UNIVERSIDADE FEDERAL DO RIO GRANDE DO NORTE CENTRO DE CIÊNCIAS EXATAS E DA TERRA DEPARTAMENTO DE FÍSICA TEÓRICA E EXPERIMENTAL
PROGRAMA DE PÓS-GRADUAÇÃO EM FÍSICA
A EVOLUÇÃO DO LÍTIO EM ESTRELAS DO TIPO-SOLAR
ATRAVÉS DO DIAGRAMA HR
Sumaia Sales Vieira de Barros
Orientador:Prof. Dr. José Renan De Medeiros
Dissertação de mestrado apresentada ao Programa de Pós-Graduação em Física da Universidade Federal do Rio Grande do Norte como requisito parcial à obtenção do grau deMESTREemFÍSICA.
In memoriam
Aos meus amados,
Manoel Vieira,
Samara Sales Vieirae
“Se as coisas são inatingíveis... ora! Não é motivo para não querê-las... Que tristes os caminhos, se não fora A presença distante das estrelas!"
AGRADECIMENTOS
Ao prof. José Renan De Medeiros, pela especial colaboração e estimulante orientação
neste trabalho. E, sobretudo, por mostrar a beleza da ciência e a grandeza do ser hu-mano;
Ao meu querido esposo, Adriano Trindade de Barros, que me guia nos caminhos da
fí-sica e da vida com amor e companheirismo;
Ao meu co-orientador de fato, Bruno Leonardo Canto Martins, pelos pacientes ensina-mentos e acompanhamento nos trabalhos;
Aos meus professores Joel da Câmara Carvalho Filho e José Dias do Nascimento Jú-nior pela atenção e carinho nos ensinamentos de Astronomia;
Aos professores Eudenilson Lins de Albuquerque, Francisco Alexandre da Costa, Carlos
Chesman de Araújo Feitosa da Universidade Federal do Rio Grande do Norte e José Carlos Teixeira de Oliveira, Guido Nunes Lopes, Ijanílio Gabriel de Araújo, Oscar Tintorer Delgado,
Joselito de Oliveira, Gioconda Martinez, Alberto Matinez, Patrício Perez Flores, Fernando Ocello (in memorian) da Universidade Federal de Roraima que contribuíram dentro e fora
À minha mãe, Ma Emília Sales Vieira, pelo dom da vida e pelos estudos e, à minha avó e
segunda mãe, Vitalina da Silva Sales, por ter me acolhido nos meus primeiros anos e me
educado;
Aos meus irmãos, Arcliton, Sonara, Sorânia, Saloma, Tereza, Mônica e Severina; aos sobrinhos, tios, primos e a todos os meus familiares e amigos pelos incentivos e
compre-ensão da minha ausência;
À família Estelar: Saulo Carneiro, Sânzia Alves, Daniel Brito, Luiz Pinheiro, Izan Leão,
Cristian Cortés, Jefferson Costa, Pedro Paulo Silva, pela ajuda e convivência fraterna;
Aos meus amigos Jaquelígia Brito pelos incentivos, Raquel Huaman, Marcela Langone, Carlos Alexandre, Idaliyn Theodory, Alzeir Ferreira, Antonio Macedo, Ricardo Sarmento,
Ricardo Yvan e Marcos Vinícios, pelos estudos em grupo e pelo companheirismo e, em especial Lurdiana Silva a qual foi companheira numa das mais difíceis escaladas da vida
que enfrentei, onde éramos uma apoio à outra;
A todos os meus amigos da UFRR que torceram pelo meu sucesso. Bem como, Acácia
Duarte, Anna Amélia Casadio, Ana Aguiar, Clélia Barbosa, Manoel Júnior, Márcia Esbel,
MaAntonia Oliveira,Made Nazaré Guedes,MaAuxiliadora Cabral,Mado Socorro Alves,
Oton Melo, Pedro Rômulo Estevam, Railma Salles, Raimundo Nonato, Rosilene Coelho, Rui Paim, Rosinete Patrício, Sebastião Loureto e Zenízio Marcolino;
A todos os funcionários do DFTE em especial a Celina Pinheiro, Jacira B. de Lira e
Deris-cléia Ramos;
À Universidade Federal de Roraima e CAPES pelo apoio financeiro;
E, finalmente, a todos que me influenciaram de alguma forma para eu querer estar onde
RESUMO
Importantes avanços foram feitos ao longo da década passada no estudo do
comporta-mento do lítio em estrelas do tipo solar. Entre as descobertas mais importantes pode-se salientar a tendência para uma descontinuidade na distribuição da abundância do lítio em
estrelas gigantes do tipo F tardio, paralelamente a um rápido declínio na rotação e um declínio gradual em função da temperatura para as estrelas gigantes vermelhas de tipos
espectrais F, G e K. Diferentes estudos também mostraram que os sistemas binários sin-cronizados com componentes evoluídas parecem reter mais de seu lítio original do que
sistemas não sincronizados. No entanto, a conexão entre a rotação e a abundância do lítio, bem como a função do efeito de maré na diluição do lítio, parecem ser questões mais complicadas, dependendo da massa, da metalicidade e da idade.
O presente trabalho traz um estudo inédito sobre o comportamento da abundância do
lítio para estrelas evoluídas do tipo solar, baseado em uma amostra original de 1067 estre-las gigantes, subgigantes e supergigantes, onde 236 deestre-las apresentam características de
binárias espectroscópicas, com abundância precisa do lítio e velocidade rotacional proje-tada. A conexão lítio-rotação para estrelas evoluídas simples e binárias é agora analisada
ABSTRACT
Important advances have been made along the last decade in the study of the lithium
beha-vior in solar-type stars. Among the most important discoveries what attracts attention is that the distribution of lithium abundance in the late F-type giant stars tends to be
discontinu-ous, at the same time of a sudden decline in rotation and a gradual decline according to the temperature for giant red stars of such spectral type. Other studies have also shown that
synchronized binary systems with evolved components seem to keep more of their original lithium than the unsynchronized systems. Nevertheless, the connection between rotation
and lithium abundance as well as the role of tidal effects on lithium dilution seem to be more complicated matters, depending on mass, metallicity and age.
This work brings an unprecedented study about the behavior of lithium abundance in solar-type evolved stars based on an unique sample of 1067 subgiant, giant and supergiant stars,
236 of them presenting spectroscopic binary characteristics, with precise lithium abundance and projected rotational speed. Now the lithium-rotation connection for single and binary
ÍNDICE
Agradecimentos i
Resumo iii
Abstract iv
1 Introdução 1
1.1 A Origem do Lítio . . . 2
1.2 Importância do Estudo do Lítio . . . 3
1.3 O Diagrama Hertzsprung-Russell (HR) . . . 4
1.4 Objetivos deste Trabalho . . . 7
1.5 Plano de trabalho . . . 7
2 Amostra Estelar e Dados Observacionais 8 3 Resultados e Discussões 12 3.1 Comportamento Observacional do Lítio . . . 12
• Estrelas Simples . . . 13
• Estrelas Binárias . . . 16
3.1.1 ALiversusTef f . . . 18
3.1.2 Comportamento do Lítio em sistemas binários com componentes evoluídas . . . 20
3.3 ALi versuso comportamento da Profundidade da Envoltória Convectiva . . 26
4 Conclusões 28
5 Perspectivas 32
A Estrelas Simples 33
LISTA DE FIGURAS
1.1 Diagrama Hertzsprung-Russell mostrando a relação entre a
lumino-sidade versus índice de cor e temperatura superficial. Fonte:
http://www.astro.psu.edu/users/saez/Class/class.html . . . 6
2.1 A profundidade (em massa) da envoltória convectiva é mostrada em função da temperatura efetiva (primeiro dredge-up) para 1.0 M⊙ linha (sólida), 1.2
(ponto), 1.5 (pequeno traço), 2.0 (longo traço), 2.5 (ponto-pequeno traço), 3.0 (ponto-largo traço) e 4.0 M⊙linha (pequeno traço-longo traço) e [Fe/H] =
0. A figura apresenta também um zoom da região 3,8≥log Tef f ≥3,74. O
ponto marcado coma indica o fim do primeiro dredge-up (do Nascimento et al. 2000). . . 11
3.1 Distribuição das abundâncias de lítio (ALi) no Diagrama HR, para estrelas simples da presente amostra, usando os traçados evolutivos de Girardi et al. (2001). . . 15 3.2 Distribuição das abundâncias de lítio (ALi) no Diagrama HR, para estrelas
binárias da presente amostra, usando os traçados evolutivos de Girardi et al. (2001). . . 17 3.3 Abundancia de lítio (ALi)versustemperatura efetiva (Tef f) para estrelas
3.4 Abundância de lítio (ALi)versusPeríodo orbital (Porb) paraestrelas binárias
da presente amostra. . . 22
3.5 Abundancia de lítio (ALi)versusvelocidade rotacional (vsen i), para estre-las simplesda presente amostra. . . 24 3.6 Abundancia de lítio (ALi)versusvelocidade rotacional (vsen i), para
estre-las bináriasda presente amostra. . . 25 3.7 Comportamento da abundância de lítio (ALi) em função da profundidade (em
massa) da envoltória convectivaversustemperatura efetiva (log Tef f), para estrelas simples, considerando as estrelas com massas entre 1 e 4M⊙, da
LISTA DE TABELAS
3.1 Estrelas simples destacadas nas Figuras (3.1) e (3.7). . . 14
3.2 Estrelas binárias destacadas na Figura (3.4). . . 21
A.1 Parâmetros físicos fundamentais para as estrelas simples da nossa amostra. 34
CAPÍTULO
1
INTRODUÇÃO
O modelo padrão da cosmologia prevê que o Universo teve uma fase quente em seu iní-cio, a qual é conhecida como "Big Bang". Nesse modelo, quando as temperaturas eram
da ordem de 1028
K, ocorreu um breve período de inflação que aumentou rapidamente o raio do universo. Na sequência, o universo continuou a se expandir a uma taxa menor, e
cerca de10−4
s após o Big Bang a temperatura já era de1013
K. Os prótons e os nêutrons começaram a se ligar para formar o deutério aproximadamente 100 s depois do Big Bang,
quando a temperatura já havia baixado para 109
K. Deu-se, então, o processo da nucle-ossíntese primordial com a produção de Hidrogênio(H), Hélio(He) e, residualmente, 3
He, Deutério(D) e Lítio(Li) através da fusão nuclear. De fato, a abundância observada desses
elementos leves no universo é um dos grandes sucessos da teoria do Big Bang, que prevê, por exemplo, que cerca de 1
4 da massa do universo deveria ser de Hélio.
Segundo Harwit (1998), determinações espectroscópicas das abundâncias dos elementos
químicos na atmosfera das estrelas podem nos fornecer informações sobre a composição do meio no qual as estrelas foram formadas. A teoria da estrutura estelar mostra que para
por-em tpor-emperaturas relativamente baixas. Algum deutério que pode ter estado presente pode-ria igualmente ser destruído durante a contração convectiva inicial que mistura o matepode-rial
da superfície da protoestrela para dentro da parte central quente da estrela.
No entanto, podemos encontrar na literatura trabalhos observacionais que não condizem com esta predição teórica, tais como sugeridos por Wallerstein and Sneden, 1982; Brown
et al. 1989; Gratton and D’Antona, 1989; Fekel and Balachandran, 1993; De la Reza and Da Silva, 1995 e De Medeiros et al. 1996. Estudos que deram maior abrangência a este trabalho.
1.1 A Origem do Lítio
Anucleossíntese primordialé uma das formas possíveis para criação do lítio. Foi nesse processo que foram formados os elementos leves, citados acima, a partir da combinação
de prótons, elétrons e nêutrons livres, à época do Big Bang. Os primeiros estudos sobre a nucleossíntese primordial, feitos por George Gamow et al. (1949), mostraram que a
com-posição química do Universo primordial não deveria conter outros elementos diferentes dos anteriormente citados. Posteriormente, a descoberta dos ciclos de reações nucleares nas
estrelas explicou o processo de formação do hélio até o ferro.
As reações no meio interestelar, com interações entre raios cósmicos galácticos, após a formação das galáxias, também começaram a produzir lítio, berílio(Be) e boro(B). Outra possível forma de produção de lítio ocorre nointerior das estrelas(nas fases avan-çadas da vida de algumas delas), através da cadeia (p-p), onde uma parte é destruída rapidamente pelas reações (p, α) e outra parte desse lítio transportada para a fotosfera,
onde as abundâncias de Li são muito inferiores às abundâncias solares. Cameron e Fowler (1971) propuseram um outro mecanismo de geração de lítio que consiste no transporte do
7
Be da base da camada convectiva (onde a temperatura não é suficiente para destruí-lo) até regiões mais internas onde o Li é gerado em reações do tipo,
7
Be + e−
A nucleossíntese primordial e a nucleossíntese no interior das estrelas são os maiores produtores dos elementos da tabela periódica. A criação de elementos mais pesados que
o boro pode ser explicada pela nucleossíntese estelar, em fases diferentes da vida das estrelas, através de reações termonucleares, de reações de captura de nêutron ou de
par-tículas alfa, e de conjuntos de reações mais complexas. Já as reações decorrentes das fases finais da vida de estrelas de grande massa podem ser explicadas pela nucleossín-tese explosiva.
O lítio terrestre foi descoberto por Johan August Arfwedson em 1817, ao examinar rochas
de minério chamado petalita, coletado em minas da Suécia. Existem 4 isótopos conheci-dos do lítio; dois deles, o 7Li e o6Li, são estáveis e encontrados na natureza. O8Li e o9Li
são isótopos radioativos e têm meias vidas muito curtas. A temperatura de destruição do
6Li é da ordem de 2,2x
106K e para o7Li é da ordem de 2,6x
106K. Normalmente, no interior
estelar a temperatura excede tais valores. Considerando que a razão entre os isótopos
6Li e 7Li é baixíssima, e que o7Li é o mais abundante desses isótopos, daqui para frente
trataremos o7
Li simplesmente como Li.
1.2 Importância do Estudo do Lítio
O estudo dos elementos leves, como o lítio, é muito importante em vários campos da as-tronomia.
Na astrofísica, vários problemas da estrutura e evolução das estrelas estão relacionados
com o comportamento do lítio. De fato, os elementos leves são facilmente destruídos no interior estelar servindo como prova dos processos físicos que ocorrem nas camadas mais
externas da estrelas (Charbonnel et al., 1999; Michaud e Charbonnel, 1991).
Em cosmologia, o 7
nucleossín-densidade de matéria bariônica.
É importante ainda nos estudos da evolução química das galáxias (D’ Antona e Matteucci, 1991), embora a evolução e a produção de Li nas galáxias ainda não sejam totalmente
compreendidas. Por conseguinte, o problema da dispersão da abundância de Li estelar em certas regiões do Diagrama HR ainda não está resolvido.
Nos últimos anos, com o avanço na descoberta dos chamados exoplanetas, o Li assume também um importante papel. Em particular, o comportamento da abundância de Li em
es-trelas hospedeiras de planetas pode indicar o quanto os processos de formação planetária são diversificados ou não.
1.3 O Diagrama Hertzsprung-Russell (HR)
O Diagrama HR é uma das mais importantes ferramentas em astrofísica, fruto de tentativas bem sucedidas de correlação de parâmetros estelares. O nome Diagrama de
Hertzsprung-Russell deu-se em homenagem a seus dois astrônomos idealizadores, que de forma in-dependente e em épocas e locais diferentes o conceberam. Em 1911, Ejnar Hertzsprung
(Dinamarca, 1873-1967) percebeu um princípio de ordenação ao colocar dados de di-versas estrelas em um gráfico correlacionando luminosidade versus cor (ou temperatura
superficial) onde cada estrela representava um ponto nesse gráfico. Observou-se que as estrelas se distribuem em regiões bem definidas e não uniformes. Tal observação foi tam-bém verificada, em 1913 por Henry Noris Russell (EUA, 1877-1957).
A base de toda a teoria de evolução estelar foi construída com os primeiros estudos do
Diagrama HR. Onde a distribuição das estrelas nesse diagrama apresenta um caráter evo-lutivo mostrando o nascimento e vários estágios de queima do hidrogênio nas estrelas
com diversas massas. A maioria das estrelas distribui-se ao longo de uma faixa estreita na diagonal, do Diagrama HR, que vai do extremo superior esquerdo (estrelas quentes e
muito luminosas) até o extremo inferior direito (estrelas frias e pouco luminosas), chamada
aproximada-mente 90% de suas vidas. Ou seja, estrelas de menor massa, como é o caso do nosso Sol, passam mais tempo na SP que as de massas maiores. As estrelas deixam a SP quando
possuem aproximadamente 10% do hidrogênio no seu centro, o que indica que seu com-bustível nuclear está se esgotando.
Continuando a distribuição no diagrama, existe um número considerado de estrelas
si-tuadas na região superior direita, acima da SP com classe de luminosidade IV, III e II denominadas Subgigantes, Gigantese Gigantes Brilhantes respectivamente. Existem estrelas bem mais luminosas que essas, as Supergigantes, que pertencem à classe de luminosidade I e estão localizadas no topo do diagrama. Encontramos ainda, na parte inferior esquerda do diagrama, asAnãs Brancasque na verdade são restos da evolução estelar.
Quanto maior a massa estelar, mais rápida é a evolução na SP. Ou seja, dependendo das condições iniciais de massa e composição química, o Diagrama HR nos permite
1.4 Objetivos deste Trabalho
Neste trabalho, procuramos entender o comportamento evolutivo do lítio em estrelas evo-luídas através do Diagrama HR, para uma melhor compreensão dos níveis de diluição no
interior estelar. A conexão lítio-rotação para estrelas evoluídas simples e binárias é também estudada, bem como os efeitos da binaridade e da profundidade da envoltória convectiva sobre as abundâncias de Lítio. É neste contexto que se insere o escopo desta Dissertação,
a qual tem como base a maior amostra de dados estelares até então usada nesse gênero de estudo.
1.5 Plano de trabalho
A presente Dissertação segue na forma descrita a seguir.
No capítulo 2, são apresentados os dados observacionais da amostra e características das estrelas, tais como parâmetros físicos e fontes dos dados.
No capítulo 3, são apresentados os resultados e discussões do comportamento obser-vacional do lítio, das relações Lítio versus rotação e Lítio versus binaridade e, por fim, o
cálculo da profundidade da envoltória convectiva.
No capítulo 4, apresentamos as principais conclusões para este trabalho de Dissertação de Mestrado.
Finalmente, no capítulo 5, apresentamos algumas perspectivas de continuidade para este
CAPÍTULO
2
AMOSTRA ESTELAR E DADOS
OBSERVACIONAIS
O presente trabalho tem como base uma amostra de 1067 estrelas evoluídas, em sua
grande maioria do tipo solar, das quais 236 são sistemas binários espectroscópicos. Tais estrelas distribuem-se ao longo das regiões espectrais F, G e K. A abundância de lítio
(ALi)para nossa amostra está disponível na literatura (Brown et al. (1989); De Medeiros
et al. (2000); Costa et al. (2002); do Nascimento et al. (2003); de Laverny et al. (2003) e Luck R. E. e Heiter U. (2007)). A velocidade rotacional foi obtida a partir dos seguintes
autores: catálogo de De Medeiros e Mayor (1999), Costa et al. (2002), de Laverny et al. (2003) e do catálogo de Nördstron et al. (2004). É importante sublinhar que as precisões
nas medidas da abundância de lítio(ALi)e da velocidade de rotação são as melhores até
então atingidas. Procedimentos de medidas e discussões sobre as precisões são muito
bem apresentados pelos referidos autores.
Paralaxe trigonométrica, π, e a magnitude V foram obtidas a partir da base de dados do
satélite astrométrico HIPPARCOS1 (ESA 1997). As medidas de paralaxe do HIPPARCOS
fornecem uma excelente base para se determinar os parâmetros fundamentais das
estre-las.
A temperatura efetiva foi obtida utilizando a calibração índice de cor (B-V) versus log
(Tef f) de Flower (1996).
Para determinarmos a luminosidade estelar combinamos a magnitude visual aparente V e a paralaxe π e obtivemos a magnitude visual absoluta,Mv, a partir da equação do
módulo da distância de uma estrela, sem levar em conta o efeito da extinção interestelar, como se segue:
Mv = V + 5−5log(dpc), (2.1)
ondedpcé a distância em parsecs2 sendo igual a 1000/π.
Amagnitude absoluta bolométricada estrela, Mbol, foi obtida a partir da magnitude visual
com a introdução da correção bolométrica BC. Para o cálculo dessa correção, utilizamos a calibração log (Tef f)versusBC obtida por Flower (1996), dada por:
Mbol = Mv +BC. (2.2)
De modo que, Mbol foi convertida em luminosidade estelar, log (L/L⊙). A partir de Allen
(1973), temos que:
log(L/L⊙) =
4,72−Mbol
2,5 . (2.3)
Os valores da temperatura efetiva, velocidade rotacional e abundância de lítio para nossa amostra de estrelas simples são apresentados na Tabela (A.1) do Apêndice A e para as
binárias são apresentadas da Tabela (B.2) do Apêndice B.
De posse dos valores da luminosidade e da temperatura efetiva, o cálculo damassa (vari-ando de 0.9 a 12 M⊙) de cada estrela da nossa amostra foi efetuado localizando-se
preci-samente a estrela no diagrama HR, usando os traçados evolutivos de Girardi et al. (2001).
Os parâmetros orbitais, excentricidade (e) e período orbital (Porb), para as estrelas
et. al (1990), totalizando uma amostra de119 estrelas binárias evoluídas com parâmetros disponíveis.
Os valores do período orbital e excentricidade para uma parte da nossa amostra de
es-trelas binárias são apresentados nas Tabelas (B.1) do Apêndice B.
Para uma estimativa da profundidade da envoltória convectiva (em massa)
MZC/MEstrela, sabendo a posição da estrela no diagrama HR, isto é, de posse dos
va-lores da massa e da temperatura efetiva (log Tef f) - utilizamos o procedimento proposto
por do Nascimento et al. (2000), Figura (2.1), para as estrelas da nossa amostra com me-talicidades tipicamente solares, e consideramos estrelas com massas entre 1 a 4 M⊙e log
Tef f somente entre 3,8 a 3,6.
3.81 3.75 3.7 3.65 3.6 0.8
0.6 0.4 0.2 0
Figura 2.1: A profundidade (em massa) da envoltória convectiva é mostrada em função da tem-peratura efetiva (primeiro dredge-up) para 1.0 M⊙ linha (sólida), 1.2 (ponto), 1.5 (pequeno traço), 2.0 (longo traço), 2.5 (ponto-pequeno traço), 3.0 (ponto-largo traço) e 4.0 M⊙linha (pequeno traço-longo traço) e [Fe/H] = 0. A figura apresenta também um zoom da região 3,8≥log Tef f ≥3,74. O
CAPÍTULO
3
RESULTADOS E DISCUSSÕES
Como sublinhado na Introdução, o estudo do comportamento do Lítio em diferentes regiões do Diagrama HR tem recebido grande atenção ao longo dos últimos 50 anos. O esforço
desenvolvido nessa dissertação pretende ampliar nossa visão sobre tal comportamento, porém, com base na mais ampla amostra de dados já utilizada nessa linha de estudo.
Esse fator se reveste de grande importância, sobretudo por nos oferecer uma base estatís-tica sólida para explorar novos aspectos no comportamento do Lítio ao longo do Diagrama
HR, em particular para estrelas evoluídas do tipo solar, onde estudamos as relações entre Li e parâmetros estelares diversos, buscando confirmar, ou não, resultados até agora pre-sentes na literatura.
3.1 Comportamento Observacional do Lítio
A diminuição da abundância de Li e da velocidade rotacional com o avanço da idade es-telar é uma das propriedades mais conhecidas na astrofísica. Entretanto, até o momento
não se tem uma explicação sólida sobre os mecanismos ou processos que controlam esse comportamento, assim como as relações entre a abundância de Li e a evolução do
Segundo Skumanich (1972), se a ALi de uma estrela estiver correlacionada com a sua
idade, consequentemente deve-se esperar alguma associação com a velocidade rotacio-nal, pelo menos para estrelas de tipos espectrais iguais. Em conformidade com tal fato,
diversos autores (Zahn 1992; Pinsonneault et al. 1989, 1990) postularam que o decres-cimento de ALi, em estrelas simples de tipos tardios, se deve simplesmente à perda de
momentumangular.
Brown et al. (1989), estudaram uma amostra de 644 estrelas gigantes, onde 99% delas
tinham uma abundância superficial de lítio considerada normal e o restante apresentava uma abundância superficial elevada. Esses autores também observaram um
decresci-mento gradual deALi com a Tef f.
•
Estrelas Simples
Na Figura (3.1), mostramos a distribuição da abundância do lítio no diagrama HR para uma amostra de 831 estrelas simples evoluídas. Os valores de ALi, como já sublinhado,
foram obtidos de Brown et al. (1989); De Medeiros et al. (2000); do Nascimento et al. (2003); Laverny et al. (2003) e Luck R. E. e Heiter U. (2007). Claramente, observamos
aqui o decrescimento gradual da ALi com a Tef f, porém com detalhes bem mais
revela-dores sobre o comportamento da ALi em função de Tef f. Até uma Tef f ≈ 3,7,
corres-pondendo aproximadamente a tipos espectrais em torno de F8-G0, o comportamento da
ALi depende fortemente da massa estelar, variando entre valores próximos da abundância
cósmica ALi ≈ 3,0e valores muito abaixo, comALi ≈ 0,0. Tal resultado tem fortes
con-seqüências, pois mostra que na região das baixas massas existem estrelas que deixam o
turn-off1já comALi muito abaixo do valor predito pela teoria padrão da evolução estelar.
Na tabela (3.1), apresentamos cinco estrelas que estão destacadas na Figura (3.1) e que
serão discutidas mais detalhadamente na Figura (3.7).
Tabela 3.1:Estrelas simples destacadas nas Figuras (3.1) e (3.7).
HD log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC TE
[K] (km/s)
9746 3,650 8,7 2,70 1,7 0,838 K1III
39853 3,594 3,1 2,80 2,2 – K5III
112127 3,641 1,6 2,70 1,0789 0,753 K2IIICN+„,
194937 3,673 1,0 3,41 1,71 0,834 G9III
•
Estrelas Binárias
Na Figura (3.2), mostramos a distribuição da abundância do lítio no Diagrama HR para uma amostra de 236 estrelas binárias evoluídas. Os valores de ALi foram retirados de
Brown et al. (1989); De Medeiros et al. (2000); Costa et al. (2002); do Nascimento et al.
(2003); de Laverny et al. (2003) e Luck R. E. e Heiter U. (2007). Essa figura exibe na região quente, ou seja, para log (Tef f) maiores do que cerca de 3,74, uma tendência de repetir o
que se observa para as estrelas simples. Entretanto, pela primeira vez, um estudo revela uma tendência para não existência de estrelas binárias com componentes evoluídas ricas
em lítio, nos mesmos padrões usados para definir uma estrela evoluída rica em Li, ou seja
ALi ≈ 3,0e localização na região espectral G tardia ou K. Porém, tal resultado deve ser
visto com cautela, devido às limitações da amostra em questão, podendo ser isso apenas o resultado de um efeito de seleção. Nesse sentido, a estrela binária HD 216489, (B-V) = 1,132, log Tef f = 3,663 e tipo espectral K1III, apesar de apresentarALi= 1,424, portanto,
bem abaixo da abundância cósmica, poderia, em princípio, ser considerada rica em lítio. Tal estrela merece, por isso, um estudo particular sobre suas propriedades, para confirmar
3.1.1 A
Liversus
T
ef fNa Figura (3.3) apresentamos a abundância de lítio (ALi) em função da temperatura efetiva
(Tef f) tanto para estrelas simples, representadas por círculos fechados vermelhos, como
para os sistemas binários espectroscópicos, representados por circulos fechados: azuis,
para período orbital menor que 250 dias e excentricidade menor que 0,10, pretos para período orbital menor que 250 dias e excentricidade maior ou igual a 0,10 e verdes para
período orbital maior que 250 dias. Um aspecto marcante nessa figura é a confirmação do bem estabelecido decrescimento gradual daALicom a temperatura efetiva, ou seja, ao
longo dos tipos espectrais F, G e K, confirmando os resultados de Herbig e Wolff (1966), Alschuler (1975), Boesgaard (1976), Brown et al (1989) e De Medeiros et al. (2000),
evi-denciando uma diluição de lítio, onde o material da camada superficial, rico em Li, é es-palhado e misturado ao material pobre em Li quando a envoltória convectiva se aprofunda em direção às regiões mais internas da estrela. É importante destacar, também, que as
estrelas binárias apresentam o mesmo decrescimento gradual deALicom Tef f exibido
pe-las estrepe-las simples. Outro aspecto relevante aqui é a clara ausência de estrepe-las binárias
ricas em Li, como já sublinhado na seção anterior.
Em sistemas binários interagindo gravitacionalmente, a dissipação viscosa do efeito de maré, dependente do tempo, pode produzir uma sincronização do movimento de rotação
com o movimento orbital, bem como uma circularização da órbita do sistema (Zahn, 1977), ou seja, a interação de maré reduz a excentricidade da órbita da estrela. Esses efeitos da interação gravitacional também retardam a diluição do Li em estrelas frias. Mas esse
retardamento não é suficientemente intenso para que ao longo da evolução as estrelas bi-nárias, a uma determinada temperatura e idade, tenham abundâncias superiores àquelas
Figura 3.3: Abundancia de lítio (ALi) versus temperatura efetiva (Tef f) para estrelas evoluídas
3.1.2 Comportamento do Lítio em sistemas binários com
componen-tes evoluídas
A maioria dos sistemas binários com componentes evoluídas e períodos orbitais menores que 250 dias apresentam uma sincronização entre a rotação e o movimento orbital
(Mid-delkoop e Zwaan, 1981). De fato, para esse tipo de sistema, Giuricin et al. (1984) e De Medeiros et al. (2002) também observaram a mesma tendência.
Para estrelas subgigantes, De Medeiros et al. (1997) e Randich et al. (1999) encontraram que os sistemas binários com períodos curtos parecem reter mais o lítio que os sistemas
do mesmo tipo espectral com períodos longos.
Na Figura (3.4), apresentamos o comportamento da abundância de lítio em função do período orbital onde os sistemas binários com componentes evoluídas estão segregados
entre os que apresentam períodos orbitais menores que 250 dias (e excentricidades me-nores que 0,10), órbitas ditas circularizadas, representados por círculos fechados azuis,
sistemas com períodos orbitais menores que 250 dias (e excentricidades maiores e iguais que 0,10), órbitas aproximadamente circularizadas, representados por círculos fechados verdes, e sistemas com períodos orbitais maiores que 250 dias, representados por
círcu-los fechados vermelhos. Percebemos os efeitos da interação gravitacional sobre a diluição do conteúdo do lítio em torno desse período orbital. Para Porb menores que 250 dias
confirmamos a existência de uma zona de inibição, primeiro observada por Costa et al.
(2002), ou seja, a inexistência de componentes evoluídas com ALi menores do que um
determinado valor crítico, neste caso, em torno de 0,9. Costa et al. (2002) sugeriram a existência da tal zona de inibição para períodos orbitais menores do que cerca de 100
dias. Entretanto, como bem ilustrado na Figura (3.4), o fenômeno da inibiçãona diluição
do lítio parece começar em torno de Porb ≈ 250 dias. A intensidade desse fenômeno
parece aumentar gradativamente com a diminuição do período orbital. Um outro aspecto
importante na Figura (3.4) é um claro aumento da dispersão na relação ALi versus Porb
com o aumento do período orbital. Observa-se que para Porb >250 dias, ALi apresenta
ou mais de sistemas binários com períodos orbitais longos apresentando ALi tão elevado
quanto os valores encontrados para o sistema de períodos muito curtos. Tal fato pode
es-tar associado a um processo de retenção de Li durante uma fase de pseudo-sincronização como aquela discutida por Canto Martins et al. (2006).
Seis sistemas binários parecem fugir à regra ou tendência dos outros sistemas ilustrados
na Figura (3.4). São eles: HD 65626, HD 99028, HD 123999, HD 137052, HD 144070 e HD 196524 - classificados a seguir na tabela (3.2). Esses sistemas apresentam os valores de
ALi mais elevados da presente amostra de binárias, porém, excentricidades maiores que
0,10. Duas dessa estrelas, HD 65626 um sistema RS CVn com tipo espectral F9IV+G5IV, e HD 123999 com tipo espectral F9IV, encontram-se no estágio evolutivo das estrelas
sub-gigantes, onde a sincronização entre rotação e movimento orbital é esperada para o valor de Porbpor elas exibidos. Um aspecto que chama a atenção, no entanto, é esses sistemas
ainda não terem órbitas circularizadas (e>0,10). Seriam esses casos também um resul-tado dos efeitos de pseudo-sincronização sobre a diluição do Li? É interessante sublinhar
que Canto Martins et al. (2006) sugerem a pseudo-sincronização como processo efetivo para inibição da diluição do Li exatamente para uma estrela subgigante (S1242, sistema binário do aglomerado aberto M67).
Tabela 3.2: Estrelas binárias destacadas na Figura (3.4).
HD log(Tef f) vseni ALi Porb e TE
[K] (km/s) (dias)
65626 3,778 12,9 3,10 11,06803 0,11 F9IV+G5IV
99028 3,821 16,0 3,25 192 0,54 F2IV
102713 3,808 11,5 3,10 32,864 0,09 F5IV
123999 3,786 12,7 2,40 9,6045 0,19 F9IV
137052 3,812 10,2 3,00 226,95 0,68 F5IV
144070 3,734 19,4 2,8 44,7 0,75 F5IV
3.2 Lítio
versus
Rotação
As Figuras (3.5) e (3.6) apresentam as distribuições de ALi em função da velocidade de
rotação vsenipara estrelas simples e binárias da amostra, respectivamente.
A presente análise, com base numa amostra estatisticamente mais robusta, confirma os resultados de estudos anteriores (ex.: De Medeiros et al., 2000). Para rotações
meno-res que 10 km/s as abundâncias de Li apmeno-resentam uma dispersão de cerca de 5 ordens de magnitude, tanto para estrelas simples quanto para estrelas binárias. Diferentemente,
para rotações maiores do que cerca de 10 km/s, a dispersão na relação ALi versus vseni
diminui. A correlação entre abundância de lítio e velocidade rotacional se manifesta
so-mente pelo fato de que estrelas com rotações elevadas tendem a apresentar abundâncias elevadas de litio, seja para estrelas simples ou para as estrelas binárias. Entretanto, não é
possível estabelecer uma relação matemática simples entreALi e rotação, provavelmente
devido ao fato de que outros parâmetros estelares influenciam tal relação. É importante sublinhar que De Medeiros et al. (2000) já haviam apontado para tal aspecto, sugerindo
mesmo que a massa estelar deve ser o parâmetro com maior influência na relação ALi
3.3 A
Liversus
o comportamento da Profundidade da
En-voltória Convectiva
Nesta seção, apresentamos uma análise pioneira sobre o comportamento de ALiem
fun-ção da Tef f, agora levando em consideração o papel da massa da envoltória convectiva.
Até o presente, apenas do Nascimento et al. (2000) haviam efetuado um tal estudo, dedi-cado às estrelas subgigantes. A importância desse gênero de análise é bastante clara: ao
se colocar estrelas num contexto “ALiversusprofundidade da envoltória convectivaversus
Tef f", é possível identificar as anomalias em ALi face ao desenvolvimento da mistura ou
diluição convectiva.
A Figura (3.7) ilustra a distribuição de ALi versus Tef f, porém, levando em consideração
a profundidade (em massa) da envoltória convectiva de cada estrela. A grande maioria das estrelas segue o padrão previsto pela teoria da evolução: a maioria das estrelas com
ALi elevada encontra-se na região da Tef f onde a envoltória convectiva ainda não se
de-senvolveu e, em uma outra direção, a maioria das estrelas com abundâncias ALi baixas
encontra-se na região da Tef f onde a envoltória convectiva atingiu sua profundidade (em
massa) máxima. Dois grupos de estrelas, no entanto, não seguem a regra anterior. O primeiro desses é composto por estrelas com baixas ALi, com temperaturas log (Tef f) >
3,74. O fato dessas estrelas encontrarem-se num estágio onde a envoltória convectiva ainda não se desenvolveu indica que o comportamento de “pobres em lítio"dessas
estre-las não está associado ao processo padrão de diluição, devido ao aumento da envoltória convectiva. O outro grupo de estrelas com comportamento anômalo na relaçãoALiversus
Tef f, face à profundidade da envoltória convectiva, é constituído pelas estrelas
apresen-tando log (Tef f)<3,7 e abundâncias elevadas de lítio, variando tipicamente entre 1,4 e a
CAPÍTULO
4
CONCLUSÕES
Foi efetuada, nesse trabalho, a análise do comportamento da abundância de lítio em fun-ção da temperatura efetiva para uma ampla amostra de 1.067 estrelas evoluídas, dentre
as quais 236 são sistemas binários espectroscópicos, tipicamente estrelas de classes de luminosidades III e IV ao longo da região espectral F, G e K. Foram analisadas também as
relações entre rotação e abundância de lítio, bem como o papel da binaridade no compor-tamento do lítio.
Em relação ao comportamento observacional do lítio para as estrelas simples, além de observarmos um decrescimento gradual da abundância de lítio com a temperatura efetiva,
verificamos que para estrelas com temperaturas em torno de 3,7, ou seja, aproximada-mente tipos espectrais em torno de F8-G0, o comportamento da ALi depende fortemente
da massa estelar, variando entre valores próximos da abundância cósmica ALi ≈ 3,0, e
valores muito abaixo, com ALi ≈ 0,0. Tal resultado tem conseqüências importantes, ao
mostrar que na região das baixas massas existem estrelas que deixam o turn-off comALi
muito mais abaixo do que prevê o modelo padrão da evolução estelar.
O nosso estudo revelou, pela primeira vez, que, em princípio, não existem ou são muito raras estrelas binárias com componentes evoluídas “ricas em lítio", nos mesmos padrões
localiza-ção na região espectral G tardia ou K.
Confirmamos os resultados de Herbig e Wolff (1996), Alschuler (1975), Boesgaard (1976), Brown et al (1989), De Medeiros et al. (2000) e do Nascimento et al. (2000), isto é, o
decrescimento gradual da ALi com a temperatura efetiva ao longo dos tipos espectrais F,
G e K, evidenciando uma diluição de lítio onde o material da camada superficial, rico em
Li, é espalhado e misturado ao material pobre em Li quando a envoltória convectiva se aprofunda em direção às regiões mais internas da estrela. Destacamos ainda que as es-trelas binárias apresentam o mesmo decrescimento gradual deALicom Tef f exibido pelas
estrelas simples.
Estabelecemos, com mais clareza, os efeitos da interação gravitacional sobre a diluição do conteúdo do lítio em sistemas binários com componentes evoluídas. Para Porbmenores
que 250 dias, confirmamos a existência de uma zona de inibição anunciada por Costa et
al. (2002), ou seja, inexistência de componentes evoluídas com ALi menores do que um
determinado valor mínimo, neste caso, em torno de 0.9. Realmente, Costa et al. (2002) sugeriram a existência dazona de inibiçãopara períodos orbitais menores do que cerca de
100 dias. Entretanto, observamos que o fenômeno na diminuição do lítio parece começar
em torno de Porb ≈250 dias. A intensidade desse fenômeno, por sua vez, parece
aumen-tar gradativamente com a diminuição do período orbital. Um outro aspecto importante a ser
salientado é um claro aumento de dispersão na relação ALi versusPorb. Observa-se que
para Porb >250 dias aALi apresenta uma dispersão de aproximadamente 3,5 ordens de
magnitude, com cerca de uma dezena ou mais de sistemas binários com períodos orbitais longos apresentandoALi tão elevada quanto os valores encontrados para os sistemas de
períodos muito curtos. Tal fato poderia estar associado a um processo de retenção de Li durante uma fase de pseudo-sincronização como aquela sugerida por Canto Martins et al.
(2006).
Os sistemas HD 65626, HD 99028, HD 123999, HD 137052, HD 144070 e HD 196524
tipo espectral F9IV+G5IV, e HD 123999 com tipo espectral F9IV, encontram-se no estágio evolutivo das estrelas subgigantes onde a sincronização entre rotação e movimento orbital
é esperada para o valor de Porb por elas exibidos. Esses sistemas ainda não têm orbitas
circularizadas (e>0,10). Então, seriam esses dois casos também um resultado dos
efei-tos de pseudo-sincronização sobre a diluição do Li? Deve-senotar que Canto Martins et
al. (2006) sugerem a pseudo-sincronização como processo efetivo para inibição da
dilui-ção do Li exatamente para uma estrela subgigante (S1242, sistema binário do aglomerado aberto M67).
Confirmamos os resultados de estudos anteriores sobre as relações ALi versus Rotação
(ex.: De Medeiros et al., 2000), porém com base numa amostra estatisticamente mais
ro-busta. Para rotações menores que 10 km/s a abundância de Li apresenta uma dispersão de cerca de 5 ordens de magnitude, tanto para estrelas simples quanto para estrelas
bi-nárias. Diferentemente, para rotações maiores do que cerca de 10 km/s a dispersão na relação ALi versus v sen i diminui. Estrelas com rotações elevadas tendem a apresentar
abundâncias elevadas de Lítio, seja para estrelas simples ou para as estrelas binárias.
A maior parte das estrelas estudadas seguiu o padrão previsto pela teoria de evolução
estelar: estrelas com ALi elevada encontram-se na região de Tef f onde a envoltória
con-vectiva ainda não se desenvolveu e, numa outra direção, estrelas com abundâncias ALi
baixas encontram-se na região da Tef f onde a envoltória convectiva atingiu sua
profundi-dade (em massa) máxima. Dois grupos de estrelas, no entanto, não seguiram essa regra.
O primeiro, composto por estrelas com baixas abundâncias ALi e com temperaturas log
(Tef f) > 3,74. Essas estrelas encontram-se num estágio onde a envoltória convectiva
ainda não se desenvolveu, indicando que o comportamento delas de “pobres em lítio"não está associado ao processo padrão de diluição, devido ao aumento da envoltória
convec-tiva. Muito provavelmente, elas já deixaram a sequência principal com esta deficiência em Li, cuja causa deve estar associada a alguma fase precoce na vida da estrela. O outro grupo de estrelas, com comportamento anômalo na relaçãoALiversusTef f, face à
profun-didade da envoltória convectiva, é constituído pelas estrelas apresentando log (Tef f)<3,7
CAPÍTULO
5
PERSPECTIVAS
• Pretendemos adicionar a este estudo os efeitos de mais outros parâmetros estelares,
tais como idade e indicadores da atividade estelar.
• Estudar o comportamento particular das estrelas evoluídas com anomalias na
abun-dância de lítio, em especial o comportamento no infravermelho.
• Estudar o comportamento de outros elementos leves, correlacionando-os com o
com-portamento do lítio e da velocidade rotacional em estrelas evoluídas.
• Estudar o comportamento do lítio e de outros elementos leves, tais como o Berílio
e o Boro, em estrelas evoluídas de aglomerados abertos, dentro de sequências de
idades e massas.
• Estudar o comportamento do lítio e de outros elementos leves face às medidas de
APÊNDICE
A
ESTRELAS SIMPLES
Apresentamos na Tabela (A.1) parâmetros físicos fundamentais para a amostra de 853 estrelas simples - subgigantes e gigantes de tipos espectrais F, G e K. A legenda desta
tabela está descrita como a seguir:
• HD: número de identificação da estrela no catálogo de Henry Draper; • TE: tipo espectral da estrela;
• Tef f: temperatura efetiva da superfície da estrela;
• vsen i: velocidade rotacional projetada em relação ao Hidrogênio;
• ALi: abundância de Lítio; • M⋆/M⊙: massa da estrela;
Tabela A.1:Parâmetros físicos fundamentais para as estrelas simples da nossa amostra.
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
360 G8III: 3,679 – -0,20 2,0 0,813
400 F8IV 3,797 5,6 2,30 1,25 0,0013
448 G9III 3,678 1,7 -0,25 2,26 0,789
645 K0III 3,685 1,8 0,50 1,704 0,58
787 K4III 3,604 1,9 1,80 2,32 0,842
1406 K3III 3,654 – 0,00 1,5 0,722
1522 K2III 3,649 – 0,00 3,74 0,728
1671 F5III 3,815 46,5 2,80 1,7 0
2151 G2IV 3,765 6,0 2,50 1,38 0,011
2910 K0III 3,673 1,5 0,30 2,0 0,85
3229 F5IV 3,815 5,0 1,30 1,59 0
3303 K0IV 3,685 1,0 0,40 1,79 0,625
3346 K5III 3,580 – -1,50 2,25 –
3411 K2III 3,657 1,0 0,08 2,5 0,849
3712 K0II-IIIvar 3,657 5,1 0,00 4,9 –
3817 G8III 3,705 1,7 0,70 2,89 0,115
3856 G9III-IV 3,678 1,7 1,20 3,0 0,518
4128 K0III 3,682 – 0,20 3,189 0,511
4188 K0IIIvar 3,686 – 0,30 2,48 0,519
4627 G8III 3,668 1,2 0,00 3,2 0,675
4656 K5III 3,600 1,4 -1,00 1,64 0,781
4730 K3III 3,631 – -0,50 1,26 0,775
4732 K0III 3,695 – 0,26 1,69 0,371
4813 F7IV-V 3,794 3,9 2,80 1,13 0,005
4817 K5Ib 3,366 – 0,90 – –
4928 K0III 3,673 1,0 0,00 2,0 0,85
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
5234 K2III 3,649 1,1 0,50 3,0 0,831
5268 G5IV 3,701 1,9 0,40 2,5 0,313
5343 K3III 3,622 1,1 -0,10 1,499 0,781
5395 G8III-IV 3,693 – 0,20 2,5 0,512
5437 K4III 3,599 – 0,10 1,74 0,798
5526 K2III 3,680 1,0 0,50 2,5 0,741
5575 G6III 3,672 – 1,00 4,0589 –
5608 K0 3,685 – 0,50 1,5 0,55
5722 G7III 3,694 – -0,16 2,49 0,518
6037 K2/K3III 3,654 – -0,22 1,09 0,775
6186 K0III 3,694 1,0 0,20 2,6 0,452
6203 K0III-IV 3,667 – 0,00 2,6 0,8
6211 K2 3,610 – -1,00 2,89 0,86
6269 G8IIICN„, 3,697 – 0,90 2,3 0,35
6301 F7IV-V 3,815 20,3 1,00 1,3 0
6497 K2III„, 3,654 1,2 -0,20 1,249 0,79
6559 K1III 3,672 – 0,33 2,0 0,85
6805 K2III 3,658 – 1,10 1,87 0,848
6903 G0III 3,746 70,0 2,70 2,7 0,0025
6953 K5III 3,607 – -0,50 1,0 0,704
7087 K0III 3,681 – 1,20 3,99 0,225
7106 K0III-IV„, 3,670 1,0 -0,20 1,89 0,845
7578 K1III 3,658 1,0 0,24 1,53 0,826
7623 K2 3,645 – -0,40 1,5 0,722
7647 K5 3,579 – -1,30 1,25 –
8126 K5III 3,619 – 0,40 1,5 0,794
8512 K0III 3,674 – -0,20 1,099 0,75
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
8705 K2III 3,647 – -0,40 2,099 0,852
8763 K1III 3,667 2,1 -0,20 2,0 0,85
9057 K0III 3,685 2,0 0,20 2,5 0,513
9138 K4III 3,623 1,0 -0,20 2,0 0,833
9352 K0Ib+... 3,612 – 0,90 6,89 –
9408 K0III 3,687 1,1 -0,85 2,8 0,435
9562 G2IV 3,760 4,2 2,40 1,19 0,012
9712 K1III 3,665 6,5 -0,20 1,71 0,834
9746 K1III 3,650 8,7 2,70 1,7 0,838
10110 K5III 3,574 2,1 -1,20 1,12 –
10142 K0III 3,677 2,5 1,10 2,0 0,813
10486 K2IV 3,682 1,0 -0,20 1,25 0,65
10761 K0III 3,695 2,1 -0,67 3,3 0,159
10975 K0III 3,690 1,5 -0,21 2,2 0,525
11037 G9III 3,690 – 0,34 2,32 0,575
11428 K1III 3,633 – 0,50 2,5 0,861
11624 K0 3,657 – 0,10 2,0 0,851
12235 G2IV 3,768 5,2 1,30 1,2 0,007
12438 G8III 3,706 – -0,72 2,59 0,151
12583 K0II/III 3,691 1,5 0,40 2,4 0,547
13004 K1III 3,661 – -0,30 1,24 0,795
13363 K4III 3,624 – 0,20 2,58 0,859
13421 G0IV 3,779 9,9 1,30 1,41 0,002
13520 K4III 3,605 – -1,00 2,51 0,858
13982 K3III 3,656 1,0 -0,20 2,04 0,851
14129 G8III 3,692 – -0,21 2,65 0,475
14373 K0 3,648 – -0,30 – –
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
15524 F6IV 3,825 70,0 3,35 1,6 0
15656 K5III 3,606 2,1 -1,00 1,51 0,781
15866 G0III 3,755 – 1,97 1,37 0,01
15920 G8III 3,704 2,5 1,07 2,59 0,3
16187 K0 3,676 – 0,20 2,485 0,748
16327 F6III 3,801 46,8 2,86 1,74 0
16417 G1V 3,756 2,0 1,80 1,1 0,009
17361 K1III 3,666 1,6 -0,30 2,0 0,85
17709 K5III 3,589 – -1,50 1,89 –
17713 K0III 3,686 – -0,32 2,22 0,525
17824 K0III 3,702 – 1,31 2,46 0,341
18262 F7IV 3,804 9,9 2,10 1,48 0,0005
18449 K2III 3,646 1,9 0,30 2,89 0,835
18482 K2 3,611 – -0,70 2,42 0,85
18650 K1III 3,678 – 0,31 2,0 0,813
18907 G8/K0V 3,724 1,2 1,10 1,25 0,125
18970 K0II-III 3,682 – -0,10 2,25 0,789
19121 K0III 3,677 1,9 -0,67 2,03 0,813
19270 K3III 3,670 1,4 0,45 2,19 0,848
19476 K0III 3,689 1,1 0,40 2,11 0,65
19656 K1III 3,666 2,0 0,00 3,0 0,7
19787 K2IIIvar 3,680 1,1 0,80 2,35 0,789
20468 K2II 3,602 5,9 0,10 7,0 –
20825 G5III 3,668 8,0 1,20 4,89 –
21017 K4III 3,653 – -0,20 1,276 0,8
21530 K2III 3,668 – 0,25 2,19 0,848
21552 K3III 3,624 1,0 -0,10 2,5 0,862
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
22764 K4Ib 3,518 – -1,50 – –
22796 G6III: 3,697 – 0,30 3,0 0,18
23183 G8III 3,686 2,0 0,02 2,2 0,625
23249 K0IV 3,700 1,0 0,90 2,19 0,386
23526 G9III 3,687 1,3 0,76 2,35 0,561
24802 K0 3,623 – 1,00 3,2 0,841
24843 K1III: 3,671 – 1,00 2,0 0,85
25274 K2III 3,591 2,2 -1,20 1,6 –
25602 K0III-IV 3,688 1,0 0,20 2,0 0,652
25604 K0III 3,674 1,3 0,00 2,0 0,85
25621 F6IV 3,797 15,3 3,01 1,5 0,0002
25627 K2III 3,665 – -0,46 1,5 0,824
25877 G8II 3,666 1,0 0,30 4,0 0,365
25975 K1III 3,695 1,4 0,00 1,42 0,329
26546 K0III 3,671 1,0 0,39 1,69 0,832
26625 K0III 3,691 – 0,54 2,05 0,651
26923 G0IV„, 3,778 4,3 2,80 1,12 0,0005
27022 G5III 3,719 1,0 1,34 2,75 0,055
27348 G8III 3,694 1,8 0,50 2,499 0,518
27371 G8III 3,688 1,0 0,70 2,6 0,487
27382 K1III 3,660 1,0 -0,20 2,5 0,849
27536 G8IV: 3,703 1,0 1,20 1,8 0,375
27971 K1III 3,688 1,2 0,30 2,3 0,574
28305 K0III 3,683 2,4 1,20 2,2 0,798
28322 G9III 3,682 1,3 0,52 2,18 0,798
28479 K2III 3,649 – -0,43 1,5 0,722
29065 K4III 3,607 – -1,00 1,509 0,781
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
29613 K0III 3,676 1,0 1,50 1,699 0,784
30454 K2III 3,663 1,1 0,00 1,57 0,829
30504 K4II 3,610 1,6 0,10 2,5 0,858
30557 G9III 3,683 1,0 0,19 2,41 0,759
30736 F7V 3,782 15,2 1,51 1,5 0,0014
30814 K0III 3,687 – 0,68 2,45 0,522
30834 K2.5III 3,617 2,7 1,80 3,0 0,842
31579 K4III 3,607 1,6 0,60 1,99 0,821
32393 K3 3,650 – -0,30 1,5 0,722
32887 K4III 3,608 – -0,20 2,43 0,85
33021 G1IV 3,764 2,0 2,00 1,22 0,012
33618 K2III-IV 3,655 1,0 -0,20 1,3 0,818
33844 K0III 3,678 – 0,32 1,25 0,65
34538 G8IV 3,697 – 0,40 1,709 0,374
34559 G8III 3,696 2,1 0,65 2,44 0,327
34642 K0/K1III/IV 3,687 6,9 0,30 1,51 0,55
35186 K4III 3,611 2,5 -1,00 2,75 0,859
35369 G8III 3,695 – 0,23 2,59 0,289
35519 K2 3,609 – -0,10 1,69 0,811
35521 K0 3,660 – 0,40 1,68 0,829
35620 K4IIIp 3,618 1,6 -0,80 1,85 0,829
35984 F6III 3,805 44,9 2,61 1,8 0
36040 K0IIIp 3,666 1,0 0,00 2,13 0,418
36167 K5III 3,579 – -1,20 1,83 –
36994 F5III 3,812 56,1 3,11 1,7 0
38358 K0 3,626 – -0,40 2,0 0,842
38527 G8III 3,705 2,4 -0,34 2,5 0,152
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
38751 G8IIIvar 3,682 – 0,20 4,1 0,759
39003 K0III 3,663 1,0 0,00 2,51 0,849
39853 K5III 3,594 3,1 2,80 2,2 –
40020 K2III 3,666 1,0 0,11 1,77 0,839
40083 K2III 3,652 1,0 0,10 1,5 0,722
40801 K0III 3,689 – 0,27 1,81 0,626
40827 K1III-IV 3,666 1,8 1,60 2,0 0,85
41467 K0III 3,651 1,8 -0,20 3,25 0,808
41597 G8III 3,669 1,5 -1,05 2,49 0,825
41636 G9III 3,678 3,8 0,20 1,06 0,517
41700 G0IV-V 3,793 16,1 2,80 1,16 0,0002
42341 K2III 3,660 – 0,70 1,289 0,814
42466 K1III 3,676 1,4 0,20 2,3 0,789
42621 K1III 3,673 – -0,60 2,21 0,831
42633 K3III 3,629 2,2 -0,60 2,42 0,859
43023 G8III 3,701 – 0,43 2,49 0,325
43039 G8IIIvar 3,682 – 0,20 2,24 0,798
43386 F5IV-V 3,818 18,8 3,30 1,09 0
43429 K1III 3,675 – -0,33 1,43 0,735
44708 K4III 3,592 2,9 -0,20 2,5 –
45415 G9III 3,679 1,3 0,22 2,22 0,798
45466 K4III 3,610 – -0,70 1,509 0,781
45512 K2III-IV 3,660 2,1 -0,10 1,24 0,795
46184 K1III 3,641 – -0,40 2,1 0,847
46709 K4III 3,599 3,5 0,60 5,0 –
47174 K3III 3,646 1,0 -0,10 3,0 0,831
47205 K1III+... 3,679 – 0,00 1,249 0,631
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
47731 G5Ib 3,670 – 0,90 4,89 –
47914 K5III 3,604 2,2 -1,00 1,25 0,753
48432 K0III 3,691 1,0 0,15 2,09 0,651
48433 K1III 3,657 1,0 -0,44 2,5 0,849
48737 F5IV 3,815 70,0 3,30 1,6 0
49161 K4III 3,619 2,5 -0,30 2,64 0,851
49878 K4III 3,624 1,4 -0,70 1,12 0,738
51440 K2III 3,649 1,0 -0,40 2,5 0,858
52005 K3Ib 3,564 – -0,10 15,1 –
52960 K3III 3,620 2,0 -0,20 3,82 0,825
54131 G8III 3,682 1,0 0,80 2,41 0,759
54719 K2III 3,642 1,0 -0,39 2,5 0,851
54810 K0III 3,682 – -0,03 2,22 0,798
55052 F5IV 3,829 75,0 2,00 2,21 0
55730 G6III 3,684 2,2 -0,83 2,42 0,758
57264 K0III 3,671 1,0 0,19 2,0 0,85
57669 K0III 3,644 4,5 1,50 4,0 0,784
58207 G9III+„, 3,681 1,5 0,10 2,0 0,815
58898 K2III 3,648 – -0,05 1,23 0,789
59294 K2III 3,639 1,7 0,50 4,0 0,784
59311 K5III 3,602 – 0,40 5,89 –
59381 K5III 3,572 – -1,10 – –
60341 K0III 3,665 – 0,30 1,78 0,842
60522 K5III 3,592 – -0,80 1,48 –
60532 F6IV-V 3,792 8,1 1,60 1,64 0,0003
60986 K0III 3,699 1,1 0,07 2,5 0,313
61064 F6III 3,815 30,1 3,41 1,84 0
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
61603 K5 3,587 – -0,80 4,09 –
61630 K0 3,620 – -0,60 3,0 0,842
61772 K3III 3,591 2,2 -0,50 2,899 –
61935 K0III 3,681 – 0,20 2,37 0,759
62141 K0III 3,698 1,0 1,00 2,15 0,385
62285 K5III 3,593 – 0,00 2,0 –
62345 G8III 3,697 1,6 0,50 2,75 0,249
62412 K1III 3,687 – 0,20 2,899 0,377
62509 K0IIIvar 3,687 1,0 0,60 2,14 0,65
62576 K5III 3,567 – -0,50 4,899 –
62902 K5III 3,622 – -1,00 0,981 0,721
63208 G2III+„, 3,778 5,7 1,00 3,8 0
63352 K0 3,624 – 0,50 2,0 0,833
63697 K3III 3,638 – -0,50 1,69 0,822
63752 K3III 3,610 – 0,20 5,12 –
64106 K2III: 3,663 – -0,50 2,53 0,847
64144 K4III 3,607 – -0,30 1,72 0,813
64152 K0III 3,693 – 0,50 2,42 0,549
64307 K3III 3,614 2,0 1,20 2,87 0,859
65066 K0III 3,685 1,4 0,00 2,0 0,652
65345 K0III 3,697 1,0 0,40 2,499 0,322
65522 K2 3,631 – -0,50 0,999 0,725
65714 G8III: 3,682 – 0,20 4,9059 –
65735 K1III 3,667 1,0 -0,02 1,7 0,834
65801 K0 3,586 – -1,00 1,27 –
66011 G0IV 3,778 13,6 1,20 1,4999 0,0015
66242 G0III 3,766 6,9 -0,42 2,0 0,0012
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
68290 K0III 3,696 – 1,03 2,43 0,325
68312 G8III 3,705 – -0,30 2,79 0,124
68375 G8III 3,703 1,3 -0,30 2,51 0,311
69267 K4III 3,604 2,1 -0,80 2,499 0,855
70272 K5III 3,590 – -1,20 2,1 –
70522 F7III 3,792 12,0 3,29 1,49 0,0005
70647 K5III 3,579 2,5 0,00 3,0 –
71088 G8III 3,690 1,2 0,75 2,25 0,581
71093 K5III 3,615 1,3 -0,80 1,499 0,781
71243 F5III 3,824 28,6 3,51 1,504 0
72292 K3III 3,643 1,0 -0,20 1,709 0,824
72324 G9III 3,680 2,7 1,00 2,0 0,813
72505 K0III 3,655 1,5 0,80 1,24999 0,8
72561 G5III 3,674 6,0 0,50 12,0 –
72779 G0III 3,750 90,0 3,30 2,51 0,0035
73108 K2III 3,655 1,0 0,65 2,25 0,85
73192 K2III: 3,666 – 1,20 2,1 0,847
73471 K2III 3,649 1,9 0,34 3,0 0,831
73599 K1III 3,672 1,0 0,00 2,5 0,825
73840 K3III 3,616 – -0,80 1,99 0,832
73898 G5III 3,703 1,1 -0,58 2,61 0,289
73971 G8III 3,688 2,4 0,60 2,4 0,545
74137 K0IIICN... 3,674 – 0,00 2,1 0,809
74442 K0III 3,671 1,0 0,00 2 0,85
74485 G5III 3,697 6,6 1,00 2,58 0,289
74739 G8Iab: 3,684 – 0,70 3,81 0,291
74918 G8III 3,703 – 0,30 3,0 0,188
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
75523 K0III 3,646 1,0 0,10 2,34 0,853
75556 K0III 3,643 1,2 -0,40 2 0,845
76294 G8III-IV 3,689 2,3 0,50 3,13 0,335
76813 G9III 3,701 2,7 0,39 2,91 0,22
77250 F3IV+„, 3,666 1,6 0,00 3,5 0,531
77353 K0III 3,658 – -0,20 3,178 0,792
77445 K3III: 3,668 – 1,30 3,235 0,675
77912 G8Ib-II 3,679 12,0 1,00 5 –
78154 F7IV-V 3,801 5,8 1,10 1,25 0,0013
78235 G8III 3,705 2,7 0,80 2,5 0,152
78668 G6III 3,696 – 1,30 3,1 0,175
78715 G8III 3,705 2,0 0,50 2,75 0,125
79181 G8III 3,689 – -0,33 2,31 0,575
80499 G8III 3,698 – 1,10 3,24 0,165
80956 G5III-IV 3,711 2,0 0,50 3,1899 0,057
81146 K2III 3,648 1,9 0,10 1,999 0,852
81169 G8III 3,705 – 0,38 2,49 0,161
81799 K1III 3,659 – -0,20 1,69 0,83
82074 G6IV 3,715 2,1 0,30 1,69 0,125
82087 G8III: 3,680 – 0,20 2,89 0,531
82395 K0IIIvar 3,677 1,1 0,20 2,25 0,789
82543 F7IV-V 3,767 4,8 1,60 2,39 0,0006
82635 G8III 3,700 – 0,17 2,49 0,325
82734 K0III 3,681 3,8 1,10 2,85 0,576
82741 K0III 3,687 1,7 0,50 2,45 0,522
83087 K0/K1III 3,686 – -0,82 1,69 0,589
83425 K3III 3,633 1,2 0,19 1,97 0,841
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
83805 G8III 3,694 1,2 0,47 2,52 0,511
84117 G0V 3,788 5,6 2,50 1,13 0,0005
85440 G8III 3,707 – 1,25 1,57 0,226
85444 G6/G8III 3,700 – 1,45 3,45 0,129
85503 K0III 3,648 1,2 0,20 1,514 0,722
86513 G9III: 3,675 – 0,50 2,0 0,813
87682 K1III 3,696 1,2 0,89 2,25 0,365
87837 K4III 3,610 – -0,40 1,6 0,811
89396 K2 3,623 – -0,30 4,5 –
89414 K3III: 3,664 – -0,20 2,41 0,85
89449 F6IV 3,812 17,3 1,30 1,35 0
89962 K3III 3,665 1,0 0,00 1,25 0,777
90040 K1III 3,654 – 0,80 2,47 0,856
90432 K4III 3,609 – -1,00 1,79 0,817
91550 K5III 3,578 – -0,50 – –
91612 G8II-III 3,699 1,5 0,60 3,0 0,18
92424 K2IIIvar 3,650 1,0 -0,20 1,5058 0,722
92523 K3III 3,617 10,0 -1,00 2,0 0,833
92588 K1IV 3,707 1,0 1,00 1,25 0,179
93102 K4III 3,650 1,0 -0,20 2,478 0,857
93244 K1III: 3,665 – -0,20 1,69 0,832
93257 K3III 3,663 – -0,20 1,5 0,825
93291 G4III: 3,702 – 0,50 1,51 0,351
93636 K0 3,661 – -0,20 2,52 0,852
93813 K0/K1III 3,646 – -0,40 2,1 0,852
93833 G8III: 3,673 – 0,00 2 0,85
94084 K2III 3,666 3,1 1,16 1,5 0,824
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
94247 K3III 3,626 1,1 0,20 3,5 0,845
94264 K0III-IV 3,678 1,0 0,00 1,714 0,788
94386 K2III 3,656 1,0 0,20 1,089 0,769
94497 G7III: 3,680 – 0,10 2,0 0,813
94600 K1III 3,668 1,3 0,00 2,0 0,85
94669 K2III 3,664 1,0 0,05 1,7 0,831
94720 K4III 3,590 – -1,00 1,37 –
94747 K0 3,679 – 0,00 1,69 0,784
95272 K1III 3,672 – 0,00 2,44 0,828
95345 K1III 3,661 1,0 -0,20 2,75 0,828
95808 G7III... 3,696 – 0,30 2,53 0,311
95849 K3III 3,649 1,5 -0,20 2,89 0,835
96436 G9IIICN„, 3,693 2,3 0,20 1,899 0,648
96833 K1III 3,661 1,1 1,10 2,76 0,828
97605 K3III 3,664 2,2 -0,50 1,34 0,818
97989 K0III: 3,668 – 1,20 2,47 0,827
98430 K0III 3,666 – 0,00 2,89 0,725
98579 K1III 3,664 – -0,11 1,25 0,8
98839 G8II 3,686 4,0 0,70 3,92 0,611
98960 K3 3,607 – -0,80 1,72 0,813
99167 K5III 3,588 – -1,20 1,5 –
99283 K0III 3,687 1,5 0,26 2,48 0,519
99491 K0IV 3,727 2,6 1,40 0,799 0,054
99998 K4III 3,594 – -1,00 1,68 –
100006 K0III 3,676 1,9 1,20 2,3 0,789
100470 K0III 3,675 1,0 0,00 2 0,813
100615 K0III 3,680 1,0 0,00 2,59 0,731
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
101013 K0p... 3,674 2,0 0,50 2,48 0,826
101133 F5IIIs 3,827 35,5 2,50 2,0 0
101151 K2III 3,631 1,0 -0,60 2,0 0,842
101321 K0III 3,687 – 0,05 1,75 0,611
101484 K1III 3,688 1,7 0,67 2,15 0,625
101673 K3III 3,641 1,2 -0,40 3,3 0,848
101980 K5III 3,593 2,4 -1,00 2,45 –
102224 K0III 3,655 1,1 -0,20 2,5 0,849
102328 K3III 3,639 1,1 -0,40 1,089 0,753
103596 K4III 3,600 – -1,00 1,25 0,753
103605 K1III 3,668 2,4 0,52 1,99 0,849
104055 K2IV 3,642 2,0 0,20 2,13 0,847
104304 K0IV 3,731 2,0 0,90 – –
104356 G8III: 3,651 – 0,80 2,47 0,856
104819 K2III 3,660 – 0,34 – –
104985 G9III 3,680 2,7 -0,09 2,25 0,789
105639 K3III 3,665 1,0 0,00 1,5089 0,825
105678 F6IV 3,795 29,6 1,60 1,6789 0,0003
105707 K2III 3,631 – 0,80 4,15 –
106714 K0III 3,693 1,7 0,50 2,51067 0,513
107295 K0III+„, 3,718 3,7 0,50 2,899 0,041
107328 K1III 3,656 1,3 -0,20 2,0 0,851
107383 G8III 3,683 1,2 0,50 3,3 0,481
107418 K0III 3,677 – 1,10 1,89 0,811
107610 K2III 3,666 – -0,01 1,51 0,825
107950 G7III 3,707 6,6 0,50 2,75 0,125
108063 G4IV 3,757 5,4 1,41 1,49 0,011
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
108381 K2IIICN+„, 3,664 1,6 0,10 1,99 0,851
108471 G8III 3,697 4,1 2,00 3,289 0,165
108722 F5III 3,814 100,0 3,30 1,82 0
108861 G8III-IV 3,687 1,3 0,30 2,5079 0,513
108985 K5 3,595 – 0,30 1,89 0,819
109317 K0IIICN„, 3,683 1,8 0,40 2,249 0,789
109345 K0III 3,676 1,0 0,30 2,069 0,81
109379 G5II 3,704 4,2 0,80 3,4 0,145
109492 G4IV 3,738 4,2 2,81 1,48 0,045
109996 K1III 3,669 1,7 0,00 1,7089 0,834
110014 K2III 3,645 – -0,50 1,89 0,826
111028 K1III-IV 3,687 1,5 0,00 1,4967 0,549
111067 K3III 3,627 1,2 -0,80 1,7 0,821
111295 G8III 3,695 1,9 -0,17 2,48 0,326
112127 K2IIICN+„, 3,641 1,6 2,70 1,0789 0,753
112357 K0III 3,705 – -0,16 1,51 0,226
112570 K0III-IV 3,683 1,4 0,40 2,0 0,813
112989 K1IIIp 3,657 11,0 0,90 5,4389 –
113092 K2III 3,638 2,1 -0,30 2,789 0,851
113226 G8IIIvar 3,697 2,3 1,51 2,75 0,249
113847 K1III 3,662 1,3 -0,20 2,51 0,849
113996 K5III 3,604 1,8 -1,00 1,375 0,766
114038 K2III 3,662 – -0,30 2,37 0,85
114092 K4III 3,625 2,1 -0,60 1,13 0,749
114113 K3III 3,655 – -0,20 2,0 0,851
114149 K0III 3,677 – 0,30 2,0 0,812
114256 K0III 3,681 1,2 1,03 2,41 0,759
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
114642 F6V 3,810 13,3 3,15 1,5189 0
114724 K1III 3,684 2,5 0,20 2,50489 0,7141
114960 K5III 3,621 – 0,10 1,21 0,756
115004 K0III 3,675 5,8 0,90 3,99 0,225
115202 K1III 3,683 – 0,20 1,489 0,773
115310 K0III 3,692 – 0,20 2,489 0,525
115319 G8III 3,690 2,4 1,10 1,84 0,627
115478 K3III 3,634 1,7 -0,40 1,5 0,812
115659 G8III 3,699 4,0 1,30 3,149 0,161
115723 K4.5III 3,624 – 0,30 1,59 0,796
116010 K1III 3,651 1,4 -0,40 2,568 0,852
116292 K0III 3,687 – 1,50 2,52 0,511
116957 K0III: 3,688 – 0,30 2,489 0,516
116976 K1IIICN... 3,669 – 0,70 2,5 0,825
117261 G8III 3,698 3,0 0,00 2,4879 0,325
117404 K5 3,606 – -1,00 1,99 0,821
117710 K2III 3,672 2,7 -0,20 1,6 0,831
118536 K1III 3,656 1,9 1,20 1,99 0,851
119081 K3III 3,633 1,3 -0,50 1,2499 0,773
119126 G9III 3,684 1,3 0,20 2,87 0,575
119992 F7IV-V 3,802 8,3 2,70 1,2109 0,0014
120048 G9III 3,694 3,0 1,00 2,54378 0,519
120164 K0III+„, 3,679 1,0 0,50 2,76 0,624
120420 K0III 3,680 1,0 0,30 2,76 0,624
120452 K0III 3,675 – 0,00 2,45 0,759
120477 K5IIIvar 3,596 2,2 -1,50 1,5 0,779
120602 K0 3,703 – 1,90 2,59 0,3
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
121115 F3V 3,815 – 0,60 1,7 0
121299 K2III 3,669 – 0,00 2,0 0,85
121710 K3IIIvar 3,611 1,3 1,30 3,0 0,861
121980 K5III 3,613 1,9 -0,70 1,5508 0,809
122744 G9III 3,698 3,2 1,00 2,5078 0,325
123173 K2III 3,576 – 0,00 1,12 –
123977 K0III 3,681 1,4 0,20 2,0 0,813
124186 K4III 3,642 1,0 -0,40 1,49 0,816
124294 K3III 3,631 – 0,10 1,89 0,831
124570 F6IV 3,787 5,6 2,80 1,35 0,001
124850 F7V-IV 3,795 14,8 2,06 1,5 0,0005
124897 K2IIIp 3,645 1,0 -0,80 2,5 0,859
125184 G5IV 3,740 1,3 0,80 1,0589 0,031
125451 F5IV 3,832 46,0 1,80 1,36 0
125454 G9III 3,681 – 0,20 2,59 0,731
125560 K3III 3,647 1,0 0,50 1,489 0,722
126035 G7III 3,687 – 0,28 2,11 0,65
126218 K0III 3,692 – 0,40 3,1 0,348
126265 G2III 3,774 6,0 1,04 1,26 0,0061
126400 K0III 3,696 1,4 0,30 1,7089 0,374
127243 G3IV 3,710 3,6 0,60 2,59 0,15
127665 K3III 3,635 1,3 -0,40 1,7 0,824
127700 K4III 3,613 1,9 -1,00 2,137 0,831
127740 F5III 3,802 45,0 2,35 1,7 0
127986 F8IVw 3,792 5,7 1,60 1,6409 0,0003
128000 K5III 3,594 – -1,00 1,7 –
128198 K5III 3,622 – -0,80 1,75 0,822
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
128750 K2III: 3,668 – 0,00 2,0 0,85
128853 G8III 3,695 – 1,28 1,58 0,365
128899 K5III 3,613 – -0,80 3,4 0,838
129245 K3III 3,633 1,5 -0,50 1,5 0,812
129312 G8IIIvar 3,687 6,5 0,70 4,3 –
129336 G8III 3,696 2,6 0,50 2,8923 0,216
129502 F2III 3,832 30,0 3,14 1,57 0
129972 K0III 3,690 – 0,50 2,52 0,511
130025 K0 3,714 – 0,70 2,87 0,123
130705 K4II-III 3,642 – -0,40 1,53 0,818
130945 F7IVw 3,803 18,7 2,30 1,5099 0,0002
130952 G8... 3,687 – 0,20 2,4 0,549
130970 K3III 3,619 2,1 -0,30 1,25 0,759
131040 F5IV 3,827 29,2 2,70 1,41067 0
131507 K4III 3,624 1,6 -0,50 1,867 0,83
132132 K1III 3,663 2,0 0,00 1,99 0,851
132146 G5III: 3,694 – 0,30 3,65 0,211
133124 K4III 3,599 1,6 -1,00 1,6 0,781
133165 K0III 3,681 – 0,00 2,41 0,759
133208 G8III 3,693 2,5 1,20 3,8 0,165
133392 G8III: 3,681 – 0,00 2,0 0,813
133484 F6IV 3,813 21,2 2,70 1,409 0
133485 G8III-IV 3,682 1,6 0,20 2,4289 0,759
133582 K2III 3,645 1,6 -0,60 2,0 0,852
133670 K0III 3,678 – -0,63 1,26 0,651
133774 K5III 3,580 – -1,50 – –
134190 G8III 3,693 – 0,40 2,48 0,525
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
134493 K0III 3,677 1,8 -0,30 2,0 0,813
135402 K2III: 3,649 – -0,30 1,73 0,838
135482 K0III 3,670 1,5 0,50 3,0 0,7
136028 K5III 3,599 – -0,90 2,78 0,852
136064 F9IV 3,784 5,0 2,00 1,25 0,0002
136202 F8III-IV 3,787 4,8 1,00 1,24099 0,0015
136479 K1III 3,677 – 0,50 2,09 0,809
136512 K0III 3,683 2,0 0,20 2,0 0,813
136643 K0 3,642 – 0,70 1,99 0,841
136726 K4III 3,624 1,5 -0,60 2,0 0,833
137071 K4III 3,569 – -0,60 9,0 –
137390 K2III 3,650 1,0 1,40 2,0 0,852
137443 K4III 3,633 – -0,60 1,6 0,819
137704 K4III 3,617 1,0 -0,10 1,889 0,831
138383 K0 3,660 – -0,20 1,27 0,811
138481 K5III 3,580 4,2 -0,50 3,789 –
138716 K1IV 3,685 – 0,00 1,49 0,549
138852 K0III-IV 3,689 1,2 0,30 2,4199 0,547
138905 K0III 3,684 – 1,20 2,489 0,748
139063 K3III 3,625 – 0,30 2,0 0,842
139074 G8III: 3,690 – 0,30 2,5 0,513
139284 K2 3,634 – -0,60 2,1 0,843
139329 K0III 3,672 – -0,25 1,89 0,845
139357 K4III: 3,654 – -0,20 1,89 0,85
139663 K3III 3,635 – -0,40 2,19 0,85
139777 G8IV-V+„, 3,753 5,4 3,00 0,92489 0,011
139778 K1III: 3,669 – 1,20 2,19 0,848
HD TE log(Tef f) vseni ALi M⋆/M⊙ MZC
[K] (km/s)
140573 K2III 3,657 1,6 0,00 1,7 0,831
140716 G9III: 3,672 – 0,60 1,77 0,839
141472 K3III 3,618 – -0,80 3,44 0,839
141680 G8III 3,682 1,9 0,20 2,395 0,759
141714 G5III-IV 3,724 – 1,20 2,41 0,081
141832 K0III 3,687 – 0,38 1,71 0,589
141992 K5III 3,593 – -1,00 1,7 –
142198 K0III 3,685 – 0,20 2,455 0,522
142531 G8III: 3,690 – 0,40 2,49 0,513
143107 K3III 3,647 1,0 -0,30 2,35 0,854
143787 K3III 3,646 – -0,10 1,49 0,722
144585 G5V 3,755 3,7 1,50 1,09 0,011
145000 K1III 3,662 1,0 0,00 2,0 0,851
145001 G8III 3,697 9,9 0,50 3,4 0,137
145148 K1+„, 3,687 1,0 0,00 1,1 0,365
145892 K5III 3,606 – -1,00 1,48 0,763
145897 K3III 3,619 – -0,80 1,98 0,831
146084 K2III 3,660 1,4 -0,11 1,5 0,825
146388 K3III 3,664 1,6 0,60 1,89 0,85
146537 K2 3,629 – -0,60 1,499 0,809
146791 G8III 3,691 – 0,30 1,49 0,549
147266 G8II 3,696 1,2 0,40 2,41 0,328
147352 K6III 3,624 – 0,10 2,11 0,835
147677 K0III 3,690 1,6 0,40 2,24 0,579
147700 K0III 3,686 – 0,30 2,26 0,574
147767 K5III 3,595 3,1 0,30 1,71 0,798
148228 G8III 3,674 1,6 0,00 2,09 0,848
