Aglomerados Globulares Ricos em Metais:

(1)

Departamento de Astronomia

Aglomerados Globulares Ricos em Metais:

Tra¸ cadores da Evolu¸ c˜ ao Qu´ımica da Gal´ axia

Alan Alves Brito

Supervisora: Professora Doutora Beatriz Barbuy

Tese de Doutorado submetida ao Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo, como requisito parcial à obten¸cão do t´ıtulo de Doutor em Ciências. Sub-área de concentra¸cão: Astrof´ısica Estelar.

S˜ao Paulo, 7 de Abril de 2008

(2)

Alves-Brito, Alan

Aglomerados globulares ricos em metais: tra¸cadores da evolu¸cão qu´ımica da Galáxia/Alan Alves-Brito. – São Paulo: [s.n.], 2008.

226f.

Tese (doutorado) - Universidade de São Paulo, Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciências Atmosféricas

Orientador: Beatriz Leonor Silveira Barbuy

1. Abundância estelar 2. Atmosferas estelares 3. Evolu¸cão estelar 4. Galáxias 5. S´ıntese espectral I. T´ıtulo

(3)

meus dois maiores exemplos de disciplina, trabalho, determina¸c~ao e sucesso na vida.

(4)

Agradecimentos

Ao concluir uma etapa importante da minha carreira cient´ıfica, eu gostaria de agradecer a muitas pessoas e institui¸cões que me ajudaram a implementar este importante Projeto de Vida. Certamente não foi fácil chegar até aqui, mas como já dizia o filósofo e escritor Albert Camus, na profundeza do inverno, finalmente aprendi que dentro de mim repousava um verão invenc´ıvel.

A Professora Dra. Beatriz Barbuy, pela orienta¸cão deste trabalho, pelas palavras de incentivo e pelas várias cr´ıticas ao longo destes anos. Muito obrigado por todos os de- safios propostos, pelas oportunidades e situa¸cões ´ımpares que foram cruciais para o meu amadurecimento na vida cient´ıfica. Foram anos de muito aprendizado.

A Dra. Dinah Moreira Allen, pela paciência, pelo suporte, pelos ouvidos atentos, pelo respeito. Eu nunca terei como agradecê-la pela dedica¸cão e amizade. Você foi fundamental para que eu conseguisse chegar até aqui. Muito obrigado, Dinah!

Eu gostaria de especialmente agradecer ao Dr. Jorge Meléndez pela ajuda incondicional durante todo o meu programa de pós-gradua¸cão [mestrado e doutorado] e pelo suporte durante meu Doutorado Sandu´ıche na Australian National University. Dr. Jorge Meléndez

´e um exemplo a ser seguido e uma das minhas mais claras referˆencias cient´ıficas.

I would like to express my sincere gratitude to Dr. Manuela Zoccali, Professor Dante Min- niti and Professor Martin Asplund for their personableness, support, advice and guidance. I would like to thank them for the valuable assistance they provided to me and their strong moral support that assisted my achievements with this work.

Mis mas sinceros agradecimientos a todas las personas del Departamento de Astronom´ıa y Astrof´ısica de la Pontificia Universidad Cat´olica de Chile por la acogida que me dieron en las dos oportunidades que estube all´a. Muchas gracias!

I am also grateful to all the people from the Research School of Astronomy and Astro- physics [RSAA] at the Australian National University [ANU, Australia] and from the Department of Astronomy at the University of Virginia [USA] for making me feel very welcome when I was undertaking a period of doctoral studies there.

Meus agradecimentos aos colegas do Grupo de Popula¸c˜oes Estelares do IAG/USP, aos

(5)

Aos Professores do IAG com os quais convivi ao longo de todos estes anos e tanto aprendi. Em especial aos meus professores em cursos de Pós-Gradua¸cão: Amâncio Fria¸ca, Antônio Mário Magalhães, Gastão Lima Neto, Ronaldo Eustáquio, Walter Maciel e Zulema Abra- ham. Meus cumprimentos especiais às professoras Claúdia Mendes [pela ajuda e suporte em todos os momentos], Silvia Rossi [valeu por tudo!] e Tha´ıs Idiart [minha relatora durante o mestrado].

A Painho [Daniel da Silva Brito], Mainha [Janice Alves Brito] e aos meus irm˜aos [Adriano, Aline e Alison] pelo amor e amizade e por compreenderem a minha ausˆencia. Eu os amo muito.

I would like to specially thank Mr. Michael Mowat for his company and friendship while I was studing at the RSAA/ANU in Australia [Oz]. Canberra will forever be in my mind and in my heart now. Thank you very much, Michael [BAA], for being with me during all great and unforgettable moments in Oz. [LCBFF]. :)

Aos meus amigos de lá, da minha Bahia: Luciana de Matos [minha irmã, minha grande amiga, minha colega de profissão; sonhamos juntos], Iraildes Sales [amiga, corajosa, determinada, inteligente — uma pequena grande notável], Dissinho, Leide, Marcio Santana e Marcelo Santana. A Ozana Barreto, Paula Rúbia, Gal e Bel, quatro mulheres ex- traordinárias!

Aos meus amigos de cá, da cidade que me fez olhar a vida por um outro prisma: Claudio Melioli [meu grande amigo, desde o primeiro instante. Como esquecê-lo?] e Rhowena Jane [eu quero uma casa no campus]. A Manuelle [Manu] e Eduardo [Edu] minhas lembran¸cas diárias da Bahia.

Aos Drs. Denise Gon¸calves, Isaura Fuentes e Ignácio de la Rosa por momentos agradáveis em Sampa e por várias discussões cient´ıficas, seja através de propostas de observa¸cão em astrof´ısica, seja no Folhetim.

Aos meus colegas de Departamento: a Tatiana Laganá [unidos para destruir o exame de qualifica¸cão ”com farinha”] e a Sérgio Scarano e Pâmela Piovezan pelas discussões cient´ıficas em torno dos dados GMOS@GEMINI.

A Professora Dra. Vera Aparecida Fernandes Martin, minha orientadora de IC por 3 anos atrav´es do Programa PIBIC/CNPq. Muito obrigado por iniciar-me no mundo da ciˆencia profissional.

Aos Drs. Paulo Poppe, Selma Rozane e Roc´ıo Melgarejo. Vocˆes foram fundamentais em

(6)

A Marco, Ulysses, Patr´ıcia e Luiz pelas várias ajudas e suporte nos momentos de pânico com este admirável mundo novo da informa¸cão.

Ao pessoal da secretaria do Departamento de Astronomia, da secretaria de Pós-Gradua¸cão e da gráfica do IAG/USP: Marina, Concei¸cão, Rose, André, Marcel, Lélis e Lucimara. Ao povo Brasileiro e ao povo do Mundo afora que através da Funda¸cão de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo [FAPESP], da Coordena¸cão de Aperfei¸coamento de Pessoal de N´ıvel Superior [CAPES], do Conselho Nacional de Pesquisa e Desenvolvi- mento Cient´ıfico e Tecnológico [CNPq] e pelo Latin-American European Network for Astrophysics [Alfa/LENAC] financiaram os meus estudos em n´ıvel de gradua¸cão e pós- gradua¸cão ao longo destes anos.

Muito obrigado aos cientistas e cidadãos comuns da Bahia [Feira de Santana], de São Paulo e do mundo que não estão listados acima, mas que individualmente sabem o quanto con- tribuiram para a minha forma¸cão, não apenas como cientista mas também como cidadão brasileiro e do mundo.

A Deus, t˜ao presente em minha vida, com o melhor de mim e com o que h´a de melhor no outro.

—————————–

O presente trabalho de pesquisa fez uso das seguintes fontes, softwares e/ou banco de dados em Astrof´ısica:

• NASA’s Astrophysical Data System Bibliographic Services (ADS)

• Very Large Telescope

• Gemini North Observatory

• 2MASS - Two Micron All Sky Survey

• IRAF, DAOSPEC, Skycat, DAOImage DS9, Supermongo, Latex 2

(7)

Viver - n~ao ´e? - ´e muito perigoso.

Porque ainda n~ao se sabe. Porque aprender-a-viver é que é o viver, mesmo. O sertão me produz, depois me engoliu, depois me cuspiu do quente da boca... O senhor crê minha narra¸c~ao?”

Jos´e Guimar~aes Rosa (1908-1967) em Grande Sert˜ao: Veredas.

(8)

Sum´ ario

Lista de Siglas e Abreviaturas xv

Grandezas F´ısicas Usadas xviii

Resumo xxi

Abstract xxiii

1 Introdu¸c˜ao Geral 1

1.1 O sistema de aglomerados globulares da Gal´axia . . . 4

1.1.1 Sobre a origem dos aglomerados globulares . . . 6

1.1.2 Abundˆancias qu´ımicas . . . 7

1.1.3 Aglomerados globulares ricos em metais da Gal´axia: halo interno, bojo ou disco espesso? . . . 8

1.2 Escopo da tese . . . 9

2 Observa¸c˜oes e redu¸c˜ao de dados 12 2.1 NGC 6553: amostra UVES@VLT . . . 12

2.1.1 Fotometria e identifica¸c˜ao das estrelas . . . 12

2.1.2 Espectroscopia . . . 14

2.2 NGC 6553 : amostra FLAMES@VLT . . . 17

2.2.1 Espectroscopia e fotometria . . . 17

2.2.2 Delimita¸c˜ao da amostra . . . 18 i

(9)

2.3.1 Fotometria e identifica¸c˜ao das estrelas . . . 21

2.3.2 Espectroscopia . . . 22

2.3.3 Redu¸c˜ao de dados . . . 30

3 NGC 6553: aglomerado globular tra¸cador do bojo da Galáxia 40 3.1 Introdu¸cão — o bojo Galáctico . . . 40

3.2 Parˆametros estelares . . . 44

3.2.1 Velocidades radiais . . . 44

3.2.2 Larguras equivalentes . . . 46

3.3 Parˆametros atmosf´ericos . . . 51

3.3.1 Velocidade de microturbulˆencia . . . 52

3.3.2 Temperaturas efetivas . . . 53

3.3.3 As gravidades superficiais . . . 58

3.3.4 Metalicidade . . . 60

3.3.5 Incertezas na metalicidade . . . 62

3.3.6 ETL versus n˜ao-ETL para a amostra . . . 63

3.4 Razões de abundâncias qu´ımicas: resultados, compara¸cões e interpreta¸cão 63 3.4.1 S´ıntese espectral . . . 63

3.4.2 Lista de linhas e abundˆancia solar . . . 64

3.4.3 Metalicidade: [Fe/H] . . . 68

3.4.4 Elementos α: [O/Fe], [Mg/Fe], [Si/Fe], [Ca/Fe], [Ti/Fe] . . . 74

3.4.5 Elementos Z-´ımpar: [Na/Fe], [Al/Fe] . . . 83

3.4.6 Elementos do pico do ferro: [Mn/Fe], [Cu/Fe], [Zn/Fe] . . . 85

3.4.7 Elementos pesados: [Zr/Fe], [Ba/Fe], [La/Fe], [Eu/Fe] . . . 92

3.4.8 Incertezas nas abundˆancias . . . 94

3.5 Hist´orico de enriquecimento qu´ımico em NGC 6553 e aglomerados globulares ricos em metais da Gal´axia . . . 96

ii

(10)

4.1 Introdu¸c˜ao . . . 104

4.2 Velocidades radiais . . . 106

4.3 Espectro combinado . . . 108

4.3.1 C´alculo das Wλ e normaliza¸c˜ao do cont´ınuo . . . 111

4.3.2 A raz˜ao sinal-ru´ıdo dos espectros . . . 115

4.4 Parˆametros atmosf´ericos . . . 117

4.5 S´ıntese espectral e resultados . . . 119

4.5.1 Elementos α . . . 119

4.5.2 Elementos de Z-´ımpar . . . 121

4.5.3 Elementos pesados . . . 124

4.6 Incertezas . . . 124

4.7 Interpreta¸c˜ao dos resultados . . . 125

5 Anomalias qu´ımicas em M71 131 5.1 Introdu¸c˜ao . . . 131

5.2 An´alise . . . 135

5.2.1 Velocidades radiais observadas e heliocˆentricas . . . 135

5.2.2 Temperaturas . . . 137

5.2.3 Gravidades superficiais . . . 139

5.2.4 ´Indices espectrais . . . 143

5.3 Resultados . . . 146

5.3.1 CN e CH . . . 146

5.3.2 ´Indices de ferro . . . 151

5.3.3 Ca4227 . . . 152

5.3.4 Hβ . . . 154

5.3.5 NaD e Al3953 . . . 157 iii

(11)

5.3.7 S´ıntese espectral de CN e CH . . . 160

5.4 Discuss˜oes . . . 161

6 Conclus˜oes e perspectivas 166 6.1 Sinopse . . . 166

6.2 Perspectivas . . . 169

A S´ıntese espectral 171 A.1 Linhas atˆomicas e moleculares . . . 171

A.2 Modelos de atmosferas . . . 171

A.3 Opacidades . . . 173

A.4 Constante de alargamento colisional . . . 174

A.5 Estrutura hiperfina . . . 175

B ´Indices espectrais medidos 176

Referˆencias 183

iv

(12)

Lista de Figuras

2.1 Proje¸cão de Aittof em coordenadas galácticas (l,b) dos 150 aglomerados globulares da Galáxia catalogados em Harris (1996). C´ırculos cheios: aglomerados globulares pobres em metais com [Fe/H] < -1.00. C´ırculos abertos: aglomerados globulares ricos em metais com [Fe/H] ≥ -1.00. Os aglomerados globulares ricos em metais NGC 6553 [l = +5^◦.25; b = −3^◦^{.03], NGC} 6838 (M71)[l = 56^◦.74; b = −4^◦.56], NGC 6528 [l = +1^◦.14; b = −4^◦^{.17] e} 47 Tucanae [l = 305^◦.90; b = −44^◦.89] estão identificados na figura. . . 13 2.2 Superior: Identifica¸cão das estrelas observadas no campo WFI de NGC

6553 UVES@VLT. Inferior: Mapa de identifica¸cão das observa¸cões com a grade de coordenadas equatoriais. Os eixos Norte, Sul, Leste e Oeste de orienta¸cão do campo são mostrados nas imagens. . . 14 2.3 Superior: espectros das estrelas de NGC 6553 UVES@VLT analisadas com

as suas respectivas velocidades radiais heliocêntricas deteminadas. Infe- rior: diagrama cor-magnitude (V:V − I) de NGC 6553 com fotometria de Ortolani et al. (1995), mostrando os estágios evolutivos das estrelas em estudo (triângulos azuis). . . 16 2.4 (a) Diagrama [Fe/H]-vr para o número total de estrelas (N ∼ 200, c´ırculos

abertos) e para as estrelas selecionadas da amostra (N = 22, c´ırculos fechados) com −0.25 ≤ [Fe/H]≤ −0.05 e −15 ≤ v^hr ≤ +15 kms⁻¹. Os painéis (b) e (c) apresentam, respectivamente, as distribui¸cões de [Fe/H] e vr para o total de estrelas. (d) Mesmo que painel (a), numa escala ampliada. . . . 19 2.5 Mapas de identifica¸cão para a amostra M71 mostrando a parte superior

do campo original de 5’ x 5’ de arco. Os eixos vetoriais Norte e Leste em cada mapa de identifica¸cão estão, respectivamente, à direita e no sentido para cima nas figuras. . . 23

v

(13)

de identifica¸cão estão, respectivamente, à direita e no sentido para cima nas figuras. . . 24 2.7 Diagrama cor-magnitude (V,B-V)0 de M71. (a): pontos pequenos: fotome-

tria de Cudworth (1985) e atualiza¸c˜ao; pontos grandes: estrelas do programa; quadrados abertos: estrelas do programa identificadas em Geffert & Maintz (2000). (b): apenas as estrelas com probabilidade P de pertinˆencia

≥ 80%. Os s´ımbolos são como dados acima. Os parâmetros da isócrona Yonsei-Yale ajustada aos dados estão indicados na figura. . . 25 2.8 Imagem de calibra¸cão de bias nos três diferentes CCDs adotada para cor-

rigir as imagens cient´ıficas (superior) e a estrela padr˜ao (inferior). . . 32 2.9 (a): flat-field normalizado e (b): flat-field combinado, na M´ascara 2 do

programa observacional. . . 33 2.10 Imagem cient´ıfica de M71 na m´ascara 2. Pode-se notar as separa¸c˜oes ou

gaps entre os três CCDs (linhas escuras verticais na imagem). Mais detalhes são explicados no corpo do texto. . . 34 2.11 Exemplo de uma imagem de lâmpada usada para calibrar os espectros em

comprimento de onda. . . 35 2.12 Exemplo de uma imagem subtra´ıda de c´eu para uma das m´ascaras de

M71. Nota-se que há ainda alguns res´ıduos de céu, sobretudo as linhas mais intensas. . . 36 2.13 Fun¸cão de sensibilidade obtida para a estrela EG 131 aplicada a todos os

espectros de M71. . . 38 2.14 Exemplo de espectros calibrados em fluxo. Superior: espectro da estrela

padrão EG 131. Inferior: espectro da estrela 484 (1-55, V = 14.26) observada com a máscara 2. Nota-se alguns ´ındices espectrais de interesse e os gaps devido à separa¸cão dos 3 CCDS. . . 39

3.1 NGC 6553 267092 (a) Espectro observado. (b) Polinômio de Legendre usado na normaliza¸cão do continuum. (c) Espectro dos res´ıduos. (d) Uma pequena região espectral (5852 ≤λ ≤ 5864 ˚A) do espectro observado com algumas linhas em absor¸cão identificadas. . . 45

vi

(14)

velocidade de microturbulência e metalicidade para a estrela NGC6553 II-64 com dados obtidos por fotometria (esquerda) e por espectroscopia (direita). Na figura, a constante a refere-se ao coeficiente angular do ajuste linear aos dados. Alto: FeI vs. χ. Meio: FeI vs. Wλ. Baixo: Fe I (c´ırculos) e Fe II (quadrados) vs. Wλ. As linhas tracejadas correspondem aos valores médios encontrados usando somente as medidas dentro de 1σ do valor médio. 61 3.3 Ajustes de HFS para linhas de Mn no Sol e em Arcturus: espectro obser-

vado (linha sólida); espectro sintético (linha pontilhada); espectro sintético usando o loggf total de VALD para a linha 6016 ˚A (linha tracejada). . . 65 3.4 Diferentes valores de metalicidade encontrados na literatura para NGC

6553 através dos anos. Os quadrados abertos são para os trabalhos real- izados utilizando fotometria, enquanto que os quadrados fechados são para aqueles baseados em espectroscopia. . . 71 3.5 Espectro da estrela gigante II-85: compara¸cão entre o espectro estudado

em Barbuy et al. (1999b), obtido com telescópio de 3.6m e espectrógrafo CASPEC de R ∼ 20000 (a) e o do presente estudo obtido com o VLT de 8.2m e espectrógrafo UVES de R∼55000. . . 73 3.6 Diagrama de diagnóstico qu´ımico: varia¸cão da abundância dos elementos-α

com a metalicidade com base na figura 1 de McWilliam (1997). . . 75 3.7 Painel superior: S´ıntese espectral do tripleto de magn´esio em 6318.7 ˚A,

6319.2 ˚A, 6319.4 ˚A na estrela II-85, calculada com [Mg/Fe] = +0.27 (linha pontilhada, melhor ajuste), [Mg/Fe] = +0.37 (linha curta tracejada) e [Mg/Fe] = +0.17 (linha longa tracejada). Painel inferior: S´ıntese espectral da linha de sil´ıcio 5948.548 ˚A na estrela II-85 calculada com [Si/Fe]

= +0.20 (linha pontilhada, melhor ajuste), [Si/Fe] = +0.30 (linha curta tracejada) e [Si/Fe] = +0.10 (linha longa tracejada). . . 78 3.8 Raz˜oes [Ca/Fe] em aglomerados globulares do bojo (c´ırculos fechados)

comparadas com estrelas de campo do bojo (c´ırculos abertos) e estrelas de campo do disco espesso (quadrados). Na nota¸c˜ao espec´ıfica para NGC6528, NGC6528:G1 corresponde a an´alise feita por Zoccali et al. (2004) e NGC6528:G2 em Origlia et al. (2005a). . . 79

vii

(15)

(estrelas) e (ii) abundˆancias m´edias com base em 4 estrelas de Cohen et al. (1999) (quadrados). . . 80

3.10 Padr˜ao [α/Fe] de abundˆancias nas quatro estrelas de NGC 6553 (c´ırculos fechados) comparado com as estrelas de campo do bojo (c´ırculos abertos) de Lecureur et al. (2007) e em estrelas de campo do disco espesso (cruzes) de Reddy et al. (2006). . . 82

3.11 Painel superior: Razão [O/Fe] para gigantes do bojo (triângulos em vermelho), do disco espesso (c´ırculos cheios em azul), do disco fino (c´ırculos abertos em verde) e do halo (estrelas). Painel inferior: Razão [(C+N)/Fe] de abundância para gigantes do bojo (triângulos em vermelho), do disco espesso (c´ırculos cheios em azul), do disco fino (c´ırculos abertos em verde) e do halo (estrelas). Barras t´ıpicas de erro são apresentadas na figura. . . . 84

3.12 [Mn/Fe] versus [Fe/H] para diferentes amostras de estrelas: (i) abundância média para os aglomerados globulares ricos em metais neste trabalho e em M71 com dados de Ram´ırez & Cohen (2002) (c´ırculos fechados). As barras de erro correspondem à dispersão dos dados. (ii) Aglomerados abertos analisados por Carretta et al. (2005) e Bragaglia et al. (2006) (c´ırculos abertos). (iii) Estrelas de campo do disco com dados de Reddy et al. (2003, 2006) (cruzes). (iv) Galáxia anã Sagittarius com dados de Bonifacio et al. (2000) (pentágonos) e McWilliam et al. (2003a,b) (quadrados), e (v) estrelas de campo do bojo de McWilliam et al. (2003a,b) (triângulos). A linha pontilhada na figura corresponde ao comportamento esperado para a vizinhan¸ca solar, equanto que a linha cheia corresponde ao que se espera para o bojo da Galáxia. Ambas previsões teóricas foram fornecidas pela Dra. Gabriele Cescutti. . . 90

3.13 [Cu/Fe] versus [Fe/H]. Exceto para Sagittarius, cujas razões foram obtidas por McWilliam et al. (2005), os s´ımbolos e referências são como dados na figura 3.12. . . 91

3.14 [Zn/Fe] em fun¸cão da metalicidade [Fe/H]. S´ımbolos e referências são como dados na figura 3.12. . . 93

viii

(16)

47 Tucanae e NGC 6528 (c´ırculos fechados) comparadas ao padrão de abundâncias qu´ımicas das estrelas de campo do bojo (c´ırculos abertos) de Lecureur et al. (2007) e estrelas de campo do disco espesso (cruzes) de Reddy et al. (2006) com base em linhas de alto potencial de excita¸cão OI em 7771 ˚A. As razões [Mg/Fe], [Na/Fe] e [Al/Fe] são apresentadas nos painéis (b), (c) e (d), respectivamente. . . 100 3.16 Razões médias de [Ba/Fe] (painel a), [Eu/Fe] (painel b) e [Ba/Eu] (painel

c) para NGC 6553, HP-1, NGC 6558, 47 Tucanae e NGC 6528 (c´ırculos fechados) comparadas ao padrão de abundâncias qu´ımicas das estrelas de campo do disco espesso (cruzes) de Reddy et al. (2006). No painel c a linha cheia marca a razão [Ba/Eu] = −0.70, onde a contribui¸cão na produ¸cão dos elementos pesados seria apenas pelo processo r. . . 101

4.1 Histograma mostrando a distribui¸cão das velocidades radiais observadas nas 22 estrelas selecionadas de NGC 6553@FLAMES nas 3 redes de difra¸cão: HR11 (linha cheia em azul), HR13 (região sombreada, linha pontilhada em verde) e HR15 (linha tracejada em vermelho). . . 107 4.2 Compara¸cão entre os espectros individuais (linha cheia) e o espectro com-

binado (linha pontilhada) de NGC 6553 FLAMES@VLT. As temperaturas efetivas das estrelas individuais crescem na figura do painel (a)-(e) variando de 4350 ≤ T^eff ≤ 4900 K. . . 110 4.3 Espectro combinado nas trˆes diferentes redes usadas: (a) HR11, (b) HR13 e

(c) HR15. No painel (d) apresentamos uma por¸c˜ao do espectro combinado da ordem HR13 na regi˜ao [OI] 6300 ˚A. . . 111 4.4 Espectro combinado e normalizado de NGC 6553 na ordem HR13, com

linhas atômicas (superior) e moleculares (inferior) identificadas na região. O espectro equivale a cerca de 22 horas de observa¸cão no VLT. . . 118 4.5 Determina¸cão dos parâmetros atmosféricos espectroscópicos usando o Abonj:

(a) [FeI/H] vs χ; (b) [FeI/H] vs Wλ; (c) [FeII/H] vs χ e (d) [FeII/H] vs Wλ. 120 4.6 S´ıntese espectral do magn´esio. (a): Linha de MgI 5711.080 ˚A. (b): Regi˜ao

sintetizada do tripleto de magn´esio. Os valores e s´ımbolos s˜ao explicados na figura. . . 121

ix

(17)

abundˆancias obtidos s˜ao apresentados na figura. . . 122 4.8 Exemplo da s´ıntese espectral (linha pontilhada) para a linha Ti I 6336

˚A comparada ao espectro combinado (linha cheia). Obtivemos para esta linha uma sobreabundˆancia [Ti/Fe] = +0.38. A linha mais grossa no canto esquerdo inferior da figura marca a presen¸ca de linhas moleculares no espectro.123 4.9 Exemplo de s´ıntese espectral para a linha de BaII 6141.700 ˚A, da qual

obtemos [Ba/Fe] = −0.38. . . 124 4.10 Padr˜ao de abundˆancias de NGC 6553 obtido com espectros individuais

UVES@VLT (triˆangulos) e no espectro combinado com espectros FLAMES@VLT (c´ırculos). . . 126 4.11 [O/Mg] em fun¸c˜ao da metalicidade para NGC 6553 e para aglomerados

globulares pobres e ricos em metais estudados em nosso Grupo de Pesquisa (c´ırculos cheios) e em estrelas de campo do bojo (c´ırculos abertos) de Lecureur et al. (2007). Barras de erro t´ıpicas são apresentadas na figura. . 128 4.12 [Na/O] em fun¸cão da razão [Fe/H] para NGC 6553 e para aglomerados

globulares pobres e ricos em metais estudados em nosso Grupo de Pesquisa (c´ırculos cheios) e em estrelas de campo (c´ırculos abertos) de Lecureur et al. (2007). As barras de erro t´ıpicas s˜ao apresentadas na figura. . . 129 4.13 Compara¸c˜ao entre os espectros observados combinados de NGC 6553 (linha

cheia) e para o campo Blanco -6^◦ (linha pontilhada) na regi˜ao 6350-6370 ˚A. 130

5.1 Rea¸c˜oes nucleares envolvidas no ciclo CNO. Figura apresentada em Arnould et al. (1999). . . 133 5.2 Rea¸c˜oes nucleares envolvidas nos ciclos Ne:Na e Mg:Al. Figura apresentada

em Arnould et al. (1999). . . 133 5.3 Distribui¸cão das velocidades radiais heliocêntricas de M71 obtidas através

do método de correla¸cão cruzada de Fourier. . . 136 5.4 Calibra¸cões de temperatura para estrelas gigantes (Alonso et al. 1999, 2001,

c´ırculos e quadrados) e para estrelas anãs (Alonso et al. 1996, triângulos) entre 0 ≤ (B-V)ô ≤ 1.5 e [Fe/H] = −0.73. . . 138

x

(18)

ferior: demonstra¸cão de como é feito o cálculo de um ´ındice espectral usando o ´ındice de Hβ para um dos espectros de M71. A banda central (região sombreada em verde com linhas horizontais) e os pseudo-cont´ınuos no azul (região sombreada em azul com linhas inclinadas) e no vermelho (região sombreada em vermelho com linhas inclinadas) são apresentados. O fluxo médio em cada pseudo-cont´ınuo é usado para linearmente interpolar o pseudo-cont´ınuo através da banda central. O ´ındice é calculado através da razão de fluxos no cont´ınuo (Fc) e na banda central (Find) integrados entre λ1 e λ2. . . 145 5.6 (a): CN1 versus magnitude V e (b) CN1 versus (B-V)0 para a amostra de

M71, destacando o locus CN-forte (c´ırculos cheios) e CN-fraco (c´ırculos abertos). As barras de erro correspondem ao desvio padr˜ao das medidas. . 148 5.7 Diagrama cor-magnitude (V,B-V) de M71 mostrando o grupo CN-forte

(estrelas) e CN-fraco (c´ırculos cheios). As estrelas anãs e subgigantes apresentadas (quadrados cheios) não permitem qualifica¸cão de grupo com base em suas respectivas intensidades de CN. . . 149 5.8 Índice CN1 em fun¸cão da gravidade superficial. Vé-se que, em decorrência

da baixa razão S/N, as estrelas com V > 15.5 (logg & 2.4) não apresentam uma clara separa¸cão CN-forte:CN-fraco. As barras de erro são como discutidas no texto. . . 150 5.9 Banda G4300 em fun¸cão da magnitude, onde os grupos CN-forte (c´ırculos

cheios) e CN-fraco (c´ırculos abertos) est˜ao apresentados separadamente. As barras de erro s˜ao como discutidas no texto. . . 151 5.10 Estrelas 390 (linha cheia, CN-forte) e 399 (linha pontilhada, CN-fraco) de

M71 mostrando a regi˜ao das bandas moleculares de CN e CH. . . 152 5.11 Painel superior: ´ındice Mg2 versus CN1. Painel inferior: ´ındice Mg2 versus

Teff. As barras de erro são como discutidas no texto. . . 153 5.12 Índice de Ca4227 como uma fun¸cão da tempertaura efetiva. As barras de

erro s˜ao como discutidas no texto. . . 154 5.13 Painel superior: Ca4227 versus <Fe>, com hFei = (Fe4383 + Fe5270 +

Fe5335 + Fe5406)/4. Painel inferior: Ca4227 versus Mg2. As barras de erro s˜ao como discutidas no texto. . . 155

xi

(19)

5.15 Painel superior: NaD versus CN1. Painel inferior: Al3953 versus CN1. As barras de erro apresentadas nas figuras s˜ao como explicadas ao longo do texto. . . 158 5.16 Painel superior: Al3953 versus NaD. Painel inferior: Mg2 versus Al3953.

As barras de erro apresentadas nas figuras são como explicadas no texto. . 159 5.17 Espectro observado (linha pontilhada) e espectro sintético (linha sólida)

na região das bandas moleculares de CN e CH. Superior: Estrela 390 (CN-forte): (Teff, logg, vt) = (4434 K, 1.54, 1.5 kms⁻¹) com cálculo para [C/Fe]=0.0 e [N/Fe]=+1.0; Inferior: Estrela 399 (CN-fraco): (4419 K, 1.8, 1.5 kms⁻¹) com cálculo realizado para [C/Fe]=0.0 e [N/Fe]=+0.50. . . 162

xii

(20)

Lista de Tabelas

2.1 Jornal das observa¸cões NGC 6553 UVES@VLT. . . 17 2.2 Jornal das observa¸cões NGC 6553 FLAMES@VLT. . . 20 2.3 Estrelas do programa M71 GMOS@GEMINI: identifica¸cão das estrelas (1,

como dada nas máscaras GMOS e em Cudworth (1985)), coordenadas equatoriais (2)-(3), velocidade radial [km/s] (4), probabilidade P de pertinência (5, como dada em Cudworth (1985) e em comunica¸cão privada de 2006), magnitude V (6), cores (7)-(8). . . 26 2.4 Descri¸cão dos dados M71 GEMINI-GMOS, sob Projeto GN2002B-Q42. . . 31

3.1 Larguras equivalentes medidas e respectivas incertezas: Wλ _{± σ}Wλ ^[m˚^A].

Os valores de loggf adotados na coluna (4) são do NIST (Martin et al. 2002; Fuhr & Wiese 2006)para as linhas de Fe I e de Meléndez & Barbuy (2008) para as linhas de Fe II. . . 48 3.2 Temperaturas fotométricas Teff derivadas usando V −I, V −K e J −K com

base nas rela¸c˜oes de AAM99. Abaixo, (V − I)^C0 e (V − I)^J0 faz referˆencia

às cores já corrigidas da extin¸cão interestelar nos sistemas fotométricos Johnson e Cousins, respectivamente. . . 57 3.3 Parâmetros estelares e atmosféricos finais . . . 62 3.4 Lista de linhas atômicas usada para a s´ıntese espectral: (1) espécie atômica,

(2) comprimento de onda, (3) potencial de excita¸c˜ao, (4) constante de amortecimento C6 e (5) loggf. . . 66 3.5 HFS para linhas de Mn I. . . 69 3.6 HFS para linhas de Cu I. . . 70 3.7 Compara¸c˜ao das Wλ das linhas de FeI usadas neste trabalho em comum

com o trabalho de Barbuy et al. (1999b). . . 73 xiii

(21)

3.9 Razões de abundância média para Mn, Cu, e Zn para estrelas em NGC

6553, 47 Tuc e NGC 6528. . . 86

3.10 Abundˆancias m´edias obtidas. . . 95

3.11 Erros estimados sobre as abundâncias variando ∆Teff = ±100 K, ∆log g = ±+0.3 e ∆v^t = ±0.2 km s⁻¹. O erro total é dado na última coluna. . . . 97

3.12 Razões médias de abundâncias nos aglomerados globulares ricos em metais analisados pelo Grupo de Popula¸cões Estelares do IAG/USP. . . 98

4.1 Velocidades radiais observadas em cada rede de difra¸cão com respectivas FWHM [p´ıxel] calculadas. A velocidade radial heliocêntrica é dada na ´ ultima coluna. . . 108

4.2 Parˆametros atmosf´ericos para as 22 estrelas individuais de NGC 6553 . . . 109

4.3 Lista de linhas e larguras equivalentes medidas com respectivas incertezas. 112 5.1 Magnitude, cores e parâmetros atmosféricos para as estrelas do programa: identifica¸cão das estrelas (1, como dado em Cudworth (1985)), coordenadas das estrelas J2000 (2)-(3), magnitude V (4), cores das estrelas (5)-(6), magnitude bolométrica (7), gravidades superficiais [dex] (8) e temperaturas [K] (9). . . 139

5.2 Defini¸c˜ao dos ´ındices . . . 144

5.3 Compila¸c˜ao dos valores de metalicidade para M71 . . . 161

B.1 ´Indices espectrais medidos e respectivas incertezas associadas. . . 176

xiv

(22)

Lista de Siglas e Abreviaturas

2MASS Two Micron All Sky Survey

AAM99 Alonso et al. 1999, 2001

AGB Asymptotic Giant Branch

BSS Blue Stragglers

CCD Charge Coupled Device

CDM Cold Dark Matter

CIT California Institute of Technology

DAOSPEC Dunlop Astrophysical Observatory Spectroscopy

DCM Diagrama Cor-Magnitude

DN Data Number

ELS62 Eggen, Lynden-Bell & Sandage (1962)

ELT Extremely Large Telescope

ESO European Southern Observatory

ETL Equil´ıbrio Termodin^amico Local

FITS Flexible Image Transport System

FWHM Full Width at Half Maximum

FLAMES Fibre Large Array Multi Element Spectrograph FORS2 FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph

FORTRAN FORmula TRANslation

GLIMPSE Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire

GMOS Gemini Multi-Object Spectrograph

xv

(23)

HFS Hyperfine Structure

HST Hubble Space Telescope

HR Hertzsprung-Russell

IMF Initial Mass Function

IRAF Image Reduction Analysis Facility

MACHO Massive Compact Halo Objects

MARCS Model Atmosphere in a Radiative Convective Scheme

MDF Metallicity Distribution Function

MIDAS Munich Image Data Analysis Systems

MFIV M´etodo do Fluxo do Infravermelho

MS Main Sequence

NIST National Institute of Standards & Technology

RGB Red Giant Branch

SDSS Sloan Digital Sky Survey

SFR Star Formation Rate

SNs Supernovas

SSP Simple Stellar Populations

SGB Subgiant Branch

SZ78 Searle & Zinn (1978)

TCS Telesc´opio Carlos S´anchez

UT Universal Time

UVES Ultraviolet Visual Echelle Spectrograph

VALD Vienna Atomic Line Database

VLT Very Large Telescope

WFI Wide-Field Imager

WMAP Wilkinson Microwave Anisotropy Probe

xvi

(24)

Wλ Largura(s) Equivalente(s)

xvii

(25)

Nesta se¸cão algumas das variáveis usadas na tese, bem como suas respectivas unidades (às vezes dadas no Sistema Internacional e outras vezes no sistema CGS), são listadas. Para mais detalhes recomenda-se ao leitor uma busca na literatura cient´ıfica especializada.

1. Quantidades Cinem´aticas, Espaciais, Temporais, Dinˆamicas e Adimension- ais:

• α^J2000^,δ^J2000^: coordenadas equatoriais [hora,minuto,segundo].

• l,b: coordenadas gal´acticas [grau]. 1grau = 3600” de arco.

• h: altura [m]

• v^r^: velocidade radial observada [kms⁻¹].

• v^h^r^: velocidade radial helioc^entrica [kms⁻¹].

• z: redshift (z > 0) ou blueshift (z <0).

• c: velocidade da luz. c = 2.99792458 x 10⁵ ^kms⁻¹^.

• (m-M)^V^: ^m´odulo de dist^ancia.

• t^ql^: tempo de queda livre.

• t^din^: ^{tempo din^}^amico.

• R^gal ^: raio galactoc^entrico [kpc]. 1pc = 3.086 _{× 10}¹³ km.

• UA: unidade astron^omica. 1UA = 1.496×10¹¹ ^m.

• X, Y, Z: coordenadas gal´acticas retangulares [kpc].

• c: par^ametro de concentra¸c~ao de um aglomerado globular. xviii

(26)

• R: poder resolutor. R = λ/∆λ.

2. Quantidades Fotom´etricas:

• B,V: magnitudes ´opticas nas bandas B e V.

• J, H, KS^: bandas J,H,K_S 2MASS no infravermelho.

• (B-V)^o^: ^{cor intr´}^ınseca.

• E(B-V)^o^: ^extin¸^c~ao interestelar.

• BC: corre¸c~ao bolom´etrica.

• M^V^: magnitude visual da estrela.

• M^bol,^: magnitude bolom´etrica do Sol. Mbol, = 4.75.

• M^bol^: magnitude bolom´etrica da estrela.

• L^: luminosidade do Sol. L = 3.8515 x 10²⁶ Js⁻¹.

• L: luminosidade da estrela.

• Fλ ^: fluxo de uma estrela.

• F^c ^: fluxo definido pelo pseudo-cont´ınuo.

3. Quantidades F´ısicas Estelares:

• logg : gravidade superficial g [cms⁻²] parametrizada [dex].

• logg ^: gravidade superficial do Sol [dex]. logg = 4.44 dex.

• v^t^: velocidade de microturbul^encia [kms⁻¹].

• M^: massa do Sol [SI,CGS]. 1M = 1.99 _{× 10}³⁰ kg.

• M: massa da estrela [SI,CGS].

• T^eff^: temperatura efetiva da estrela [K]. xix

(27)

• θ: inverso da temperatura efetiva. θ = 5040/T^eff^.

• W^λ ^: largura(s) equivalente(s) [m˚A]. 1˚A = 10⁻¹⁰m.

4. Quantidades Atˆomicas e Moleculares:

• λ: comprimento de onda da radia¸c~ao eletromagn´etica [˚A].

• χ: potencial de excita¸c~ao de uma transi¸c~ao at^omica-molecular [eV].

• loggf: for¸ca de oscilador.

• C6: constante de amortecimento.

• A: massa at^omica.

• Z: n´umero at^omico.

5. Quantidades Estat´ısticas:

• P: probabilidade P de pertin^encia das estrelas individuais de um aglomerado.

• S/N: raz~ao sinal-ru´ıdo dos espectros [pixel⁻¹^].

• N: n´umero total de uma certa medida.

• σ: desvio padr~ao das medidas.

• σ^wλ^: incerteza sobre as larguras equivalentes.

xx

(28)

Resumo

Aglomerados globulares ricos em metais desenvolvem papel fundamental como tra¸cadores do histórico de forma¸cão estelar e enriquecimento qu´ımico da Galáxia. Abundâncias qu´ımicas de elementos chave nestes objetos nos permite inferir sobre as escalas de tempo de forma¸cão do disco espesso e do bojo onde muito deles são encontrados.

O objetivo do presente trabalho é determinar a metalicidade ([Fe/H]) e razões elementais de abundâncias (elementos α, Z-´ımpar, pico do ferro, processos s e r) em estrelas individuais de NGC 6553, aglomerado globular rico em metais do bojo da Galáxia, elementos do pico do ferro (Mn, Cu e Zn) em NGC 6528 e 47 Tucanae, além de ´ındices espectrais (CN, CH, Na, Fe, Mg e Al) de 89 estrelas em M71, aglomerado globular considerado referência no estudo de popula¸cões ricas em metais. Nossos resultados trazem v´ınculos observacionais importantes sobre o histórico de forma¸cão estelar e enriquecimento qu´ımico no regime de mais alta metalicidade de nossa Galáxia, além de ajudar a entender a origem nucleossintética dos vários elementos estudados.

Os espectros ópticos de estrelas gigantes de NGC 6553, NGC 6528 e 47 Tucanae foram obtidos através dos espectrógrafos UVES e FLAMES do Very Large Telescope. A análise destes espectros baseia-se nos modelos MARCS de atmosferas estelares usando um conjunto de parâmetros estelares obtidos por fotometria e por espectroscopia. As abundâncias qu´ımicas foram obtidas por s´ıntese espectral de linhas individuais. No que tange M71, foram observadas estrelas do Turn-off ao topo do Ramo das Gigantes (0.87 < log g < 4.65) do aglomerado, usando o espectrógrafo multi-objeto GMOS do Observatório Gem- ini Norte. Foram obtidas velocidades radiais, cores, temperaturas efetivas, gravidades superficiais e ´ındices espectrais para a amostra.

Obtivemos metalicidade [Fe/H]= −0.20 para NGC 6553, além de sobreabundância nos elementos α de Mg e Si ([Mg/Fe]=+0.28, [Si/Fe]=+0.21), abundância solar de Ca e Ti ([Ca/Fe]=+0.05, [Ti/Fe]=−0.01) e sobreabundância moderada para o elemento Eu do processo r, com [Eu/Fe] = +0.10. Os elementos do pico do ferro nas amostras de NGC 6553, NGC 6528 e 47 Tucanae apresentam valores médios de −0.44 ≤ [Mn/Fe]

≤ −0.35, −0.10 ≤ [Cu/Fe] ≤ +0.00 e −0.05 ≤ [Zn/Fe] ≤ +0.18. Apresentamos ainda xxi

(29)

anteriores no que concerne a bimodalidade de CN e anticorrela¸cão CN-CH em estrelas de M71. Encontramos uma correla¸cão CN-Na e Al-Na, além de uma anticorrela¸cão Mg- Al. Fizemos uma compara¸cão de nossos resultados de abundâncias com os dispon´ıveis na literatura, não apenas para estrelas de aglomerados globulares ricos em metais, mas também para estrelas de campo.

As razões elementais de abundâncias em NGC 6553 parecem muito similar às razões elementais de NGC 6528. O padrão de abundâncias qu´ımicas de NGC 6553 fortalece a idéia de que este aglomerado pertence de fato ao bojo da Galáxia e pode ainda indicar um histórico rápido de evolu¸cão qu´ımica no bojo da Galáxia dominado por SNs do Tipo II. No caso de M71, uma combina¸cão do mixing convectivo e polui¸cão primordial por estrelas AGBs ou massivas nos estágios iniciais do aglomerado são requisitados para explicar as observa¸cões. Encontramos evidências de que os aglomerados globulares ricos em metais foram formados a partir de um material pré-enriquecido em metais.

xxii

(30)

Abstract

Metal-rich globular clusters play an important role as tracers of the history of star formation and chemical enrichment of the Galaxy. Abundances of key elements in these objects allow us to constrain the formation timescale of the Galactic thick disk and bulge, where many of them are found.

The purpose of this study is to determine the metallicity ([Fe/H]) and elemental ratios (α-, odd-Z, iron-peak, s- and r-process elements) in individual stars of the metal-rich bulge globular cluster NGC 6553, the iron peak-elements (Mn, Cu and Zn) in NGC 6528 and 47 Tucanae, as well as CN, CH, Na, Fe, Mg and Al indices in spectra of 89 stars of the template metal-rich globular cluster M71. Our results will draw important information about the star formation and chemical enrichment of our Galaxy in the highest metallicity regime, besides constraining the nucleosynthetic origin of all elements studied.

Optical spectra of giant stars in NGC 6553, NGC 6528 and 47 Tucanae are recorded by using the high-resolution UVES and FLAMES spectrographs on the Very Large Tele- scope. The analysis is based upon one-dimension, MARCS’s local thermal equilibrium (LTE) model atmospheres using a set of photometric and spectroscopic stellar parameters. The chemical abundances are derived by spectral synthesis of individual lines. Concern- ing M71, stars from the Turn-off up to the Red Giant Branch (0.87 < log g < 4.65) observed with the GMOS multi-object spectrograph at the Gemini-North telescope are analyzed. Radial velocities, colours, effective temperatures, gravities and spectral indices are determined for the sample.

A metallicity [Fe/H]= −0.20 dex is derived for NGC 6553, together with α-element enhancement of Mg and Si ([Mg/Fe]=+0.28, [Si/Fe]=+0.21), solar Ca and Ti ([Ca/Fe]=+0.05, [Ti/Fe]=−0.01), and a mild enhancement of the r-process element Eu with [Eu/Fe] = +0.10. The sample stars of three metal-rich globular clusters (NGC 6553, NGC 6528 and 47 Tucanae) show mean values of −0.44 ≤ [Mn/Fe] ≤ −0.35, −0.10 ≤ [Cu/Fe] ≤ +0.00, and −0.05 ≤ [Zn/Fe] ≤ +0.18. We present a very high S/N and high-resolution com- posite spectrum of NGC 6553 by coadding 22 spectra of red giant stars in this cluster. Previous findings related to the CN bimodality and CN-CH anticorrelation in stars of

xxiii

(31)

not only for stars in metal-rich globular clusters but also for field stars is done.

NGC 6553 appears to be very similar in its element abundance ratios to NGC 6528. The chemical abundance pattern of NGC 6553 supports the idea that this cluster belongs to the Galactic bulge and might indicate a rapid chemical evolution history dominated by Type II Supernovae in the Galactic bulge. A combination of convective mixing and a primordial pollution by AGB or massive stars in the early stages of the globular cluster formation is required to explain the M71 observations. We find evidence that the metal- rich globular clusters were formed from a pre-enrichment material.

xxiv

(32)

Cap´ıtulo 1

Introdu¸c˜ ao Geral

Desde o trabalho clássico do astrônomo E. Hubble sobre a sistematiza¸cão de 400 nebulosas extragalácticas (Hubble 1926), tentar entender como as galáxias se formam tem sido uma das questões fundamentais da astrof´ısica e, neste século XXI, da cosmologia observacional. Embora a nossa compreensão geral sobre a forma¸cão das galáxias no universo tenha ex- perimentado avan¸cos significativos nos últimos anos, devido principalmente à constru¸cão de grandes telescópios (8-10 metros) e ao desenvolvimento de novas técnicas de deteçcão e análise de dados observacionais, não há ainda um modelo único capaz de descrever, em detalhes, como se deu a forma¸cão e evolu¸cão das galáxias.

Neste sentido, a astrof´ısica contemporânea tem procurado interpretar resultados observacionais à luz da teoria f´ısica para compreender a forma¸cão e as interconexões entre as principais componentes galácticas. Para a galáxia melhor estudada — a nossa própria, a Via Láctea—, seguindo o conceito de popula¸cões estelares de Baade (1944), isso tem sido implementado através da determina¸cão da idade e das propriedades cinemáticas, dinâmicas e qu´ımicas das popula¸cões estelares de suas quatro sub-estruturas: o halo, o bojo e os discos fino e espesso (Majewski 1993; Freeman & Bland-Hawthorn 2002, para uma revisão).

Ao buscar responder algumas das muitas perguntas básicas sobre o que determina a taxonomia (tipos), a morfologia, o ambiente e a evolu¸cão das galáxias, além de como se deu a distribui¸cão e a forma¸cão das estrelas e por que as estrelas tendem a concentrar-se em aglomerados, Eggen et al. (1962, ELS62) e Searle & Zinn (1978, SZ78) propuseram os modelos clássicos mais discutidos na literatura sobre a forma¸cão da Galáxia.

No modelo do colapso monol´ıtico de ELS62 a forma¸cão da Galáxia de deu de forma rápida e ordenada, com o tempo de colapso da nuvem protogaláctica (M ∼ 10⁸^M) da ordem do

(33)

tempo de queda-livre¹. Neste cenário, durante o colapso rápido, as condensa¸cões origina- das e a energia irradiada do gás quente (processo dissipativo) foram suficientes para gerar os aglomerados globulares e as estrelas pobres em metais do halo da Galáxia. O modelo de ELS62 foi proposto a partir das observa¸cões de 221 estrelas anãs de campo do halo. Eles notaram que o aumento do excesso de cor no ultravioleta das estrelas, interpretado como a assinatura para baixas abundâncias metálicas, era acompanhado por um aumento na energia, ou seja, na excentricidade da órbita destas estrelas e por uma diminui¸cão no momento angular orbital. No cenário ELS62, a escala de tempo para transformar o gás da nuvem em estrelas e o momento angular da nuvem protogaláctica são os dois parâmetros principais que controlam a morfologia da galáxia resultante (Lynden-Bell 1967). Segundo ELS62, no regime de alto momento angular, se a escala de tempo de transforma¸cão do gás em estrelas for superior a escala de tempo dinâmico (t_din > 10⁸ anos) da nuvem, as galáxias resultantes serão preferencialmente tipo disco e processos dissipativos continuarão aquecendo o disco para formar outras gera¸cões de estrelas. Por outro lado, se a forma¸cão da galáxia for acompanhada por uma baixa taxa de momento angular em escalas de tempo inferiores à escala de tempo dinâmico, necessariamente as galáxias resultantes do processo serão do tipo esferoidais. Numa interpreta¸cão deste cenário, as estrelas de galáxias early type formam-se muito cedo, a redshift z≥ 2, o que corresponde a uma idade do universo de cerca de 1.3 bilhões de anos, sendo que as estruturas mais massivas formam-se primeiro. Do ponto de vista das abundâncias qu´ımicas, espera-se no cenário ELS62 que os sistemas estelares de uma galáxia apresentem, por exemplo, excesso de elementos α e um gradiente de abundâncias.

Todavia, ao analisarem uma amostra de 177 gigantes vermelhas de 19 aglomerados globulares do halo da Via-Láctea, Searle & Zinn (1978) conclu´ıram não existir quaisquer gradientes de abundâncias no halo da Galáxia, o que era inconsistente com o cenário do colapso rápido e ordenado de ELS62. SZ78 relataram ainda a existência de uma dis- crepância idade-metalicidade nos aglomerados globulares. Desta forma, como alternativa, SZ78 sugeriram que a forma¸cão do halo deu-se por fragmenta¸cão da nuvem protogaláctica, onde cada fragmento individualmente poderia dar origem a outros objetos num tempo superior àquele do modelo de ELS62. A inexistência de gradientes qu´ımicos mais as dis- crepâncias na rela¸cão idade-metalicidade nos objetos estudados explicariam a forma¸cão da Galáxia num processo lento e caótico pelo acréscimo hierárquico destes fragmentos da nuvem primordial.

1Fisicamente, o tempo de queda-livre (tql ∼ 10⁸ ^{anos) est´}a associado ao intervalo de tempo necessário para que aconte¸ca o colapso de um sistema sem a contribui¸c~ao da press~ao de radia¸c~ao, sendo inversamente proporcional à raiz quadrada do número de part´ıculas que comp~oem o sistema f´ısico.

(34)

Do ponto de vista observacional o modelo SZ78 ganhou ´ımpeto com a descoberta da galáxia anã esferoidal Sagittarius no centro da nossa Galáxia (Ibata et al. 1994). Dentro das idéias apresentadas por SZ78, a intera¸cão (merging) observada entre a Via-Láctea e a galáxia anã Sagittarius, bem como seu próprio sistema de aglomerados globulares — Terzan 7, Terzan 8, Arp 2 e M54—, é um ind´ıcio de que a galáxia anã Sagittarius pode ter sido formada a partir de um dos fragmentos da nuvem primordial que deu origem à Galáxia.

No final do século XX, devido principalmente ao surgimento dos primeiros modelos de forma¸cão de estruturas no universo com a inclusão da matéria escura fria (CDM, Cold Dark Matter) e da observa¸cão de galáxias em altos redshifts, os cenários clássicos de forma¸cão de galáxias passaram a ser desafiados. Muitas das propriedades galácticas des- critas com os novos modelos semi-anal´ıticos (por exemplo, White & Rees 1978; White & Frenk 1991; Kauffmann et al. 1993) bem como observadas nos grandes surveys de galáxias (por exemplo, The Hubble Deep Field) não podem mais ser explicadas apenas no contexto dos modelos clássicos.

Sendo assim, no cenário hierárquico as galáxias early-type são formadas a partir de eventos de fusão (mergings) ou acres¸cão de pequenas estruturas numa escala de tempo da ordem da idade do universo. Neste cenário as primeiras estruturas a se formar são os halos de baixa massa, constitu´ıdos basicamente de matéria escura dinamicamente fria — tipo de matéria que não absorve nem emite radia¸cão e que é constitu´ıda por part´ıculas não-relativ´ısticas (v << c)—, e de bárions (prótons e nêutrons). Neste cenário, a morfologia da galáxia resultante será então determinada pelo nu ´mero de eventos de fusão/acres¸cão ocorrendo nos halos de matéria escura: um ou mais eventos de fusão de halos de matéria escura resultarão na forma¸cão de galáxias esferoidais em seu centro; os halos mais massivos de matéria escura irão gerar as galáxias el´ıpticas gigantes, enquanto que as galáxias tipo disco serão formadas a partir de processos mais lentos de fusão onde o gás da intera¸cão terá tempo de se resfriar e se condensar no disco. As observa¸cões atuais da fusão da galáxia Antennae (Whitmore & Schweizer 1995) e da acres¸cão da galáxia anã esferoidal Sagittarius pela Via-Láctea (Ibata et al. 1994) são evidências observacionais em favor do cenário hierárquico de forma¸cão das galáxias. No entanto, embora constitua o paradigma atual mais aceito para explicar a forma¸cão das galáxias, o modelo hierárquico ainda enfrenta problemas em explicar o alto número de galáxias satélites previstas para as galáxias tipo disco, a observa¸cão de um grande número de galáxias massivas em redshifts 1 ≤ z ≤ 3, bem como a alta taxa de momento angular prevista para as galáxias espirais e, do ponto de vista qu´ımico, a baixa razão [α/Fe] prevista para galáxias el´ıpticas massivas.

Simula¸c˜oes num´ericas (por exemplo, Moore et al. 1999) auxiliadas pelos resultados re-

(35)

centes da cosmologia, sugerem que a forma¸cão da Galáxia se dá de forma hierárquica a partir da intera¸cão de pequenas estruturas cuja contrapartida observacional seriam as galáxias anãs. Em outras palavras, as galáxias anãs funcionam como os tijolos fundamentais de forma¸cão das galáxias no Universo. Desde que os aglomerados globulares da nossa Galáxia estão entre os objetos mais velhos do universo, estudar a conexão entre as galáxias anãs e aglomerados globulares será certamente um dos campos mais excitantes da Astrof´ısica das próximas décadas.

1.1 O sistema de aglomerados globulares da Gal´ axia

Dentro do conceito de popula¸cões estelares de Baade (1944), os aglomerados globulares são representativos da popula¸cão II onde as estrelas gigantes vermelhas dominam a luz integrada do espectro. Eles são caracterizados por estrelas da sequência principal (MS, Main Sequence), pelas estrelas do ramo das subgigantes (SGB, Subgiant Branch), pelo ramo horizontal (HB, Horizontal Branch), pelas estrelas do ramo das gigantes vermelhas (RGB, Red Giant Branch) e do ramo assintótico das gigantes (AGB, Asymptotic Giant Branch) e pelas blue stragglers (BSS). Estas caracter´ısticas morfológicas correspondem a cálculos de evolu¸cão estelar para idades acima de ∼ 8 bilhões de anos (por exemplo, Chiosi et al. 1992) e identificam os aglomerados globulares como as estruturas mais velhas do universo e, consequentemente, fundamentais do ponto de vista qu´ımico e cosmológico. O conjunto de aglomerados globulares de uma galáxia constitui um sistema de N corpos com cerca de 10⁴ a 10⁷ estrelas fortemente ligadas gravitacionalmente e com massa M ∼ 10⁵M. Embora represente uma fra¸cão desprez´ıvel da massa de uma galáxia, os aglomerados globulares são objetos ideais para estudar a história de forma¸cão e evolu¸cão estelar. Isso se deve basicamente ao fato de que os aglomerados globulares são o melhor exemplo do que se denomina em astrof´ısica popula¸cão estelar simples (SSP, Simple Stellar Popu- lations), ou seja, todas as suas estrelas, em primeira aproxima¸cão, apresentam a mesma idade, mesma composi¸cão qu´ımica e estão localizadas à mesma distância do referencial do observador. O estudo dos aglomerados globulares constitui-se, assim, como uma das mais poderosas ferramentas para tra¸car as propriedades qu´ımio-dinâmicas das galáxias que os hospedam. Vale ainda lembrar que os aglomerados globulares podem ser encontrados em todas as galáxias do tipo de Hubble, desde as irregulares até as anãs e el´ıpticas gigantes (Harris 1991; Brodie & Strader 2006).

Evidências observacionais e teóricas (ver Krauss & Chaboyer 2003, para uma revisão extensa da literatura) demonstram que os aglomerados globulares da Galáxia possuem uma idade média de 13 ± 2.5 bilhões de anos, quando resultados do WMAP (Wilkinson

(36)

Microwave Anisotropy Probe) fixam uma idade de 13.7 ± 0.2 bilhões de anos para o universo (Spergel et al. 2003). Este acordo na idade dos aglomerados quando comparada aos resultados WMAP destaca a importância cosmológica dos aglomerados globulares. Como os aglomerados globulares da Galáxia estão distribu´ıdos num raio galactocêntrico de 0.6 < Rgal < 123.2 kpc, os estudos concernentes às análises qu´ımicas estão principalmente focados nas estrelas mais brilhantes, ou seja, nas estrelas do RGB do diagrama Hertzprung-Russell (HR) ou diagrama cor-magnitude (DCM) destes objetos. Estas estrelas são tipicamente de baixa massa (M ≤ 1M), frias e na fase evolutiva da sequência principal elas apresentam um núcleo radiativo onde acontece a fusão do hidrogênio em hélio através das rea¸cões da cadeia p − p e pelo ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio (CNO) (ver Salaris et al. 2002, e referências listadas, para uma discussão detalhada sobre estrelas no RGB).

Estimativas prevêem a existência de aproximadamente 200 aglomerados globulares para a nossa Galáxia, mas apenas 160 foram observados até o momento. Na compila¸cão de Harris (1996) e posterior atualiza¸cão² há 150 aglomerados catalogados. Hurt et al. (2000) identificaram 2MASS-GC01 e 2MASS-GC02 como mais dois novos aglomerados globulares da Galáxia. Bica et al. (2006) fizeram uma revisão das propriedades dos aglomerados globulares listados em Harris (1996) e incluiram 3 outros recentemente descobertos: GLIMPSE-CO1 (Kobulnicky et al. 2005), Whiting 1 (Carraro 2005) e SDSSJ1049+5103 (Willman et al. 2005). Sakamoto & Hasegawa (2006) descobriram o aglomerado globular SDSSJ1257+3419, enquanto que Ortolani et al. (2006) descobriram AL3, classificado como um aglomerado globular do bojo da Galáxia. Froebrich et al. (2007) descobriram FSR 1735 na região mais interna da Galáxia, Bica et al. (2007) identificaram o objeto FSR 584 no catálogo de Froebrich et al. (2007) como sendo o 159ôaglomerado globular da Galáxia, enquanto que Bonatto et al. (2007) identificaram o aglomerado FSR 1767 como sendo o 160ô aglomerado globular da Galáxia. Apenas para compara¸cão, a galáxia mais próxima à nossa — M31 (Andrômeda)—, apresenta cerca de 300 aglomerados globulares enquanto que galáxias el´ıpticas gigantes podem conter até milhares de aglomerados (Brodie & Strader 2006). Presume-se que muitos dos aglomerados da Galáxia ainda não catalogados estejam misturados à poeira nas regiões de baixa latitute da Galáxia, na denominada zona de avoidance (Kraan-Korteweg & Lahav 2000).

2http://physun.physics.mcmaster.ca/Globular.html

(37)

1.1.1 Sobre a origem dos aglomerados globulares

Como os aglomerados globulares caracterizam-se como as estruturas mais velhas do universo, investigar as suas propriedades globais, origem e evolu¸cão é uma questão fundamental no estabelecimento de v´ınculos observacionais e teóricos aos modelos de forma¸cão de galáxias.

As id´eias gerais acerca da gˆenese dos aglomerados globulares contemplam quatro linhas principais:

(i) Processos de forma¸cão primária: nestas idéias os aglomerados globulares formam- se imediatamente após a recombina¸cão do universo, antes do colapso da nuvem proto- galáctica. Peebles & Dicke (1968) argumentam que os aglomerados originam-se a partir de nuvens de gás gravitacionalmente ligadas, cujas massas correspondem à massa de Jeans, antes da forma¸cão da Galáxia. Todavia, há alguns problemas práticos nos modelos que se baseiam na forma¸cão dos aglomerados globulares anterior ao colapso de protogaláxias. Primeiro, não há em galáxias muitos objetos com massas acima de M ≈ 10⁶ ^M^{, o que} evidencia que os objetos mais massivos ou menos densos foram destru´ıdos por fenômenos dinâmicos. Segundo, os aglomerados tendem a concentrar-se mais no centro das galáxias em detrimento dos halos.

(ii)Processos de forma¸cão secundária ou de acres¸cão: os aglomerados globulares formam- se durante o colapso da nuvem protogaláctica. Searle & Zinn (1978) e Zinn (1985) desta- cam que esta seria a explica¸cão mais plaus´ıvel para o sistema de aglomerados globulares devido a algumas das propriedades em comum observadas entre as estrelas individuais e aglomerados globulares de componentes esferoidais de galáxias. Fall & Rees (1985) discutem um modelo que se baseia na instabilidade térmica. Eles argumentam que os aglomerados formam-se a partir do gás de uma nuvem protogaláctica em colapso sendo capaz de resfriar no tempo de queda-livre. Harris & Pudritz (1994) acentuam que o modelo da masssa de Jeans não prevê uma fun¸cão de massa em lei de potência e que o modelo de instabilidade térmica exige fontes sutis de calor. Eles propõem um cenário onde os aglomerados seriam produzidos na fragmenta¸cão de nuvens moleculares gigantes e altamente densas.

(iii) Processos de forma¸cão terciária ou fusão: os aglomerados globulares formam-se após o colapso da nuvem protogaláctica ainda nos primeiros estágios de forma¸cão da galáxia. Dentro desta idéia destaca-se o trabalho de Ashman & Zepf (1992), que prevê a forma¸cão dos aglomerados a partir do merging de galáxias tipo disco.

(iv) Processos de forma¸cão hierárquica: os aglomerados globulares formam-se no contexto da forma¸cão hierárquica de estruturas no universo. Eles representam a material-

(38)

iza¸cão dos cenários de fusão e acres¸cão para a forma¸cão dos aglomerados (por exemplo, em Beasley et al. 2002; Bekki 2005).

No caso do sistema de aglomerados globulares da Galáxia, as determina¸cões de idade, além de evidências cinemáticas, dinâmicas e qu´ımicas parecem evienciar que os aglomerados globulares do halo externo (Rgal > 8 kpc) seriam formados durante a fragmenta¸cão da nuvem protogaláctica (Searle & Zinn 1978), enquanto que os aglomerados globulares do halo interno (Rgal ≤ 8 kpc) e do bojo estariam associados ao processos f´ısicos durante o colapso dissipativo da nuvem primordial (Eggen et al. 1962; Mackey & van den Bergh 2005).

1.1.2 Abundˆ ancias qu´ımicas

Em 1957, F. Hoyle, E. Margaret, G. Burbidge, W. Fowler e, num estudo paralelo e in- dependente, A.G. Cameron, mostraram que praticamente todos os elementos qu´ımicos da Tabela Periódica acima do ⁴He podem ser produzidos em estrelas (Burbidge et al. 1957; Cameron 1957). Mais de meio século depois, devido principalmente aos eficientes espectrógrafos da atualidade, como por exemplo o UVES (Ultraviolet Visual Echelle Spec- trograph) e FLAMES (Fibre Large Array Multi Element Spectrograph) no Very Large Telescope (VLT), MIKE no MAGELLAN, HIRES no KECK e PHOENIX no GEMINI e, no campo teórico, aos progressos na teoria de evolu¸cão estelar em diferentes interva- los de massa e metalicidade (ver, por exemplo, Woosley & Weaver 1995; van den Hoek

& Groenewegen 1997; Iwamoto et al. 1999; Umeda & Nomoto 2002), tornou-se poss´ıvel obter, analisar e interpretar espectros de estrelas de aglomerados globulares usando dados de alta resolu¸cão e alta razão sinal-ru´ıdo (S/N) com o intuito de tra¸car o histórico da evolu¸cão qu´ımica da Galáxia.

Do ponto de vista qu´ımico os aglomerados globulares são considerados laboratórios astrof´ısicos para testar e calibrar a teoria de evolu¸cão estelar e também para intepretar a trajetória qu´ımica e dinâmica de galáxias a diferentes redshifts (por exemplo, Searle

& Zinn 1978; Harris 1991) e, neste sentido, os aglomerados globulares ricos em metais desenvolvem papel fundamental, pois são considerados tra¸cadores de popula¸cões do halo interno, bojo e do disco espesso da Galáxia.

Algumas das questões básicas que envolvem os estudos de abundâncias qu´ımicas no sistema de aglomerados globulares da Galáxia são resumidas a seguir.

(i)As escalas de metalicidade [Fe/H] de aglomerados globulares da Galáxia estabelecem que estes objetos são cerca de duas vezes mais ricos em metais do que as estrelas mais pobres em metais do halo, ou seja, os aglomerados da Galáxia distribuem-se de −2.40 ≤

(39)

[Fe/H] ≤ 0.00 (Zinn & West 1984; Rutledge et al. 1997; Kraft & Ivans 2003).

(ii)Exceto para ω Centauri e NGC 6522 o sistema de aglomerados globulares da Gal´axia

´e quimicamente homogˆeneo em metalicidade [Fe/H].

(iii) Abundâncias qu´ımicas de Li e Be, elementos também importantes do ponto de vista cosmológico, têm sido usadas como cronômetros qu´ımicos com o intuito de inferir sobre a época de forma¸cão de aglomerados globulares (por exemplo, Castilho et al. 2000; Pasquini et al. 2007).

(iv)Em geral, as estrelas de aglomerados globulares apresentam raz˜oes [α/Fe] similar `as estrelas de campo do halo e do bojo.

(v) Elementos do pico do ferro, sobretudo nos aglomerados globulares ricos em metais, ainda n˜ao foram estudados em detalhes.

(vi) Varia¸cões de abundâncias de elementos leves como Li, C, N, O, Na, Mg e Al são encontradas em aglomerados. Estrelas anãs e gigantes de aglomerados com temperaturas efetivas e gravidades superficiais similares apresentam diferentes abundâncias de carbono e nitrogênio, enquanto que as bandas moleculares de CN e CH são anti-correlacionadas. As estrelas de campo, por sua vez, não apresentam comportamento similar e não há um cenário úncio capaz de explicar as anomalias qu´ımicas (correla¸cões e anticorrela¸cões) observadas em estrelas anãs e gigantes de aglomerados globulares (Kraft 1994; Smith 1987; Gratton et al. 2004).

(vii) Há poucas determina¸cões de abundâncias de elementos dos processos s e r em estrelas de aglomerados globulares, sobretudo no regime de mais alta metalicidade. Consequentemente, não há ainda modelos de evolu¸cão qu´ımica detalhados que busquem reproduzir o padrão de abundâncias qu´ımicas do sistema de aglomerados globulares da Galáxia.

1.1.3 Aglomerados globulares ricos em metais da Gal´ axia: halo

interno, bojo ou disco espesso?

Por representar a convolu¸cão entre uma poss´ıvel rela¸cão idade-metalicidade e a história de forma¸cão estelar de um dado sistema, a fun¸cão distribui¸cão de metalicidade (MDF, Metal- licity Distribution Function) é considerada um dos mais fortes v´ınculos observacionais aos modelos de evolu¸cão qu´ımica de galáxias. Para os aglomerados globulares da Galáxia a figura 2.1 mostra que a distribui¸cão de metalicidades é bimodal. Esta bimodalidade na razão [Fe/H] é também acompanhada por uma bimodalidade nas cores destes objetos, no

(40)

sentido de que os aglomerados globulares ricos em metais são fotometricamente vermelhos enquanto que os pobres em metais são azuis. A primeira interpreta¸cão para uma distribui¸cão bimodal em metalicidade e cor seria a premissa de que no m´ınimo dois episódios distintos de forma¸cão seriam os responsáveis pela origem destas estruturas. Além disso, trabalhos recentes têm mostrado que mesmo em aglomerados globulares extragalácticos a distribui¸cão de metalicidade e de cores é bimodal, o que sugere um mecanismo universal para explicar tais comportamentos (Brodie & Strader 2006).

Para a nossa Galáxia e, consequentemente, galáxias similares, Zinn (1985) propôs que os aglomerados globulares com picos em [Fe/H] = −1.5 estariam quimicamente e cinematicamente associados ao halo, enquanto que aqueles com [Fe/H] = −0.5 estariam qu´ımica e cinematicamente associados ao disco. Em outras palavras, os aglomerados globulares vermelhos apresentariam alta velocidade rotacional e pequena dispersão de velocidades, enquanto que os aglomerados globulares azuis exibiriam uma pequena velocidade de rota¸cão e alta dispersão de velocidades. Por outro lado, Minniti (1995) seguido dos trabalhos par- alelos de Côté (1999) e Barbuy et al. (1999a), chamam a aten¸cão para o fato de que os aglomerados globulares ricos em metais estejam preferencialmente associados ao bojo da Galáxia.

Desta forma, em conjunto a métodos cinemáticos (usando velocidades radiais, por exemplo) e dinâmicos (através das massas), a determina¸cão das abundâncias qu´ımicas em estrelas anãs e gigantes de campo e em aglomerados globulares da Galáxia, sobretudo no regime de mais alta metalicidade, configura-se como um dos melhores métodos para decidir sobre a qual estrutura da Galáxia pertenceriam os aglomerados globulares e, par- ticularmente, os ricos em metais.

1.2 Escopo da tese

Os resultados de análises qu´ımicas detalhadas com base em dados de alta resolu¸cão e alta razão sinal-ru´ıdo (R ≥ 20000 : S/N > 50), bem como a medida e a análise de ´ındices espectrais em dados de baixa resolu¸cão (R ≤ 8000) tanto em estrelas pertencentes a aglomerados globulares quanto estrelas de campo, permitem uma interpreta¸cão realista dos processos nucleossintéticos ocorridos após o cenário padrão do Big Bang (Gamow 1948) e fornecem ainda informa¸cões relevantes sobre quais processos contribu´ıram para a forma¸cão dos aglomerados globulares e da galáxia hospedeira, ao que Freeman & Bland- Hawthorn (2002) referem-se como cosmologia de campo próximo.

No óptico, uma vez superados problemas de alta extin¸cão e problemas de acúmulo de

(41)

estrelas numa certa região (crowding), o bojo da nossa Galáxia, o qual compreende uma região em latitude galáctica de cerca de 0^◦ ._{|b| . 20}^◦, é uma das regiões mais importantes e interessantes para o estudo da forma¸cão e evolu¸cão de galáxias no Universo.

Sendo assim, o principal objetivo deste trabalho é aprimorar o padrão de abundâncias qu´ımicas para o bojo e para o halo interno da Galáxia usando espectros estelares de alta qualidade de NGC 6553 e NGC 6838 (M71), dois aglomerados globulares ricos em metais tra¸cadores da evolu¸cão qu´ımica da Galáxia. Estes aglomerados são referência e calibradores no estudo de popula¸cões estelares velhas e ricas e desenvolvem papel fundamental na interpreta¸cão e na s´ıntese de galáxias el´ıpticas distantes e bojos de galáxias espirais. As novas escalas de abundância para NGC 6553, bem como os resultados em torno das anomalias qu´ımicas de M71 são v´ınculos observacionais importantes para o estabelecimento de modelos de evolu¸cão qu´ımica das subcomponentes da Galáxia, dos processos f´ısicos responsáveis pela forma¸cão do seu sistema de aglomerados globulares e da forma¸cão dos elementos qu´ımicos individuais estudados.

Para tanto, contamos com trˆes diferentes amostras de dados:

• 4 espectros de estrelas gigantes de alta resolu¸cão e alta razão S/N de NGC 6553 obtidos com o espectrógrafo UVES do VLT (R = 55000, NGC 6553 UVES@VLT). São os melhores dados de estrelas individuais dispon´ıveis para este aglomerado na atualidade.

• 22 espectros de estrelas gigantes de NGC 6553 obtidos com o espectr´ografo FLAMES do VLT (R= 22000, NGC 6553 FLAMES@VLT).

• 145 estrelas, entre anãs e gigantes, obtidas com o espectrógrafo GMOS do Obser- vatório Gemini-Norte (R = 2000, M71 GMOS@GEMINI).

No cap´ıtulo 2 caracterizamos cada amostra e explicamos em detalhes o processo de redu¸c˜ao dos dados da amostra M71 GMOS@GEMINI.

No cap´ıtulo 3 apresentamos para NGC 6553 a mais nova escala de metalicidade [Fe/H]³ e razões de abundâncias qu´ımicas de elementos α (Mg, Ca, Si, Ti), elementos originários de processos ligados à captura de prótons (Na, Al), elementos do pico do ferro (Mn, Cu, Zn)

3Numa escala absoluta a abundância de um elemento A está relacionada à abundância de hidrogênio por (A) = log(NA/NH) + 12. Isso implica que dentro de um mesmo elemento de volume podem ser encontrados NA átomos do elemento A por NH = 10¹² átomos de hidrogênio. Desta forma, numa escala relativa ao Sol (), [A/B] = log(NA/NB)∗ _{− log(N}A/NB). Analogamente, [Fe/H] = log(NF e/NH)∗ ₋

log(NF e/NH). Isso quer dizer que uma estrela com [Fe/H] = −5 ser´a 100000 vezes mais deficiente em metais do que o Sol.