OBSERVATÓRIO NACIONALMINISTÉRIO DA CIÊNCIA E TECNOLOGIA

PROGRAMA DE PÓS-GRADUAÇÃO EM ASTRONOMIA

Estudo Químico de anãs B do disco externo

da Galáxia

Gustavo de Almeida Bragança

Orientadora:

Dra. Simone Daflon

Início do Doutorado: Março de 2011

Bolsa: Capes de 04/2011 a 03/2015

Rio de Janeiro

Março de 2012

Parte I

Projeto

A existência de gradientes radiais de abundância da nossa Galáxia já é bem esta-

belecida observacionalmente a partir da análise de abundâncias de objetos jovens do

disco, tais como estrelas OB ou nebulosas fotoionizadas. Este resultado impõe vínculos

observacionais aos modelos de Evolução Química da Galáxia (EQG), principalmente

nas regiões com distância galactocêntrica Rg entre 4 e 10 kpc do disco Galáctico. No

entanto, os modelos de EQG são fracamente vinculados pelas observações na parte ex-

terna do disco Galáctico, a região localizada a Rg > 10 kpc, além do Braço de Perseus.

Do ponto de vista dos modelos, é possível produzir gradientes radiais de metalicidade

mais ou menos inclinados, dependendo de alguns parâmetros associados ao processo

de formação do halo, tais como os per�s de densidade e tempo de formação (Chiappini

et al., 2001). As diferenças na história de formação do halo afetam principalmente a

parte externa dos gradientes enquanto o gradiente interno permanece inalterado.

Do ponto de vista das observações, as amostras da maioria dos estudos estelares

estão limitadas a distâncias galactocêntricas menores que ∼13 kpc. De maneira geral,

em todos os estudos de gradientes de metalicidade de estrelas B da literatura, há

menos de 10 estrelas B situadas além de 13 kpc do centro Galáctico. Ou seja, os

gradientes de metalicidade da população estelar jovem do disco, como as estrelas B,

não foram analisados em detalhe para Rg ≥ 13 kpc e portanto não estabelecem um

forte vínculo observacional aos gradientes previstos por diferentes modelos de evolução

química da Galáxia, principalmente no que diz respeito ao disco externo. Portanto, a

complementação da amostra de estrelas jovens a grandes distâncias galactocêntricas é

crucial para vincular os modelos.

A fraca amostragem de estrelas B localizadas em Rg > 13 kpc não é justi�cada

simplesmente por limitações observacionais, uma vez que estrelas com magnitudes até

V∼14�15 mag podem ser facilmente observadas com grandes telescópios. Por outro

lado, existem poucas estrelas identi�cadas e classi�cadas como tipo B nestas regiões

mais distantes. Nos levantamentos de estrelas jovens disponíveis, a informação sobre

fotometria é inexistente ou incompleta, e a classi�cação espectral, quando existe, é

bastante incerta. Portanto, para estudar o disco externo da Galáxia, realizamos um

levantamento espectroscópico das estrelas B mais distantes do disco Galáctico, cobrindo

a região situada além de 10 Kpc do centro da Galáxia. Os dados foram obtidos em

2008 e já encontram-se reduzidos e disponíveis para análise.

Outro ponto importante com relação aos gradientes radiais de abundâncias diz

1

respeito aos elementos analisados. As análises nebulares, por exemplo, geralmente

focalizam em abundâncias de O, S, Ar, Ne e, mais raramente, He e N. A maioria dos

estudos de estrelas B, por outro lado, se restringe a abundâncias de CNO, Mg, Al, Si

e S (p. ex. Da�on & Cunha 2004), que são os elementos com linhas mais comuns nos

espectros destas estrelas. Em ambos os casos, a distribuição de abundâncias de ferro,

um elemento-chave para os modelos de EQG, não é ainda bem estabelecida.

Poucos estudos nebulares (como por exemplo, Esteban et al. 1999) apresentam

abundâncias de Fe medidas diretamente de nebulosas planetárias e regiões H II. Em

geral, os gradientes de abundância de ferro no gás ionizado são estimados a partir

do gradiente de oxigênio (como em Maciel 2002). Outros resultados para o ferro são

baseados em medidas de metalicidade determinadas para aglomerados abertos (Chen

et al., 2003). Estes são os resultados observacionais que vinculam modelos de EQG

como os de Chiappini et al. (2001). Pela análise individual de estrelas jovens, porém,

existe apenas o gradiente de ferro obtido para uma amostra de cefeidas (Luck et al.,

2003). Até o momento, não existe na literatura nenhum resultado para o gradiente

radial de abundâncias de ferro de�nido pela análise de estrelas B do disco. Existem

duas di�culdades básicas para a análise do ferro em estrelas B: uma di�culdade obser-

vacional, uma vez que as linhas de Fe III presentes nos espectros das estrelas B são

geralmente fracas, necessitando de espectros com alta razão sinal/ruído para estrelas

com baixa velocidade rotacional projetada (v sin i) para ser analisado; uma di�culdade

metodológica, devido à necessidade de se realizar uma análise auto-consistente do Fe

em não-ETL.

O objetivo deste projeto de pesquisa é determinar a distribuição de abundâncias

de vários elementos químicos, incluindo o ferro, no disco externo da Galáxia. A

análise de abundâncias será feita através de síntese não-ETL utilizando os progra-

mas TLUSTY/SYNSPEC. O programa TLUSTY permite calcular atmosferas estelares ho-

mogêneas, plano-paralelas, em equil brio radiativo e hidrostático, com um importante

diferencial para o caso das estrelas OB: inclui line blanketing em não-ETL, o que pos-

sibilita uma análise totalmente auto-consistente em não-ETL para tais estrelas. Ou

seja, tanto os modelos atmosféricos quanto a formação das linhas serão calculados em

não-ETL (diferente da abordagem híbrida mais comum, que é baseada em modelos

atmosféricos em ETL e formação de linhas em não-ETL). O programa SYNSPEC calcula

o espectro emergente para uma dada atmosfera. Um ponto importante a ser ressaltado

é que existem modelos atômicos genéricos para diferentes espécies químicas construídos

para o TLUSTY. Alguns modelos como os de He e CNO já foram amplamente testados

e aplicados a estrelas OB da seqüência principal em estudos da literatura.

2

Parte II

Situação Acadêmica

� Disciplinas cursadas

Ano/Semestre Disciplina Conceito Créditos2011/1 Introdução a Astronomia Observacional A 42011/2 Ventos Estelares A 42011/2 Nucleossíntese a Época dos Grandes Surveys I 42011/2 Seminário Anual: "Estudo Químico

do Disco Galáctico" � 2

� Eventos e outras atividades

• Viagem a Universidade de Michigan com o objetivo de colaborar com a professora

Dra. Sally Oey em Julho de 2011.

• Participação da o�cina �Evolving Universe"na PUC-Rio com apresentação de

pôster no período de 15�19 de agosto.

Título:�Characterization of a Sample of B stars of the Galactic Disk�

Autores: Gustavo Bragança, Simone Da�on, Thomas Bensby, Sally Oey, Katia

Cunha, Marcelo Borges

• Participação da XXXVI Reunião Anual da SAB realizada em Águas de Lindóia,

São Paulo, com apresentação de um pôster no período de 4�8 de setembro.

Título:�Characterization of a Sample of B stars of the Galactic Disk�

Autores: Gustavo Bragança, Simone Da�on, Thomas Bensby, Sally Oey, Katia

Cunha, Marcelo Borges

� Exame de Quali�cação

A realizar.

� Exame de Pro�ciência

Realizado no mestrado.

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Parte III

Situação do projeto à época do último

relatório

Este é o primeiro relatório de doutorado. O projeto de doutorado e de mestrado estão

correlacionados. Para resumir brevemente, o trabalho de mestrado fez parte de um

projeto que propõe analisar a distribuição de abundâncias de dois grandes levanta-

mentos do disco Galáctico: um de estrelas frias e velhas e outro de estrelas quentes

e jovens. Nossa contribuição consistiu em um levantamento espectroscópico de ∼ 400

estrelas de tipo espectral B da sequência principal a �m de determinar a distribuição de

abundâncias químicas para o disco �no. Nesta etapa do trabalho, realizamos uma car-

acterização da amostra para, posteriormente, determinarmos as abundâncias químicas

destas estrelas a partir da síntese em não-ETL ( realizaremos a análise química destas

estrelas nos próximos meses juntamente com a colaboração do Dr. Thomas Bensby

do Lund Observatory). As observações foram realizadas no telescópio Clay (6.5m), no

Observatório de Las Campanas, no Chile, com o espectrógrafo MIKE, que possui dois

braços otimizados para observação no azul e no vermelho. Os espectros obtidos com

o braço azul possuem uma resolução de R ∼ 50000 com uma cobertura espectral de

λλ3350 − 5000 Å. Levantamos os dados fotométricos disponíveis na literatura para o

sistema UBV e estimamos a temperatura efetiva (Tef) através do índice fotométrico

Q, que é um índice livre de avermelhamento. Os valores obtidos são estimativas inici-

ais; uma análise mais precisa será realizada na etapa posterior de análise química. A

média de Tef da amostra foi calculada em igual a 20706 K e com dispersão de 3913

K. Também identi�camos 82 sistemas binários e múltiplos através de uma análise vi-

sual nos espectros e uma prévia identi�cação por outros autores. Por �m, calculamos

a velocidade rotacional projetada (v sin i) através de uma interpolação na grade de

Da�on et al. (2007) que relaciona a largura à meia altura (LMA) de três linhas de He

I com os valores de v sin i. Com base nestes resultados, selecionamos 231 estrelas com

v sin i < 150 km/s e que não apresentam sinal de binaridade para compor a seleção

�nal adequada para a análise de abundâncias químicas.

4

Parte IV

Descrição detalhada da pesquisa

No ano de 2011, meus esforços foram direcionados à conclusão dos cursos necessários e

a redação de um artigo apresentando os resultados da pesquisa realizada no mestrado.

No mestrado, analisei uma amostra de aproximadamente 400 estrelas anãs B com o

objetivo de caracterizá-las para uma futura análise química. Esta caracterização é

necessária para eliminar objetos não adequados para uma análise química em não-

ETL, e entre estes objetos inclui-se sistemas binários ou múltiplos e estrelas com alta

rotação. Diferente da amostra com a qual trabalharei nos próximos anos, a amostra

estudada no mestrado está contida no disco local da Galáxia (±2 kpc do Sol).

A defesa do mestrado ocorreu em março e, desde então, re�nei os resultados obtidos

para as temperaturas efetivas e revisei os tipos espectrais das estrelas da amostra. Em

seguida, iniciei a redação de um artigo que será submetido em breve. Os pricipais

pontos do artigo são:

1. identi�cação de possíveis sistemas binários/múltiplos;

2. avaliação do tipo espectral de cada estrela com seu espectro;

3. obtenção da temperatura efetiva através de uma nova calibração;

4. obtenção da velocidade rotacional projetada (v sin i).

Dentre as aproximadamente 400 estrelas estudadas, identi�camos 82 possíveis sis-

temas estelares binários ou múltiplos. Realizamos esta tarefa através de uma análise

visual dos espectros estelares e utilizamos como suporte os trabalhos de Eggleton &

Tokovinin (2008) e Lefèvre et al. (2009). O primeiro é um estudo de multiplicidade

do catálogo HIPPARCOS e o segundo analisa a multiplicidade de estrelas OB do HIP-

PARCOS.

A avaliação do tipo espectral é um resultado que não foi apresentado na dissertação

por ter sido realizado posteriormente à minha defesa. Para realizar tal procedimento,

comparamos nossos espectros com uma série de espectros sintéticos em não-ETL. Os

espectros sintéticos correspondem as regiões λλ4450−4490 Å e λλ4630−4470 Å e foram

construídos utilizando os códigos TLUSTY e SYNSPEC. Foram gerados espectros para cada

subtipo espectral de B0�B5 e convoluídos em v sin i de 50 km/s a 300 km/s. Em seguida

foi realizada uma comparação visual de cada estrela individualmente. Sugerimos uma

nova classi�cação espectral para 16 estrelas e duas estrelas foram classi�cadas pela

primeira vez.

5

Utilizamos o índice fotométrico livre de avermelhamento Q como indicador de tem-

peratura efetiva. Na dissertação, utilizei calibração de Da�on et al. (1999) que é válida

para o intervalo Q = [−0.9,−0.6] e posteriomente expandida por Da�on et al. (2001)

para Q = [−0.92,−0.53], o que corresponde aos tipos espectrais B0�B2. No entanto,

como a nossa amostra contém um grande número de estrelas de tipo espectral B2�B5,

as estrelas com tipo espectral posterior a B2 estavam com sua temperatura superesti-

madas. Assim, estendemos a calibração Tef ×Q de Da�on et al. (1999), acrescentando

mais 12 estrelas B2�B5 à sua amostra original cujas temperaturas efetivas foram obti-

das através do método de Gies & Lambert (1992). A nova calibração obtida é:

log Teff = 4.3271 + 0.6494 ·Q+ 0.9754 ·Q2, (1)

válida para válida para o intervalo Q = [−0.90,−0.43] que equivale aos tipos espectrais

B0�B5.

Na Fig. 1 apresento a distribuição de temperatura obtida com a calibração de

Da�on et al. (1999) e com a nova calibração. Veja que, ao utilizar a calibração de

Da�on et al. (1999), há um grande número de estrelas entre 18000 e 20000 K. Com a

nova calibração é possível obter corretamente a temperaturas entre 15000 e 18000 K,

resolvendo o problema supracitado.

Também estimamos o v sin i destas estrelas com o objetivo de identi�car as estrelas

com velocidade de rotação baixa o su�ciente para a análise química posterior. Na Fig.

2 apresento a distribuição de v sin i que obtida.

A distribuição de v sin i está associada a duas populações distintas: estrelas de

campo e estrelas de associações/aglomerados. As estrelas de campo tendem a ter, em

média, um v sin i menor que as estrelas de associações/aglomerados. A razão por detrás

deste fato ainda é discutido, e as possíveis explicações são:

1. que estrelas de campo são mais velhas que as de aglomerados e sua velocidade de

rotação diminuiu com o tempo (Huang & Gies (2006a), Huang & Gies (2006b),

Huang & Gies (2008));

2. que a velocidade de rotação depende da densidade de onde a estrela nasceu, ou

seja, uma estrela formada em um ambiente menos denso teria uma velocidade de

rotação menor do que outra formada em um ambiente mais denso (Wol� et al.

(1982), Wol� et al. (2007)).

A Dra. Sally Oey, por ocasiaão de minha visita a Universadade de Michigan em

jullho passado, sugeriu uma possível interpretação para a distribuição de v sin i obtida.

Nos últimos anos, surgiu a ideia de que estrelas de grande massa possam nascer isoladas

6

(a) Resultados originais da dissertação de mestrado, usando a calibração de Da�on et al. (1999).A região entre 18540 e 20000 K é mostrada em destaque.

�0.9�0.8�0.7�0.6�0.5�0.4Q

05

1015202530354045

Num

ber o

f sta

rs

15000 20000 25000 30000 35000Teff

01020304050607080

Num

ber o

f sta

rs

(b) Distribuição do índice Q e da temperatura com a nova calibração.

Figura 1: Novas distribuições de Q e Tef obtidas com a nova calibração.

7

0 50 100 150 200 250 300 350 400Vsini

0

10

20

30

40

50

60

70

80

Num

ber o

f sta

rs

Figura 2: Distribuição de v sin i das estrelas da nossa amostra.

no campo estelar, i.e., fora de aglomerados. Krumholz et al. (2009) usou uma simulação

hidrodinâmica 3-D para mostrar que tal cenário é possível, teoricamente. de Wit et al.

(2004) mostrou que 4±2% das estrelas O da galáxia se formaram isoladas. A Dra. Oey

então questiona se seria possível detectar a presença de tais estrelas na nossa amostra.

Para investigarmos esta ideia seria necessário separar a amostra em duas subamostras,

uma só com as estrelas de campo e outra com estrelas de associações/aglomerados.

Primeiro, criei um script em python que classi�cava a pertinência de cada estrelas

segundo os seguintes critérios:

• identi�cação de pertinência no SIMBAD;

• identi�cação como membros de aglomerado com denominação NGC;

• estar presente na amostra de associações de Wol� et al. (2007).

Após este primeiro teste, escrevi outro script em python que procurava por palavras

chaves (e.g. clusters, association, NGC) nos títulos e palavras-chaves da bibliogra�a

existente para cada estrela da amostra.

Os resultados destas análises, porém, não foram conclusivos, uma vez que a maneira

adequada para a segregação campo/aglomerado é através de um estudo dinâmico das

8

estrelas, i.e., obter as velocidades espaciais de cada estrela individualmente. E para

tanto, é necessário conhecer as velocidades radiais (que podem ser obtidas diretamente

dos espectros) e os movimentos próprios (que necessitam de dados especí�cos). Con-

siderando que os movimentos próprios não estão disponíveis para grande parte da

amostra, a análise de pertinência não pôde ser concluída.

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Parte V

Próximas etapas

Em abril, solicitaremos a CPG a execução de meu exame de quali�cação para ser

defendido no início de junho. Estamos atualmente selecionando os temas que serão

popostos para o sorteio.

Iniciarei o processo da análise química da nossa amostra de estrelas B do disco

externo. Esta amostra é constituída de aproximadamente 150 estrelas observadas entre

29/12/2007 e 03/01/2008 com o espectrógrafo MIKE montado no telescópio Clay. A

caracterização inicial desta amostra, em que se obtêm uma primeira estimativa da

temperatura efetiva e do v sin i, foi realizada pelos Dra. Katy Garmany e Dr. John

Glaspey do National Optical Astronomy Observatory. Para a subamostra de estrelas

de baixa rotação, calcularemos a temperatura efetiva utilizando três métodos:

• Síntese espectral das linhas de H e He.

• Equilíbrio de ionização Si II/III/IV através de síntese espectral para as estrelas

da amostra utilizando os códigos TLUSTY/SYNSPEC. Os modelos para o Si não

estão totalmente prontos e atualmente a Dra. Katia Cunha está trabalhando na

complementação do modelo atual. Por este método, os valores de Tef , v sin i, mi-

croturbulência e abundância de Si são obtidos simultaneamente. Os parâmetros

atmosféricos assim de�nidos serão usados na análise de abundância dos demais

elementos químicos (C, N, O, Mg, Al, S e possivelmente Fe).

• Método iterativo espectrofotométrico descrito em Gies & Lambert (1992) e Cunha

& Lambert (1992). A fotometria strömgren necessária está imcompleta para esta

amostra, logo este método só será aplicado a algumas estrelas.

Após esta análise, esperamos obter pela primeira vez uma distribuição de abundân-

cia químicas que represente de maneira realista o disco externo da Galáxia. Conseguire-

mos de�nir o gradiente radial de metalicidade da região do disco superior a R > 10 kpc,

o que será de grande valia a grupos que trabalham com modelos de evolução qímica.

Paralelamente, trabalharei em colaboração com o Dr. T. Bensby na análise química

da amostra do disco locla de�nida a partir dos resultados da minha disertação. O

método de cálculo das abundâncias químicas será o mesmo que aquele aplicado a

amostra do disco externo, porém, a amostra do disco local possui uma fotometria

mais completa, possibilitando-nos aplicar o método iterativo descrito acima. O gra-

diente obtido a partir da combinação das duas amostras poderá fornecer um vínculo

bastante robusto aos modelos de EQG.

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Referências

Chen, L., Hou, J. L., & Wang, J. J. 2003, AJ, 125, 1397

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Da�on, S., Cunha, K., & Becker, S. R. 1999, ApJ, 522, 950

Da�on, S., Cunha, K., Becker, S. R., & Smith, V. V. 2001, ApJ, 552, 309

Da�on, S., Cunha, K., de Araújo, F., S., W., & Przybilla, N. 2007, AJ, 134, 1570

de Wit, W. J., Testi, L., Palla, F., Vanzi, L., & Zinnecker, H. 2004, A&A, 425, 937

Eggleton, P. P. & Tokovinin, A. A. 2008, MNRAS, 389, 869

Esteban, C., Peimbert, M., Torres-Peimbert, S., & García-Rojas, J. 1999, Rev. Mexi-

cana Astron. Astro�s., 35, 65

Gies, D. R. & Lambert, D. L. 1992, ApJ, 387, 673

Huang, W. & Gies, D. R. 2006a, ApJ, 648, 580

�. 2006b, ApJ, 648, 591

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Krumholz, M. R., Klein, R. I., McKee, C. F., O�ner, S. S. R., & Cunningham, A. J.

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Lefèvre, L., Marchenko, S. V., Mo�at, A. F. J., & Acker, A. 2009, A&A, 507, 1141

Luck, R. E., Gieren, W. P., Andrievsky, S. M., Kovtyukh, V. V., Fouqué, P., Pont, F.,

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Wol�, S. C., Edwards, S., & Preston, G. W. 1982, ApJ, 252, 322

Wol�, S. C., Strom, S. E., Dror, D., & Venn, K. 2007, AJ, 133, 1092

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