51,7 50,2 55,4 60,7 55,4 54

Ni 5625,315 38,8 49 47,1 50 55,4 48,4 49,4

Ni 5682,198 55,7 62,7 62 67,4 68,1 61,7 63

Ni 5846,993 26,3 35,2 33,4 45,5 51,8 39,7 51,7 Ni 6086,28 41,5 51,3 48,8 55,8 57,5 50,7 51,9 Ni 6111,072 33,2 44,2 40,6 46,9 48,9 41,8 43,8 Ni 6175,366 50,8 58,6 56,6 63,4 62,5 55,9 59,5 Ni 6177,243 16,5 24,3 23,3 31,2 37,1 25,7 31,8

Ni 6204,603 20,7 29,9 26,7 30,2 33,1 30 28,9

Ni 6223,983 25,5 34,3 32,3 39,1 40,1 33,6 37,1 Ni 6378,252 28,9 41,1 38,3 42,1 46,4 39,2 39,2

Ni 6635,12 23,4 28,5 28 33,6 35,4 29,2 28,8

Ni 6772,313 26,4 55,7 55,1 62,5 62,4 58,5 59,8

O I 6300,313 6,5 10,7 10,5 10,4 11 10,5 9,8

La II 6390,479 ... 6,6 5,1 ... 7,9 6,1 5,6

Zr I 6127,475 ... 5,1 ... 5 10,5 ... 7,8

Zr I 6134,585 ... 6 ... ... 8,9 ... 6,7

Zr I 6143,202 ... ... ... 5,2 9,9 ... 7

Co 6188,996 9,9 16,9 15,8 21,4 33,1 16,8 25,1

Tabela A.3: Medidas das larguras equivalentes das linhas de absorção dos elementos es-tudados, para as estrelas gigantes.

Elemento λ(Å) S1245 S1231 S1319 S1293 S1305 S1254 S1277 S1279 S1288 S1074 S1010 S1016 S978

Na I 6154,226 57,5 58,6 54,2 69 61,9 81,7 76,8 88,8 ... 85,9 90,1 102,2 116 Na I 6160,747 79,6 81,9 78,1 91,7 85,1 103,9 98,4 110,9 105,3 109 111,9 123 135,2 Mg I 5711,088 122,3 122,3 118,6 130,5 125,1 133,6 136,3 142,7 136,3 142,6 141,1 146,2 151,4 Mg I 6318,710 60,1 58,1 59,9 67,500 65 71,6 72,3 76,1 72 75,600 76,7 83,4 84 Mg I 6319,237 46,9 46,6 42 53,1 47,4 58,2 58,3 61,8 58,9 60,9 61,8 68,7 69,1 Mg I 7387,685 50,5 54,3 „, 81,2 „, 43,8 81,1 82,5 82,2 82,9 81,7 81,6 77,1 Al I 6696,023 55,4 54,1 54,6 66,3 60,9 72,1 72,2 76,4 72,6 74,8 75,8 92,4 108,8 Al I 6698,670 33,2 33,9 32,1 42,900 39 48,1 47,3 50,6 49,1 47,900 49,6 64,2 73,1 Al I 7835,295 37,9 34,2 „, 54,4 „, 57,6 57,6 62,8 59,9 60,7 62,7 68,6 77,2 Al I 7836,120 61,3 60,5 „, 069,100 „, 71,7 72,6 73,5 70,3 076,100 73,5 85,4 91,4 Si I 5690,422 56,6 54 54,1 58,5 55,5 60,9 60,2 67,1 61,1 68,9 67,1 62,7 58,1 Si I 5701,100 46,6 45,9 46,6 49,500 48,4 53 52 58,3 51,7 58,000 58,4 53,5 50,3 Si I 5948,541 94,3 89,9 83,8 98,4 88,4 91 92,6 99,8 93,2 101,5 103 94,9 91,9 Si I 6125,021 37 36,1 34,9 39,7 36,1 40,2 42,5 46,8 43,9 48,3 48,1 47,8 x Si I 6142,483 36,6 36 32,4 38,8 32,5 40,1 38,4 42,2 40 42,9 43,6 37,8 31,7 Si I 6145,016 41,1 39,8 34,2 41,2 37,1 43 41,4 46,6 41,6 47,8 46 42,6 37,9 Si I 6155,134 79,4 78,3 74 80,7 75,9 83,4 84,7 89,7 80,9 90,5 91,8 82,3 77,2 Si I 6243,815 48,6 48,2 45,9 58,9 47,1 51,9 53,4 58,7 54,7 60,3 59,3 51,6 51,8 Si I 6244,466 49,1 49 45,8 52,8 48,8 53,1 54,4 59,9 54,2 66,1 60,5 56,3 54,8 Si I 6414,980 47 45,9 43,6 46,700 44 47,2 49,1 50 45,1 51,100 55,4 44,3 40,9 Ca I 5512,980 104 103,6 101,7 110,600 107,4 113,7 114,2 119,5 115,3 119,400 119,4 128,3 136,5 Ca I 5867,557 41,2 45 44 49,9 46,7 60,2 58 59 58,5 59,5 62,9 74,2 81,1 Ca I 6156,015 20,9 22 21,4 27,8 23,5 31,6 33,6 35,7 34,6 34,9 36,9 52,4 60,4 Ca I 6161,290 91,9 94,7 90,3 103,600 97,5 110,8 112 118,8 113,7 118,400 118,7 138,8 149,8 Ca I 6166,433 92,9 93,2 91,9 100,5 96 106,5 108 113,7 108,4 113,4 113,8 127,8 136,5 Ca I 6169,038 118,3 117,4 113,7 127,2 118,3 131 130,1 138,8 132,2 138,5 136,2 151,2 161,6 Ca I 6169,563 133,4 133,9 128,9 140,5 134,4 144,7 145,8 151,8 147,2 151,7 149,9 163,9 173,4 Ca I 6455,598 80 80,5 78 91,3 86,2 97,7 99 104,9 100 104,3 105,8 119,9 127,9 Ca I 6471,662 112,9 113 109,8 124,7 115,3 126,6 126,1 134,1 127,7 134,2 136,3 146,2 156,3 Ca I 6572,779 80,6 84,4 84,1 106,5 99,5 121,4 121,9 137,7 126,9 134,2 138,5 181 210