Calibração de metalicidades de estrelas subañas M pobres em metais baseada em companheiras binárias por Viviane Salvador Alves - Versão HTML

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Universidade de S˜

ao Paulo

Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciências Atmosféricas

Departamento de Astronomia

Viviane Salvador Alves

Calibra¸

ao de metalicidades de estrelas

suban˜

as M pobres em metais baseada em

companheiras bin´

arias

ao Paulo 2013

Viviane Salvador Alves

Calibra¸

ao de metalicidades de estrelas

suban˜

as M pobres em metais baseada em

companheiras bin´

arias

Dissertaç˜

ao apresentada ao Departamento de

Astronomia do Instituto de Astronomia, Geof´ısica

e Ciências Atmosféricas da Universidade de

ao Paulo como requisito parcial para a ob-

tenç˜

ao do t´ıtulo de Mestre em Ciências.

“Vers˜

ao Corrigida. O original encontra-se dis-

pon´ıvel na Unidade.”

Área de Concentraç˜

ao: Astronomia

Orientadora: Profa. Dra. Silvia Rossi

ao Paulo 2013

Dedico este trabalho aos meus pais pelo apoio incondicional.

Agradecimentos

Agradeço à minha fam´ılia por todo apoio e compreens˜

ao.

Ao meu namorado, Leandro, pela ajuda que me prestou na execuç˜

ao deste trabalho, pela

paciência e pelo carinho.

À minha orientadora, Silvia Rossi, pela oportunidade de enriquecer meus conhecimentos.

Ao pesquisador Vinicius Placco por colaborar em muito na realizaç˜

ao deste trabalho.

Ao professor Dr. Jorge Meléndez pelos conselhos valiosos.

Ao pessoal da seç˜

ao de pós-graduaç˜

ao e secretaria por sempre serem prestativos e atenci-

osos.

E à FAPESP, pelo apoio financeiro, sob o projeto n o: 2011/03658-1.

À Capes e ao CNPq, pelo apoio financeiro ao programa de pós-graduaç˜

ao.

Esta dissertaç˜

ao foi escrita em LATEX com a classe IAGTESE, para teses e dissertaç˜oes do IAG.

Deve seguir seu caminho, trabalhando além dos limites da esperança e talvez além dos

limites da raz˜

ao. Talvez tenha de continuar sem trégua, mesmo através do Grande

Deserto Experimental, mas por fim chegará a seu destino.

Robert Gilmore - O mágico dos quarks

Resumo

Este trabalho envolve um estudo espectroscópico voltado para estimativas de metalicidades

de uma amostra de estrelas an˜

as M. As estrelas M de baixa massa constituem os objetos

estelares mais numerosos na Galáxia e com tempos de vida de sequência principal que

excedem a atual idade do Universo. Sendo assim, podem ser vistos como grandes labo-

ratórios para estudo da estrutura e evoluç˜

ao da Galáxia. Os esforços deste trabalho se

concentraram em traçar paralelos entre a força de algumas bandas moleculares presentes

nos espectros dessas estrelas e a metalicidade. Seguiu-se para isso metodologias presentes

na literatura. A motivaç˜

ao para o trabalho foi dar continuidade a um estudo iniciado por

Sebastien Lépine e colaboradores, em 2007, utilizando, pela primeira vez uma amostra de

an˜

as M do hemisfério sul. Além disso, uma reavaliaç˜

ao da calibraç˜

ao de metalicidade para

an˜

as M norteou o estudo.

O trabalho utilizou o espectrógrafo Goodman do observatório SOAR para obtenç˜

ao dos

espectros estelares. As estimativas de metalicidade da amostra foram obtidas a partir do

n-sspp, uma adaptaç˜

ao do Segue Stellar Parameters Pipeline (sspp), pipeline do SDSS. Os

objetos considerados s˜

ao sistemas binários constitu´ıdos por uma estrela de tipo espectral

F ou G e outra de tipo espectral M. A estrela primária (F ou G) é utilizada para se de-

terminar a metalicidade da estrela M (secundária), diante da hipótese de que o sistema se

formou a partir de uma mesma nuvem m˜

ae.

Apesar de todos esforços empregados neste estudo, n˜

ao foi poss´ıvel refinar a calibraç˜

ao de

metalicidades para as estrelas em quest˜

ao. O ´ındice calibrador desenvolvido por Lépine et

al. (2007) mostrou-se um fraco indicador de metalicidades, resultado já documentado por

eles em 2012. Com isso, os estudos para calibraç˜

oes de metalicidade de estrelas an˜

as M

devem ser incentivados.

Abstract

The aim of this work is to obtain metallicity calibration for a sample of M dwarfs stars

through spectroscopic studies. The low-mass M stars are the most numerous objects in the

Galaxy and their main sequence lifetimes exceed the current age of the Universe. Thus,

they reveal themselves as large laboratories for studying the structure and evolution of the

Galaxy. The efforts of this work are focused in the construction of relations between the

strengths of some molecular bands and metallicities for M stars. For that, methodologies

in the literature were followed. The motivation of this work was to continue a study ini-

tiated by Lépine et al. (2007) using for the first time a sample of M dwarf from southern

hemisphere. Besides that, there is yet no definitive metallicity calibration for M dwarfs.

Goodman spectrograph at SOAR was used to obtain the stellar spectra. Metallicities

estimates for the sample were obtained from an adapted version of the Segue Stellar Pa-

rameters Pipeline (sspp), the SDSS’s pipeline. The studied objects are binary systems

consisting of a F or G spectral type star and a M stars. The primary star (F or G) is used

to estimate the metallicity of the M star (secondary), since it is assumed that the system

is formed from the same parent cloud.

Despite all efforts made in this work, it was not possible to refine the metallicities cali-

bration for the analyzed sample. The index originally developed by Lépine et al. (2007)

proved to be a poor metallicity indicator, as already documented by them in 2012. Thus,

metallicity calibration studies for M dwarf stars should be encouraged.

Lista de Figuras

1.1

Diagrama HR mostrando a localizaç˜

ao das estrelas suban˜

as . . . . . . . . .

27

1.2

Espectros de suban˜

as frias pobres em metais observadas por S. Lépine no telescópio de 4-m

Mayall. Todos os espectros est˜

ao normalizados a 1 em 7500˚

A, e deslocados verticalmente

em passos de 1 unidade para clareza. O painel esquerdo mostra a sequência de suban˜

as

M (sdM), o do meio apresenta as suban˜

as M extremas (esdM) e o painel direito as

suban˜

as ultra pobres em metais (usdM), segundo a classificaç˜

ao de Lépine et al. (2007)

(seç˜

ao 1.3.3). As duas bandas dominantes, fáceis de serem medidas, de CaH eTiO est˜

ao

identificadas no espectro esquerdo inferior. As bandas s˜

ao claramente mais fortes nos

objetos mais tardios (mais frios). Note-se também como a raz˜

ao TiO/CaH decresce com

a metalicidade. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

29

1.3

Diagrama de movimento próprio reduzido construido por Lépine et al. (2007)

para an˜

as M e suban˜

as M mostrando a separaç˜

ao entre estrelas do disco e

do halo galáctico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

30

2.1

Estrela PM I00426-2315 com indicaç˜ao de algumas linhas atômicas. Confi-

guraç˜

ao azul. Note que a ordenada está em unidades de contagens.

. . . .

38

2.2

Estrela PM I00426-2314 com indicaç˜ao de algumas bandas moleculares.

Configuraç˜

ao vermelha. Note que a ordenada é apresentada em densidade

de fluxo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

38

3.1

[CaH2]+[CaH3] versus [TiO5] para estrelas do disco e do halo para a amostra

de Lépine et al. (2007) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

46

3.2

[CaH2]+[CaH3] versus [TiO5] do trabalho de Woolf et al. 2009. Números

próximos aos pontos indicam estrelas com seus respectivos valores de [Fe/H].

C´ırculos cheios s˜

ao estrelas do trabalho de Woolf & Wallerstein (2006) e

quadrados cheios s˜

ao estrelas do trabalho de Woolf et al. (2009). . . . . . .

47

3.3

Comparaç˜

ao entre o ´ındice de metalicidade ζT iO/CaH para componentes de

sistemas binários resolvidos (de Lépine et al. 2007). . . . . . . . . . . . . .

48

3.4

Classificaç˜

ao de suban˜

as em subclasses de metalicidade de acordo com G97.

sdM aparecem como quadrados cheios, esdM como triângulos cheios, sdK

como c´ırculos cheios e estrelas n˜

ao classificadas como suban˜

as aparecem

como c´ırculos abertos. A barra de erro de ± 0 . 03 aparece no canto inferior

direito. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

50

3.5

Distribuiç˜

ao dos valores dos ´ındices de TiO5 e CaH2+CaH3 para pares de movimento

próprio comum. As primárias e secundárias s˜

ao conectadas por linhas retas. No antigo

sistema de classificaç˜

ao (esquerda), alguns pares atravessavam os separadores de subclas-

ses de forma que os membros do sistema apresentavam diferentes metalicidades. O novo

sistema (direita) (Lépine et al. 2007) assegura que primária e secundária se localizem na

mesma subclasse, que é o que se espera de pares que tiveram a mesma origem. . . . . .

51

3.6

Calibraç˜

ao de Woolf et al. (2009) para uma amostra de sdM e esdM observada

em alta resoluç˜

ao. Os pontos s˜

ao as estrelas e a linha sólida o ajuste linear.

[ F e/H] = a + b ζT iO/CaH com a = 1 . 685 ± 0 . 079 e b = 1 . 632 ± 0 . 096. . . . . .

52

4.1

Comparaç˜

ao entre este trabalho e o de Woolf et al. (2009) para a relaç˜

ao

entre [CaH2]+[CaH3] e [CaH2]. A relaç˜

ao obtida por Woolf et al. (2009) foi

[ CaH 2] = ( 0 . 282 ± 0 . 014) + (0 . 635 ± 0 . 010)([ CaH 2] + [ CaH 3]) e a obtida neste trabalho foi [ CaH 2] = ( 0 . 261 ± 0 . 020) + (0 . 619 ± 0 . 015)([ CaH 2] +

[ CaH 3]). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

57

4.2

Efeito da calibraç˜

ao em fluxo: (a) Comparaç˜

ao entre o ´ındice de TiO5 cal-

culado com e sem calibraç˜

ao em fluxo. (b) Comparaç˜

ao entre a soma dos

´ındices de CaH2+CaH3 calculado com e sem calibraç˜

ao em fluxo

. . . . .

58

4.3

Exemplo de espectro com correç˜

ao de franjas eficiente.

. . . . . . . . . . .

61

4.4

Exemplo de espectro com correç˜

ao de franjas ineficiente. . . . . . . . . . .

61

4.5

Efeito da correç˜

ao de franjas: (a) Comparaç˜

ao entre o ´ındice de TiO5 cal-

culado com e sem correç˜

ao de franjas. (b) Comparaç˜

ao entre a soma dos

´ındices de CaH2+CaH3 calculado com e sem correç˜

ao de franjas. . . . . . .

63

4.6

Variaç˜

ao nas bandas de CaH e TiO5 com a mudança dos subtipos espectrais 65

4.7

Diagrama [CaH2]+[CaH3] versus [TiO5] mostrando a localizaç˜

ao da nossa

amostra de an˜

as M (figura da esquerda) e as respectivas metalicidades delas

(figura da direita).

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

67

4.8

[Fe/H] versus K index: (a) Amostra de sistemas com an˜

as M com S/N > 20.

(b) Amostra com todos os sistemas observados.

. . . . . . . . . . . . . . .

68

4.9

[Fe/H] versus ζT iO/CaH utilizando a equaç˜

ao para [TiO5] Z de Lépine et al.

(2007) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

71

4.10 [Fe/H] versus ζT iO/CaH utilizando a equaç˜

ao para [TiO5] Z de Dithal et al.

(2012) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

71

4.11 [Fe/H] versus ζT iO/CaH utilizando a equaç˜

ao para [TiO5] Z de Lépine et al.

(2012) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

72

4.12 [Fe/H] versus ζT iO/CaH utilizando a equaç˜

ao para [TiO5] Z de Dithal et al.

(2012). A reta em rosa mostra o ajuste para toda amostra válida: [ F e/H] =

( 1 . 6 ± 0 . 7)+(0 . 88 ± 0 . 78) ζTiO/CaH. A reta em azul mostra o ajuste excluindo a estrela PM 02300-2402E: [ F e/H] = ( 1 . 9 ± 0 . 7) + (1 . 2 ± 0 . 7) ζTiO/CaH. A reta em verde mostra a calibraç˜

ao de Woolf et al. (2009). . . . . . . . . . .

72

4.13 Comparaç˜

ao entre ζT iO/CaH e metalicidades obtidas por métodos indepen-

dentes para uma amostra de an˜

as M feita por Lépine et al. (2012). O

painel de cima compara ζT iO/CaH com [Fe/H] obtido através da calibraç˜ao

fotométrica de Neves et al. (2012). O painel de baixo compara ζT iO/CaH com

[Fe/H] obtido pela calibraç˜

ao no infravermelho de Rojas-Ayala (2010). . . .

73

4.14 Comparaç˜

ao feita por Lépine et al. (2012) entre ´ındices espectrais medi-

dos a partir de três diferentes observatórios (MDM, Palomar-MSU e UH),

mostrando a dependência instrumental desses ´ındices. . . . . . . . . . . . .

74

4.15 Teste feito por Lépine et al. (2012) do ζT iO/CaH em funç˜ao do subtipo es-

pectral mostrando que a imprecis˜

ao na mediç˜

ao de ζT iO/CaH aumenta para

subtipos mais jovens. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

74

4.16 [C/Fe] versus [Fe/H] para a amostra de an˜

as M. . . . . . . . . . . . . . . .

75

4.17 [C/Fe] versus K index: (a) ζT iO/CaH em acordo com Dithal et al. (2012). (b) ζT iO/CaH em acordo com Lépine et al. (2012). . . . . . . . . . . . . . . . . .

76

B.1 Par 1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

88

B.2 Par 2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

88

B.3 Par 3 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

88

B.4 Par 4 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

89

B.5 Par 5 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

89

B.6 Par 6 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

89

B.7 Par6 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

90

B.8 Par 7 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

90

B.9 Par 8 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

90

B.10 Par 9 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

91

B.11 Par 10 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

91

B.12 Par 11 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

91

B.13 Par 12 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

92

B.14 Par 13 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

92

B.15 Par 14 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

92

B.16 Par 15 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

93

B.17 Par 16 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

93

B.18 Par 17 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

93

B.19 Par 18 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

94

B.20 Par 19 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

94

B.21 Par 19 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

94

B.22 Par 20 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

95

B.23 Par 21 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

95

B.24 Par 22 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

95

B.25 Par 23 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

96

B.26 Par 24 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

96

B.27 Par 25 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

96

B.28 Par 26 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

97

B.29 Par 27 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

97

B.30 Par 28 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

97

B.31 Par 36 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

98

B.32 Par 37 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

98

B.33 Par 38 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

98

B.34 Par 39 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

99

B.35 Par 40 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

99

Lista de Tabelas

2.1

Posiç˜

oes (J2000) e movimentos próprios para todas as estrelas observadas

extra´ıdas do catálogo LSPM-south. A terceira coluna indica se a estrela

está presente no catálogo Hipparcos. A coluna 13 indica quais estrelas se-

cundárias apresentam raz˜

ao S/N > 20 e as duas últimas colunas indicam o

Kindex e a extinç˜

ao EBVA para o sistema, respectivamente. Objetos em

vermelho indicam sistemas triplos e em azul os pares removidos com a atu-

alizaç˜

ao do catálogo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

39

2.2

Fotometria para todas as estrelas observadas extra´ıdas do catálogo LSPM-

south. A terceira coluna indica se a estrela está presente no catálogo Hip-

parcos. A coluna 13 indica quais estrelas secundárias apresentam raz˜

ao

S/N > 20 e as duas últimas colunas indicam o Kindex e a extinç˜

ao EBVA

para o sistema, respectivamente. Objetos em vermelho indicam sistemas

triplos e em azul os pares removidos com a atualizaç˜

ao do catálogo. . . . .

40

2.3

Número de estrelas observadas em cada noite ao longo de 3 semestres. . . .

41

2.4

Estrelas padr˜

oes espectrofotométricas observadas para calibraç˜

ao em fluxo.

41

3.1

Índices espectrais originalmente definidos por Reid et al. (1995). Os ´ındices

ao calculados a partir da raz˜

ao do fluxo médio ao longo dos intervalos de

comprimento de onda especificados. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

45

3.2

Divis˜

ao em subclasses de metalicidades como apresentada em Woolf et

al.(2009) e em acordo com as quatro subclasses propostas por Lépine et

al. (2007). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

52

4.1

Índices espectroscópicos e metalicidades para as an˜as M. A incerteza nas

abundâncias é de 0.2 dex.

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

56

4.2

Comparaç˜

ao entre os ´ındices espectroscópicos obtidos com e sem calibraç˜

ao

em fluxo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

59

4.3

Comparaç˜

ao entre os ´ındices espectroscópicos obtidos com e sem correç˜

ao

de franjas. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

62

4.4

Subtipos espectrais das estrelas secundárias da amostra desse trabalho de

acordo com as calibraç˜

oes de G97. As determinaç˜

oes foram feitas utilizando

as bandas de CaH2, CaH3 e TiO5.

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

66

A.1 Resultados para [Fe/H] e [C/Fe] obtido pelo n-sspp para todos os pares

observados. O incerteza nas abundâncias é de 0.2dex . . . . . . . . . . . .

86

Sumário

1. Introduç˜

ao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

23

1.1

Resumo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

23

1.2

Estrelas de tipo espectral M . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

24

1.2.1

Classificaç˜

ao de temperatura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

25

1.2.2

An˜

as versus Gigantes e o Log(g) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

25

1.3

Estrelas suban˜

as M . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

26

1.3.1

Relaç˜

ao metalicidade/raio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

27

1.3.2

Caracter´ısticas espectroscópicas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

27

1.3.3

Classificaç˜

ao de metalicidade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

28

1.3.4

Como separar an˜

as do disco de suban˜

as do halo . . . . . . . . . . .

30

1.4

Sistemas binários: Detecç˜

ao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

31

1.4.1

Suban˜

as em sistemas binários . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

32

1.5

Este trabalho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

32

2. Metodologia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

35

2.1

O catálogo e a seleç˜

ao

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

35

2.2

Observaç˜

oes e reduç˜

ao dos dados

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

36

2.3

Como os dados foram obtidos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

41

3. Calibraç˜

oes de metalicidades . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

43

3.1

Calibraç˜

oes fotométricas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

43

3.2

Calibraç˜

oes espectroscópicas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

44

3.2.1

Força das bandas moleculares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

44

3.2.2

O ´ındice de metalicidade ζT iO/CaH

. . . . . . . . . . . . . . . . . .

45

3.2.3

Subclasses de metalicidade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

48

4. Resultados e discuss˜

oes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

55

4.1

Validaç˜

ao dos ´ındices espectroscópicos

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

57

4.2

A calibraç˜

ao em fluxo é necessária? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

57

4.3

Efeito das franjas no cálculo dos ´ındices espectroscópicos . . . . . . . . . .

60

4.4

Os sistemas triplos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

63

4.5

Subtipos espectrais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

64

4.6

Comparaç˜

ao com outros trabalhos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

66

4.6.1

Diagrama [CaH2]+[CaH3] versus [TiO5] . . . . . . . . . . . . . . .

66

4.6.2

K index e a metalicidade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

67

4.6.3

ζT iO/CaH como indicador de metalicidade . . . . . . . . . . . . . . .

68

4.7

Carbonicidade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

75

5. Conclus˜

oes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

77

Referˆ

encias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

79

Apˆ

endice

83

A. Resultados para toda amostra observada . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

85

B. Espectros estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

87

Cap´ıtulo

1

Introduç˜

ao

1.1

Resumo

Pode-se dizer que na nossa Galáxia, nem todas as estrelas tem a mesma composiç˜

ao

qu´ımica.

Tal constataç˜

ao sugere épocas, locais e condiç˜

oes f´ısicas distintas para uma

classe de objetos. Em particular, encontra-se estrelas cujas abundâncias atmosféricas de

elementos pesados (principalmente o Fe) s˜

ao substancialmente menores que seu equivalente

solar ( Z⊙ = 0 . 02).

Esses objetos s˜

ao chamados pobres em metal e podem fornecer importantes evidências

sobre o in´ıcio da Galáxia, bem como do Universo. Porém, o termo “pobre em metal”n˜

ao

necessariamente reflete o conteúdo metálico total da estrela, e sim a abundância do ele-

mento qu´ımico ferro (metalicidade), o qual n˜

ao é o mais abundante, mas o mais fácil de

ser medido com dados espectrais no vis´ıvel.

A metalicidade de um objeto fornece uma indicaç˜

ao de sua idade. Quando o Universo se

formou, de acordo com a teoria do Big Bang, ele consistia quase totalmente de hidrogênio,

o qual via nucless´ıntese primordial, criou uma quantidade significativa de hélio e traços de

l´ıtio e ber´ılio. N˜

ao havia elementos mais pesados que esses. Assim, estrelas mais velhas

tem metalicidades mais baixas que estrelas mais jovens.

A equaç˜

ao mais utilizada para a metalicidade é [Fe/H]:

(

)

(

)

N

N

[ F e/H] = log

F e

log

F e

,

(1.1)

NH

NH

onde NF e e NH correspondem às abundâncias por número de átomos dos elementos Fe e 24

Cap´ıtulo 1. Introdu¸

ao

H, respectivamente. Os ´ındices ( ) e ( ) referem-se à estrela e ao Sol, respectivamente.

A maior parte das estrelas pobres em metais localiza-se no halo da Galáxia e o estudo

de sua cinemática pode indicar se o objeto foi formado nesse ambiente ou se foi acretado

ao halo como resultado de processos de interaç˜

ao com outras galáxias e aglomerados. O

halo galáctico se estende por alguns milhares de parsecs em escala de altura, e as estrelas

descrevem órbitas excêntricas com velocidade orbital média V ∼ − 200 km/s (Chiappini 2004) e metalicidade [Fe/H] ∼ − 2. De outro lado, tem-se o disco fino com escala de altura entre 220pc e 330pc (Due et al. 2006), objetos de PopI ([Fe/H] 0) descrevendo órbitas mais circulares com velocidade orbital média V 220 km/s (Chiappini 2004). Já o disco espesso, apresenta escala de altura entre 580pc a 1600pc (Due et al. 2006) e mostra-se

como uma estrutura intermediária entre o halo e o disco fino tanto em metalicidade quanto

em sua cinemática com velocidade orbital média V 150 km/s (Chiappini 2004).

Na astronomia moderna, as estrelas s˜

ao divididas em classes espectrais que dizem respeito

a sua temperatura superficial. Estrelas an˜

as de classe espectral M s˜

ao estrelas de sequência

principal frias ( Teff ∼ 3500 K) com baixas massas ( M ∼ 0 . 5 M⊙), de modo que seus tempos de vida podem exceder a idade do Universo. Dessa forma, estrelas an˜

as M pobres em

metais (antigas) se mostram com excelentes laboratórios para estudo da evoluç˜

ao qu´ımica

da Galáxia e do Universo.

1.2

Estrelas de tipo espectral M

Estrelas de tipo espectral M s˜

ao conhecidas desde os tempos do padre Angelo Secchi. Secchi

(1866) classificou-as em 4 tipos com base em suas aparências espectrais (I, II, III, IV). Mais

tarde, esses tipos espectrais foram subdivididos e renomeados por Williamina Fleming du-

rante sua classificaç˜

ao de 10351 estrelas para o Draper Memorial Catalogue (Pickering

1890). As estrelas de tipo III classificadas por Secchi tornaram-se as estrelas de tipo M

de Fleming. Já naquela época, Secchi notou que os espectros fotográficos dessas estrelas

eram dominados por linhas escuras e colunas estriadas, as quais mais tarde foram identifi-

cadas por Fowler (1904) como regi˜

oes de absorç˜

ao por moléculas de óxido de titânio (TiO).

Se¸

ao 1.2. Estrelas de tipo espectral M

25

A espectroscopia nos dias de Secchi era limitada aos objetos mais brilhantes, de forma que

todas as estrelas de tipo espectral M observadas na época eram gigantes ou super gigantes

M (Secchi 1868). A descobertas das an˜

as M se deu vários anos depois.

1.2.1

Classificaç˜

ao de temperatura

Usando as forças das bandas de TiO como um indicador primário de temperatura (Morgan

1938), foi poss´ıvel classificar 138 an˜

as M dentro de um raio de 10pc do Sol (Kuiper 1942),

em subclasses espectrais. Na mesma época, Morgan et al. (1943) anunciaram um sistema

de classificaç˜

ao para estrelas K e M. No entanto, este último apenas permitia classificar

an˜

as até M2.

Os dois principais sistemas de classificaç˜

ao foram o de Kuiper (1942) e Joy (1947), ambos

baseados na força das bandas de TiO. Entretanto, esses sistemas eram discrepantes em até

duas subclasses espectrais. Parte das discrepâncias estava no fato de que os espectros de

Kuiper estavam na regi˜

ao amarela-vermelha do espectro fotográfico, enquanto os espectros

de Joy estavam na regi˜

ao azul. Além disso, Kuiper assumiu que a banda molecular próxima

de 6200˚

A era unicamente de TiO enquanto ela é, na verdade, contaminada por hidróxido de

cálcio (CaOH). A discrepância foi retificada por Boeshaar (1976) que estabeleceu padr˜

oes

espectrais de M0 até M6.5 no intervalo de comprimento de onda de 4400-6800˚

A. Em um

artigo posterior, Boeshaar & Tyson (1985) publicaram padr˜

oes para M7, M8 e M9 a fim

de estender a classificaç˜

ao para os tipos mais frios.

A classificaç˜

ao de toda a sequência de an˜

as M foi reanalizada para maiores comprimentos

de onda (6300-9000˚

A) por Kirkpatrick (1991), que estabeleceu padr˜

oes espectrais concor-

dantes com os propostos por Boeshaar (1976) e Boeshaar & Tyson (1985).

1.2.2

An˜

as versus Gigantes e o Log(g)

Nos anos de 1920, tornou-se claro que as estrelas M se dividiam em pelo menos dois seg-

mentos diferentes. Os dados de paralaxe dispon´ıves sugeriam a existência de estrelas M

(an˜

as) que eram de 50 mil a 100 mil vezes menores do que o outro segmento de estrelas M

(gigantes) (Lundmark & Luyten 1923, Luyten 1923b).

26

Cap´ıtulo 1. Introdu¸

ao

Em vista do limitado número de paralaxes dispon´ıveis na época, começou-se a questior se

haveria caracter´ısticas espectroscópicas que poderiam separar as duas classes de estrelas.

Em 1923, Luyten (1923a) notou que o baixo potencial de ionizaç˜

ao de NaI se traduzia em

uma n´ıtida diferença na força da linha deste elemento, dada a mudança na densidade do

gás entre os dois tipos de objetos. Luyten obteve alguns espectros para testar sua hipótese

e mostrou que as linhas de sódio D eram, de fato, mais fortes em an˜

as do que em gigantes.

Burwell (1930) notou a mesma diferença em relaç˜

ao às linhas de cálcio. A força das ban-

das de hidretos também mostraram-se excelentes discriminantes de luminosidade ( Öhman

1934, 1936a, 1936b e Iwanowska & Wayman 1952).

Atualmente, as estrelas an˜

as M s˜

ao definidas como objetos pequenos com raios tipicamente

menores do que 0.7 R⊙ e massas abaixo de 0.6 M⊙ (López-Morales 2007), enquanto as gigantes M s˜

ao objetos com massas 1 2 M⊙ e raios variando entre 40 R⊙ a algumas centenas de R⊙ (Wittkowski et al. 2004, 2006b, 2006a). Essas diferenças resultam em

log(g) (unidades do cgs) em torno de 4.5dex para an˜

as M tipo jovem (“early type”) e log(g)

em torno de 1.0dex para gigantes M tipo jovem. Essas três ordens e meia de magnitude

na gravidade superficial provoca condiç˜

oes f´ısicas muito diferentes na fotosfera desses dois

tipos de objetos e, consequentemente, leva às diferenças espectrais observadas.

1.3

Estrelas suban˜

as M

Em 1913, Henry Norris Russel reconheceu a grande separaç˜

ao entre as estrelas gigantes e

an˜

as de tipo espectral M. Mais tarde, em 1938, as estrelas an˜

as foram separadas das suban˜

as

e a primeira suban˜

a M foi catalogada por Gerald P. Kuiper (1938). Inicialmente, Kuiper

as classificou como an˜

as brancas intermediárias. Posteriormente, sugeriu a denominaç˜

ao

atual, já que as suban˜

as eram muito mais brilhantes que as an˜

as brancas e se assemelhavam

mais com as estrelas da sequência principal. Kuiper (1940) também catalogou a primeira

estrela suban˜

a M que apresentava luminosidade com duas magnitudes abaixo daquelas de

mesmo tipo espectral na sequência principal (an˜

as M). Hoje, as estrelas suban˜

as est˜

ao

localizadas no diagrama HR cobrindo uma faixa de 3 magnitudes abaixo da sequência

principal. Seus espectros apresentam anomalias associadas ao baixo conteúdo metálico e

a análise cinemática comumente as associam ao disco espesso e halo da Galáxia. A Figura

index-29_1.png

Se¸

ao 1.3. Estrelas suban˜

as M

27

(1.1) mostra a localizaç˜

ao das suban˜

as no diagrama HR.

Figura 1.1: Diagrama HR mostrando a localizaç˜

ao das estrelas suban˜

as

1.3.1

Relaç˜

ao metalicidade/raio

Quando se compara as suban˜

as com as an˜

as de mesma magnitude absoluta, as primeiras

apresentam maiores temperaturas superficiais, o que indica que s˜

ao menores em diâmetro.

Além disso, apresentam uma forte emiss˜

ao na regi˜

ao do ultravioleta, conhecida como ex-

cesso do ultravioleta. Essas caracter´ısticas s˜

ao explicadas justamente pela baixa abundância

de elementos pesados, os quais, quando presentes nas atmosferas estelares, s˜

ao responsáveis

por aumentar sua opacidade e, consequentemente a press˜

ao de radiaç˜

ao. Na ausência des-

tes, a atmosfera se torna mais transparente, fazendo com que a press˜

ao de radiaç˜

ao n˜

ao seja

ao eficiente para contrabalançar a força gravitacional. Assim, essas estrelas s˜

ao menores

e mais quentes que as an˜

as ricas em metais.

1.3.2

Caracter´ısticas espectrosc´

opicas

O espectro no vis´ıvel e infravermelho das suban˜

as M (sdM) s˜

ao dominados por bandas de

CO, TiO, AlH, CaH, CrH, FeH, MgH e H2O (Mould & Hyland 1976; Bessell 1982; Liebert

& Probst 1987; Gizis 1997; Leggett, Allard, & Hauschildt 1998). Na regi˜

ao do óptico, o

28

Cap´ıtulo 1. Introdu¸

ao

efeito da metalicidade é visualizado através das bandas dos óxidos e hidretos: à medida que

a metalicidade abaixa, as bandas dos hidretos ficam mais fortes e dos óxidos mais fracas

(Bidelman & Smethells 1976; Mould & Hyland 1976; Bessell 1982), conforme pode ser visto na Figura (1.2). Devido a este efeito, as suban˜

as vermelhas de alta velocidade, cinemati-

camente associadas ao halo galáctico (Lépine et al. 2007), consistentemente apresentam

bandas de absorç˜

ao de TiO mais estreitas que as an˜

as vermelhas mais comuns associadas

com o disco galáctico. A raz˜

ao entre a força das bandas de TiO e CaH é conhecida como

um diagnóstico de metalicidade (Bessel 1982). No infravermelho próximo, as suban˜

as s˜

ao

caracterizadas pelo achatamento do espectro (Gray & Corbally 2009).

1.3.3

Classificaç˜

ao de metalicidade

Gizis (1997) foi o primeiro a propor um sistema de classificaç˜

ao de metalicidades para

estrelas frias de baixa massa (sub-tipos espectrais (K5-M6) e ultra-frias (M7-M9)). Ele

distinguia três grandes classes de metalicidade: as an˜

as (K5-M9, ou dK5-dM9), as suban˜

as

pobres em metais (sdK5-sdM9) e as suban˜

as extremamente pobres em metais (esdK5-

esdM9). A classificaç˜

ao de Gizis (G7) baseia-se em mediç˜

oes espectroscópicas de quatro