TITULO DO TRABALHOnito, dedicação e conﬁança, que me deram forças para ir em busca dos meus...

UNIVERSIDADE FEDERAL DO RIO GRANDE DO NORTE

CENTRO DE CIÊNCIAS EXATAS E DA TERRA

DEPARTAMENTO DE FÍSICA TEÓRICA E EXPERIMENTAL

PROGRAMA DE PÓS-GRADUAÇÃO EM FÍSICA

SOBRE A COMPOSIÇÃO QUÍMICA EM ESTRELASEVOLUÍDAS DO AGLOMERADO ABERTO M67

GISLANA PEREIRA DE OLIVEIRA

NATAL-RN

2012

GISLANA PEREIRA DE OLIVEIRA

SOBRE A COMPOSIÇÃO QUÍMICA EM ESTRELASEVOLUÍDAS DO AGLOMERADO ABERTO M67

Dissertação de Mestrado apresentada ao Programa de Pós-

Graduação em Física do Departamento de Física Teórica e Expe-

rimental da Universidade Federal do Rio Grande do Norte como

requisito parcial para a obtenção do grau de mestra em Física.

Orientador: Prof. Dr. Bruno Leonardo Canto Martins

NATAL-RN

JUNHO 2012

Aos meus pais-avós, Maria e José e minha mãe, Ana

Maria. Sem o apoio e o amor incondicional de vocês, a

realização desse sonho não seria possível.

i

AGRADECIMENTOS

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

minha vida.

• Ao meu orientador, Dr. Bruno Canto Martins, pela sua dedicação, paciência infinita

e, sobretudo, pela confiança depositada em mim.

• Aos meus pais-avós, Maria e José, e a minha mãe Ana Maria, pelo apoio, amor infi-

nito, dedicação e confiança, que me deram forças para ir em busca dos meus sonhos.

• Ao meu esposo Hércules Santiago, pela cumplicidade, amor, carinho e incentivo nos

momentos mais difíceis.

• Á minha tia Joelma, aos primos Aryanderson, Aryele e Ariany e ao meu padrasto

Francineu, pelos incentivos e compreensão da minha ausência.

• A todos os meus colegas do DFTE/UFRN em especial a Francisco Jânio, Matheus,

Antônio, Heydson, Rízia, Mírian, Jenny e Carlene, pela amizade e companheirismo.

• Aos colegas Caio, Crislane, Noélia, Ana Lúcia e Nilade, Sumaia e Izan pela ajuda na

resolução de problemas técnicos.

• A todos os professores do PPGF-UFRN, em particular ao Dr. José Renan de Medei-

ros, Dr. José Dias do Nascimento Júnior, Dr. Dory Hélio Anselmo, Dr. Luciano Silva

e Dr. Gandhi Mohan pelos conhecimentos transmitidos.

• Aos funcionários do PPGF-UFRN.

• Á CAPES pelo apoio finaceiro .

ii

“Nunca deixe que lhe digam que não vale a pena acredi-

tar no sonho que se tem, ou que seus planos nunca vão dar

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

sempre alcança!"

Renato Russo

iii

Resumo

Os aglomerados abertos da galáxia possuem uma grande variedade de proprie-

dades físicas que os tornam valiosos laboratórios para estudos da evolução química este-

lar e da Galáxia. A fim de melhor compreender essas propriedades nós investigamos a

abundância de um grande número de elementos químicos em uma amostra de 27 estrelas

evoluídas com diferentes estágios evolutivos (turn-off, subgigantes e gigantes) do aglome-

rado aberto M67. Para tal estudo foram utilizados espectros de alta resolução (R ∼ 47 000)

e alto sinal ruído obtidos com UVES+FLAMES em VLT/ UT2, cobrindo um intervalo de

comprimento de onda de 4200- 10 600 Å. Nossa análise espectral é baseada nos modelos

de atmosfera MARCS e a ferramenta espectroscópica Turbospectrum. O oxigênio [O I] foi

determinado a partir da linha 6300 Å. Além disso, também determinamos a abundância

de Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Zr I, La II e Cr I. As abundâncias investigadas

neste trabalho, combinadas com seus parâmetros estelares, oferecem a oportunidade de

determinar o nível de diluição e mistura convectiva em estrelas evoluídas de M67. Com

base nos parâmetros obtidos, as abundâncias referidas parecem seguir uma tendência se-

melhante à curva de abundâncias solares. Adicionalmente, seguindo estratégias de outros

estudos investigamos as abundâncias relativas como função da temperatura efetiva e da

metalicidade, onde foi possível observar uma superabundância de Na, Al e Si para as es-

trelas no ramo das gigantes. Uma grande dispersão, de estrela para estrela, é observada

nas razões de [X/Fe] para o Co, Zr e La, além da inexistência do Zr e La, nas estrelas do

Turn-off. Comparações feitas entre nossos resultados e com outros estudos encontrados

na literatura mostram valores de abundâncias que se encontram em acordo e próximos

dos limites das margens de erros.

iv

Abstract

The Galaxy open clusters have a wide variety of physical properties that make

them valuable laboratories for studies of stellar and chemical evolution of the Galaxy.

In order to better settle these properties we investigate the abundances of a large num-

ber of chemical elements in a sample of 27 evolved stars of the open cluster M67 with

different evolutionary stages (turn-off, subgiant and giant stars). For such a study we

used high-resolution spectra (R ∼ 47 000) and high S/N obtained with UVES+FLAMES at

VLT/UT2, covering the wavelength interval 4200-10 600 Å. Our spectral analysis is based

on the MARCS models of atmosphere and Turbospectrum spectroscopic tool. The oxygen

abundances were determined from the [O I] line at 6300 Å. In addition, we have also com-

puted abundances of Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Zr I, La II and Cr I. The

abundances investigated in this work, combined with their stellar parameters, offers an

opportunity to determine the level of mixing and convective dilution of evolved stars in

M67. Based on the obtained parameters, the abundances of these seem to follow a similar

trend to the curve of solar abundances. Additionally, following strategies of other studies

have investigated the relative abundances as a function of effective temperature and me-

tallicity, where it was possible to observe an abundance of Na, Al and Si to the stars in

the field of giants. A large dispersion from star to star, is observed in the ratios [X / Fe]

for the Co, Zr and La, and the absence of Zr and La, in the stars of the turn-off. Compa-

risons made between our results and other studies in the literature show that values of

abundances are in agreement and close to the limits of the errors.

v

LISTA DE FIGURAS

1.1 A figura representa no diagrama HR o ciclo evolutivo de uma estrela semelhandte ao sol.

Ao lado, esquema do interior da estrela em diferentes fases de sua vida. (Fonte: http :

//www.prof2000.pt/users/angelof/af16/ts_estrelas/biget81.htm) . . . . . . . . . . . 4

2.1 Diagrama cor-magnitude (CM) do aglomerado aberto M67 apresentado por Canto Martins

et al. (2011). As estrelas estudadas no trabalho citado estão representadas por um círculo

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

3.1 Medida da largura equivalente de uma linha. A área do retângulo b é idêntica a área a, pre-

enchida pelo perfil da linha. (Fonte: http://astroweb.iag.usp.br/∼dalpino/AGA215/APOS

TILA/cap05cor.pdf) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

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

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

símbolo⊙

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

estudados no presente trabalho. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

vi

4.2 [O/Fe], [Na/Fe], [Al/Fe] e [Mg/Fe] como função da temperatura efetiva para a nossa

amostra de estrelas evoluídas. As barras de erros correspondem a soma quadrática das

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

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

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

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

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

[Cr/Fe]. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30

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

4.5 [O/Fe], [Na/Fe], [Al/Fe] e [Mg/Fe] como função da metalicidade para as estrelas evoluí-

das de nossa amostra. As barras de erros correspondem a soma quadrática das incertezas

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

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

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

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

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

vii

LISTA DE TABELAS

3.1 Parâmetros atmosféricos determinados em Canto Martins et al.(2011), para

a amostra de 27 estrelas. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

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

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

4.3 Comparação para a estrela S1010 entre as razões [X/Fe] de Tautvaisiene

et al. (2000)(T00), Yong et al. (2005)(Y05) e Pancino et al (2010)(P10) e as

medidas no presente trabalho. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

4.4 Comparação para S1034 e S1239 entre as razões [X/Fe] de Randich et al.

(2006) e aqueles derivados no presente trabalho. . . . . . . . . . . . . . . . . 27

A.1 Medidas das larguras equivalentes das linhas de absorção dos elementos

estudados, para cada estrela do Turn-off. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45


estudados, para cada estrela do ramo das subgigantes. . . . . . . . . . . . . 47


estudados, para as estrelas gigantes. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49

viii

SUMÁRIO

1 Introdução 1

1.1 Aglomerados Estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3

1.1.1 Aglomerados Abertos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

1.1.2 O aglomerado aberto M67 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

1.2 Objetivo deste Trabalho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

1.3 Plano de Trabalho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9

2 Amostra Estelar 10

3 Análise Espectroscópica 13

3.1 Síntese espectral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

3.2 Larguras Equivalentes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

3.3 Modelos Atmosféricos MARCS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

4 Resultados 19

4.1 Abundâncias Químicas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

ix

4.2 Erros: . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

4.3 Curva de Abundâncias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24

4.4 Comparação com dados da literatura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

4.5 Abundâncias relativas versus temperatura efetiva e metalicidade . . . . . . . 28

5 Conclusões e Pespectivas 36

5.1 Conclusões . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36

5.2 Perspectivas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37

Referências bibliográficas 39

Apêndices 44

A Medidas de larguras equivalentes 44

x

CAPÍTULO 1

INTRODUÇÃO

Galileu Galilei não foi o inventor do telescópio, porém foi o primeiro a fazer uso

científico dele para observações astronômicas. No ano de 1610, foi capaz de observar o

universo de maneira nunca antes descrita. A partir de então, novas possibilidades de

estudos foram abertas, fazendo com que obervações contínuas de diversos objetos celeste

fossem o caminho para o entendimento da estrutura e formação de planetas, estrelas e

galáxias.

Outro marco importante na astronomia, foi o estudo da luz emitida pelos objetos

astronômicos. Em 1802, William Hyde Wollaston observou que passando a luz solar por

uma fenda e depois por um prisma, apareciam linhas escuras no espectro (William Hyde,

1802).

Muitos pesquisadores contribuíram para o entendimento de que, tais linhas escu-

ras eram linhas de absorção que se devem ao gás da atmosfera solar, e que cada elemento

produzia linhas específicas. Mas foi o astrônomo Giovani Batista Donati (1860) quem deu

início à espectroscopia de outras estrelas.

1

Capítulo 1. Introdução 2

Desde então, esforços consideráveis foram feitos para a melhoria das técnicas de

observação, no intuito de entender a origem e a evolução química de espécies nucleares.

Os avanços na física nuclear e na astrofísica indicam que as medidas de abundâncias ob-

servadas, devem estar diretamente relacionadas com sua origem. Diferentes teorias foram

desenvolvidas, para melhor explicar a origem dos elementos químicos durante os estágios

primordiais do Universo, tais como: a teoria de polineutrons de Mayer & Teller (1949); a

teoria de equilíbrio desenvolvida por Klein (1947) e Beskow & Treffenberg (1947) e a teoria

do não-equilíbrio proposta por Alpher & Herman (1953), que mais tarde foi alterada por

Hayashi & Nishida(1956). Uma revisão completa destas teorias é encontrada em Alpher

& Herman (1953). Tais teorias citadas acima, diferem nos mecanismos propostos e nos

modelos cosmológicos associados e apesar de muito falharem serviram como base para o

desenvolvimento das teorias atuais.

Dois físicos americanos, Penzias e Wilson (1965), descobriram que o espaço era

preenchido com uma radiação térmica a um temperatura de 2,728 ±0, 002 K, chamada

radiação térmica de fundo. Este fato é consistente com a idéia de que o início do Universo

se deu com uma súbita descompressão, o chamado Big Bang. Dessa forma, essa radiação

nos dá uma visão remota do universo primordial.

Essencialmente, a abundância de elementos químicos determinados a partir de

observações pode ser considerada um êxito, que cresceu junto com as teorias de nucleos-

síntese. Nesse processo as estrelas produzem elementos mais pesados, a partir de elemen-

tos mais leves. O resultado da nucleossíntese faz com que, o gás interestelar acabe sendo

enriquecido com novos elementos químicos ao longo da vida galáctica.

Durante as décadas de 50 e 60, devido ao rápido desenvolvimento das técnicas

de análise espectral, vários estudos foram desenvolvidos no sentido de melhor explicar a

origem dos elementos leves (A < 12). Porém, a baixa precisão dos dados observacionais

limitou esse avanço. Sabe-se atualmente que o estudo das abundâncias dos elementos

leves é crucial para solucionar vários problemas na astrofísica estelar.

Para elementos mais pesados A > 12, as teorias de nucleossíntese atribuem que

as estrelas seriam as fontes responsáveis pela síntese destes elementos, por apresentarem


condições favoráveis, que permitem que a fusão nuclear prossiga de forma eficiente. Essa

síntese é proveniente de reações termonucleares no interior das estrelas que são essenci-

almente as reações de queima do He, o ciclo CNO, o processo de captura de partículas

alpha (processo- α) e o processo de captura de nêutrons. Os elementos sintetizados a

partir de captura de nêutrons são chamados de "processo-s"ou "processo-r", dependendo

se a taxa de captura é mais lenta (slow) ou mais rápida (rapid) que a taxa de decaimento

beta (decaimento com excesso de nêutrons) do elemento em questão (Bowers & Deeming,

1984).

Os esforços realizados a partir de observacões espectroscópicas foram concentra-

dos na análise de abundâncias químicas de estrelas para obter razões de abundâncias de

diversos elementos em relação ao Fe. O aglomerado aberto M67 tem servido como um

importante exemplo no entendimento da evolução estelar. As vantagens que os membros

dos aglomerados tem de serem contemporâneos e idênticos, exceto em massas e estágios

evolutivos, podem servir de forma eficiente para analisar as misturas sensíveis de abun-

dâncias (Tautvaisiene et al. 2000). No entanto, poucos estudos focam na determinação de

sua composição química (Randich et al. 2005, e referências citadas).

1.1 Aglomerados Estelares

Os aglomerados estelares que formam nossa galáxia têm servido como importan-

tes laboratórios. Estes sistemas podem ter suas estrelas analisadas em função de alguns

parâmetros físicos similares, que nos auxiliam através de ricas informações e nos leva a

uma melhor compreensão da formação e evolução dos sistemas estelares (Lada & Lada

2003).

Sabemos que todas as informações de um sistema estelar são necessariamente

obtidas a partir da análise da radiação emitida pelas estrelas que o constitue. Um impor-

tante avanço para uma correta interpretação destas informações foi realizado pela teoria

da evolução estelar. A capacidade de prever, a luminosidade (log(L/L⊙)) e a tempera-


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

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

temperatura.

Figura 1.1: A figura representa no diagrama HR o ciclo evolutivo de uma estrela semelhandteao sol. Ao lado, esquema do interior da estrela em diferentes fases de sua vida. (Fonte: http ://www.prof2000.pt/users/angelof/af16/ts_estrelas/biget81.htm)

Esse diagrama adota a convenção de que a temperatura cresce para a esquerda e

a luminosidade para cima. Podemos observar, de forma clara, as diversas fases evolutivas

que uma estrela atravessa, desde o seu nascimento até a sua morte. Estas fases estão asso-

ciadas a muitas coisas, entre elas, reações nucleares no interior das estrelas que dependem

das condições iniciais de massa e composição química.

Em termos observacionais, a luminosidade pode ser obtida através de medidas

de magnitude (Brilho da estrela) e a temperatura efetiva a partir de seu índice de cor ou

tipo espectral. Deste modo, podemos partir para um plano observacional, o diagrama

cor-magnitude (CM), possibilitando dessa forma a localização de estrelas quanto à idade,

composição química e massa.


De acordo com o modelo padrão, as estrelas de um aglomerado foram formadas

da mesma nuvem de gás e poeira e, portanto, possuem a mesma idade a mesma com-

posição química e aproximadamente a mesma distância de nós. Além disso, verificou-se

também que estes conjuntos de estrelas ocupam uma região delimitada muito menor do

que a sua distância ao Sol. Sua importância é tanta que são considerados os blocos funda-

mentais de construção das galáxias (Grijs 2007, Kroupa 2005).

Os aglomerados estelares podem ser classificados como abertos ou fechados, de

acordo com sua estrutura, idade, cinemática, número de estrelas constituintes e distri-

buição espacial em torno do núcleo galáctico. A estrutura de um aglomerado pode ser

definida com núcleo/halo, onde o núcleo está ligado gravitacionalmente e o halo acaba

perdendo estrelas para o campo galáctico após segregação de massa.

Estes aglomerados têm servido como importantes fontes de observação, pois, eles

nos proporcionam uma ampla visão dos processos de formação e evolução estelar. A

formação estelar nestes aglomerados se dá de forma simultânea a partir de uma nuvem

molecular progenitora. Por conter uma grande amostra de estrelas de mesma origem e

concentradas em um pequeno volume, são considerados importantes laboratórios astro-

físicos (Burstein et al. 1986; Carraro et al. 1996 e referências citadas).

A partir de dados espectroscópicos e fotométricos, podem ser determinados pa-

râmetros astrofísicos tais como idade, metalicidade, avermelhamento e distância de um

aglomerado estudado. A combinação desses parâmetros geram cenários de formação e

evolução da Galáxia, por exemplo, através de gradientes de idades e metalicidades (Ma-

ciel et al. 2005).

Mais organizados e compactos, os aglomerados globulares, são considerados bo-

las de estrelas, por apresentarem uma distribuição aproximadamente esférica, onde a den-

sidade estelar cresce das regiões externas em direção ao centro. Sua formação ocorreu a

partir de nuvens moleculares gigantes com ∼ 108 M⊙, e são localizados no halo das ga-

láxias. Eles contém entre 104 e 106 estrelas e podemos encontrar aglomerados globulares

com massas totais com valores típicos da ordem de ∼ 105 M⊙ (Brodie & Strader 2006).

Estimativas prevêem a existência de aproximadamente 200 aglomerados globula-


res em nossa galáxia, mas apenas 160 foram observados até o momento. Na compilação

de Harris (1996) e posteriores atualizações são 150 aglomerados catalogados.

1.1.1 Aglomerados Abertos

Um aglomerado aberto é, tipicamente, um grupo de estrelas fracamente ligadas

gravitacionalmente. Estes são formados continuamente ao longo do plano galáctico, por

nuvens de gás progenitoras que podem variar entre 104 e 106 M⊙. Um típico aglomerado

aberto contém de 102 a 103 estrelas e tem um raio da ordem de 1 a 10 parsecs1.

A estrutura da maioria dos aglomerados abertos pode ser descrita por dois sub-

sistemas, um núcleo denso e um halo esparso (Bonatto & Bica 2005).

O estudo da distribuição espacial dos aglomerados abertos - sua idade, proces-

sos de formação, evolução, dinâmica e dissolução pode servir como importantes testes

para a evolução estelar, bem como sobre a formação e evolução do disco galáctico. Com

o desenvolvimento das técnicas de análises, dados espectroscópicos e fotométricos, são

capazes de fornecer informações sobre idades, abundâncias químicas e cinemáticas, que

esclarecem as relações entre aglomerados abertos e outras populações galácticas, como as

estrelas do campo2. Estudos para diversos aglomerados abertos, com diferentes idades e

distâncias, são realizados para explorar possíveis gradientes de abundâncias e a relação

abundâncias químicas versus idade. Estes estudos têm mostrado uma complexa história

de enriquecimento químico e mistura no disco (Friel et al. 2002).

1.1.2 O aglomerado aberto M67

O aglomerado aberto M67 é considerado um importante laboratório para o en-

1Unidade de comprimento usado em astronomia, baseado no método de paralaxe trigonométrica. Umparsec é a distância que um observador veria o raio da órbita da Terra com um tamanho angular de 1".

2São estrelas que não pertencem a uma aglomerado e podem estar localizadas no halo, no bojo ou nodisco da Via- Láctea.


tendimento da evolução estelar. Também conhecido como NGC 2682, este aglomerado

mencionado como aglomerado de idade solar, de cerca de 4,5 bilhões de anos, é conside-

rado um dos mais antigos aglomerados abertos da Via- Láctea (Canto Martins et al. 2011,

e referências contidas).

A grande maioria dos aglomerados abertos possuem idades inferiores a 1 bilhão

de anos, pois estes perdem massa durante curtas escalas de tempo desde sua formação.

O aglomerado M67 é constituído por cerca de 500 estrelas , sendo 11 estrelas gi-

gantes de tipo espectral K e várias estrelas localizadas no ramo horizontal. Estrelas pe-

culiares localizadas na região do azul, também são percebidas neste aglomerado, onde

estas são conhecidas como Blue Stragglers. Este aglomerado também possui cerca de 200

estrelas anãs e 100 estrelas bastante parecidas com o Sol.

Johnson & Sandage (1955), com o auxílio do Sistema U,B,V determinaram a cor

e a magnitude de 500 estrelas do aglomerado aberto M67, assim um diagrama cor- mag-

nitude (C-M) preciso foi desenvolvido para este aglomerado. A partir deste trabalho eles

perceberam que o aglomerado aberto M67, possuía uma idade elevada, além de estágios

evolutivos bastante avançados. Shapley (1917) realizou os primeiros trabalhos sobre cor e

magnitude em M67. Barnard (1931) mediu a posição do seu principais componentes este-

lares determinando também seus movimentos próprios, enquanto Popper (1954) obteve o

espectro das estrelas mais brilhantes de M67.

Como foi mencionado anteriormente o estudo das abundâncias químicas na at-

mosfera estelar, são valiosas informação para as teorias da evolução estelar. Com base

neste fato, foram analisadas seis estrelas com queima de hélio no núcleo e três estrelas

gigantes, membros de M67. As razões de abundâncias nas estrelas investigadas sugere

que o carbono é esgotado por cerca de 0,2 dex, o nitrogênio é aprimorado por cerca de

0,2 dex e o oxigênio é inalterado. Entre outras misturas sensíveis de elementos químicos,

uma superabundância de sódio pode ser detectada. Este resultado sugere que, após uma

explosão do núcleo de hélio (He- flash), ocorre uma mistura extra do material produzido

pelo ciclo CN na superfície estelar. Observou-se que as abundâncias de elementos quí-

micos pesados nas nove estrelas de M67 eram idênticos ou próximos aos valores solares


(Tautvaisiene et al. 2000).

Outra análise de abundâncias químicas na atmosfera de estrelas pertencentes ao

aglomerado M67 é feita em Randich et al. 2006. A amostra é composta de sete estrelas

da sequência principal, uma do turn- off e duas evoluídas no ramo das subgigantes. Para

todas elas foram determinadas as abundâncias químicas dos elementos O, Na, Mg, Al, Si,

Ca, Ti, Cr e Ni. O resultado para estas razões de abundâncias [X/Fe] das estrelas de M67,

é de que são muito próximas aos valores solares.

No trabalho de (Canto Martins et al. 2011), uma grande amostra de estrelas per-

tencentes a M67, foi estudada. Essa amostra era composta por 27 estrelas e foi determi-

nado a abundância de Li e parâmetros estelares importantes (Tef , log g, [Fe/H]), veloci-

dade de microturbulência e rotacional). Estas seguem um padrão evolutivo que vai do

turn- off ao ramo das gigantes vermelhas. As abundâncias determinadas confirmam a

diminuição do Li para estrelas evoluídas, além de mostrar que a evolução do Li é deter-

minada pela evolução do momentum angular.

Já com relação a metalicidade de M67, algumas determinações de abundâncias de

[Fe/H], foram realizadas pelos autores citados acima. São elas: [Fe/H]= -0,03 (Tautvai-

siene et al. 2000), [Fe/H]= 0,03 (Randich et al. 2006) e [Fe/H]= -0,05 (Canto Martins et

al. 2011). Devido a estes resultados, o aglomerado aberto M67 é também considerado um

aglomerado cuja metalicidade, além da idade, é solar.

1.2 Objetivo deste Trabalho

Um problema clássico e bastante relevante dentro da Astrofísica Estelar é o de en-

tender como as abundâncias dos elementos químicos se comportam, quando uma estrela

evolui para estágios mais avançados.

As abundâncias químicas em estrelas evoluídas do aglomerado estelar M67, com-

binadas com parâmetros atmosféricos (temperatura efetiva e metalicidade), proporcio-

nam uma poderosa maneira de investigar a evolução química deste aglomerado, assim


como o nível de mistura nestas estrelas.

Deste modo, o objetivo principal deste trabalho é efetuar a análise espectroscópica

de diversos elementos e usar o método de síntese espectral de linhas atômicas, visando

obter a abundância de 12 elementos químicos para uma amostra de estrelas evoluídas em

diferentes estágios evolutivos (estrelas do turn- off, subgigantes e gigantes) do aglome-

rado aberto M67.

1.3 Plano de Trabalho

A presente dissertação está apresentada na forma a seguir.

No capítulo 2, são apresentados os dados observacionais e os parâmetros atmos-

féricos utilizados neste trabalho.

No capítulo 3, apresentamos a técnica de síntese espectral utilizada neste trabalho

para a obtenção das abundâncias químicas dos elementos O I, Si I, Na I, Al I, Ca I, Ti I, Co

I, Ni I, Zr I, La II e Cr I. Também discutimos alguns pontos importantes destas medidas,

tais como seus erros e a análise das medidas.

No capítulo 4, apresentamos e discutimos os principais resultados deste trabalho.

Por fim, no capítulo 5, apresentamos nossas conclusões e algumas perspectivas

de continuaidade para este trabalho.

CAPÍTULO 2

AMOSTRA ESTELAR

Uma amostra de 27 estrelas foi utilizada para a realização do presente trabalho.

Tais estrelas, pertencem ao aglomerado aberto M67. São estrelas pós-sequência principal,

conhecidas como estrelas evoluídas e estão divididas em três grupos baseados nos seus

estágios evolutivos.

O primeiro desses grupos é constituído por estrelas do turn-off. São estrelas que

estão deixando a sequência principal. No segundo grupo estão as estrelas que se en-

contram no ramo das subgigantes. Nesses dois grupos, as estrelas já apresentam uma

expansão de suas envoltórias convectivas, pois, é nessa fase onde a temperatura dimi-

nui e a luminosidade tende a aumentar. Isso ocorre, devido aos processos nucleares de

transformação de Hidrogênio em Hélio, modificando a estrutura da estrela.

Temos no último grupo, estrelas que se encontram no Ramo das Gigantes Verme-

lhas e estrelas do Clump1. As estrelas que compõem este grupo já devem ter passado pelo

1Esse período na evolução estelar é quando a estrela passa a queimar Hélio no núcleo e esta encontra-seno ramo horizontal do diagrama HR.

10

Capítulo 2. Amostra Estelar 11

processo de dragagem, fazendo com que os produtos oriundos do ciclo CNO sejam leva-

dos até a superfície da estrela e, desta forma, altere as abundâncias superficiais de C, N e

O.

Na figura (2.1), mostramos o diagrama cor- magnitude (CM) de M67 apresen-

tado por Canto Martins et al. (2011). As estrelas de nossa amostra estão representadas

na referida figura por círculos abertos com um ponto. A fotometria utilizada foi a de

Montgomery et al. (1993)

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

Para a observação dessas estrelas foi usado o telescópio do VLT/ Unit 2 (ESO,

Paranal, Chile), usando o espectrógrafo FLAMES-UVES (Pasquini et al. 2002). Um estudo

importante dessas estrelas foi realizado por Canto Martins et al. (2011), onde diversos

parâmetros físicos (temperatura efetiva, gravidade superficial, metalicidade, velocidade

Capítulo 2. Amostra Estelar 12

de microturbulência e rotacional) assim como a abundância do Li foram determinados. É

com base nos espectros das estrelas e nos parâmetros físicos obtidos em seu trabalho, que

então nos baseamos para o presente trabalho.

As estrelas selecionadas foram observadas usando uma mesma configuração ins-

trumental, onde o braço vermelho do UVES foi centrado em 580 nm, cobrindo uma faixa

de comprimento de onda de 420-680 nm e também centrado em 860 nm, cobrindo uma

grande região de 606-1060 nm. Estas observações tem um poder de resolução de R ∼

47.000 (1 segundo de arco de cobertura).

Cada estrela possui dois ou mais espectros que foram coletados com este instru-

mento. Portanto, para que tenhamos uma boa qualidade dos dados, combinamos diferen-

tes exposições de uma mesma estrela, visando obter um espectro final com melhor razão

sinal-ruído (S/N) para cada estrela. Essas razões estão em torno de 100 por pixel para as

estrelas de turn-off, e subgigantes, enquanto que para as gigantes temos S/N em torno de

50 por pixel.

CAPÍTULO 3

ANÁLISE ESPECTROSCÓPICA

Segundo R. J. Tayler (1972), a partir de linhas espectrais características dos ele-

mentos na radiação das estrelas, que podem se deduzir a presença dos elementos quí-

micos encontrados nas estrelas. Essas linhas espectrais podem ser linhas de absorção,

quando a intensidade da radiação é reduzida a uma região de freqüência particular, ou

comprimento de onda. Elas também podem ser linhas de emissão, quando a intensidade

aumenta. As linhas espectrais mais comuns são as de absorção.

As abundâncias atmosféricas podem representar três fatos:

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

mica inicial da estrela;

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

interestelar;

(iii) A abundância inicial modificada por reações nucleares dentro da estrela; Se

houver uma grande perda de massa ou se o material das regiões centrais da estrela, onde

13

Capítulo 3. Análise Espectroscópica 14

as reações nucleares ocorrem, foi levado para a superfície da estrela através de correntes.

Os elementos mais proeminentes em um espectro não são, em sua maioria, os

mais abundantes, mas, são os mais capazes de absorver radiação dos comprimentos de

onda que estão sendo estudados. Alguns elementos podem não ser observados na at-

mosfera das estrelas, porque eles não produzem linhas espectrais na região correta do

espectro, ou não estão nos corretos estados de ionização e excitação para serem produzi-

dos.

Assim, as linhas espectrais são essenciais para que conheçamos a composição quí-

mica dos mesmos.

Atualmente, as melhorias da instrumentação utilizadas na análise destas fontes

emissoras de luz, as estrelas, estão cada vez mais desenvolvidas. Grandes telescópios,

CCDs eficientes, espectrógrafos de alta resolução, aumento da capacidade de processa-

mento de dados e ferramentas computacionais avançadas, têm contribuído para aumentar

a quantidade de estrelas observadas, a qualidade desses dados, como também a obtenção

de novas informações das estrelas.

É com base nesse fato que podemos classificar as estrelas, determinar seus parâ-

metros atmosféricos, abundâncias químicas, dentre outras informações. A determinação

exata das abundâncias de elementos químicos na atmosfera estelar é um processo bas-

tante complexo, de maneira que as informações advindas são de grande importância para

o estudo da evolução estelar.

Nesse capítulo, serão apresentados os procedimentos para a obtenção dos parâ-

metros químicos, como também, será mostrado o cálculo dos seus respectivos erros.

3.1 Síntese espectral

A síntese espectral é a análise comparativa entre espectros sintéticos, fabricados

em laboratórios, com espectros observacionais. Para a síntese das linhas atômicas, são


necessários os comprimentos de onda central para cada transição presente no espectro,

os valores de log gf e o potencial de excitação. Em relação as linhas moleculares, os

parâmetros necessários são: comprimento de onda da transição, potencial de excitação,

log gf e constante de dissociação molecular.

Em nosso trabalho fizemos a análise para os seguintes elementos químicos: O I,

Na I, Mg I, Al I, Si I, Ca I, Ti I, Cr I, Co I, Ni I, Zr I e La II.

Para os dados do presente trabalho, utilizamos uma ferramenta de síntese espec-

tral dentre várias existentes, chamada Turbospectrum (Alvarez & Plez, 1998). Para gerar

os espectros sintéticos, o programa necessita de alguns parâmetros de entrada, são eles:

parâmetros atmosféricos (temperatura efetiva, gravidade superficial, metalicidade, e ve-

locidade de microturbulência), abundâncias químicas, parâmetros atômicos e moleculares

e dois parâmetros de convolução espectral para ajustar o perfil das linhas (perfil instru-

mental e velocidade rotacional).

A nossa lista de linhas atômicas foi obtida da base de dados de Viena-VALD, Vi-

enna Atomic Lines Database (Kupka et al. 1999). No nosso caso, utilizamos uma lista

de linhas abrangendo 12 elementos com correção de log gf , gentilmente fornecida por

Nathália Mattos (2011). Tal correção foi realizada utilizando um espectro de alta resolu-

ção (R ∼ 150.000) do Sol (Hinkle et al. 2000). O método de determinação, juntamente com

os valores de correção para cada linha está disponível no trabalho desta autora.

3.2 Larguras Equivalentes

As linhas de absorção presentes nos espectros das estrelas, conhecidas também

como linhas escuras, estão associadas a elementos químicos presentes na atmosfera es-

telar. Uma das principais características dessas linhas atômicas é a intensidade com que

estas se apresentam. Observa-se que, tais linhas aparecem como uma curva, e geralmente

possuem a forma de uma gaussiana invertida. Dessa forma podemos definir a largura

equivalente (LE), como sendo a largura de um retângulo cuja área é igual à área ocupada


pela linha formada por um elemento qualquer em um gráfico da intensidade versus com-

primento de onda (medido em angstrom).

Figura 3.1: Medida da largura equivalente de uma linha. A área do retângulo b é idêntica aárea a, preenchida pelo perfil da linha. (Fonte: http://astroweb.iag.usp.br/∼dalpino/AGA215/APOSTILA/cap05cor.pdf)

Para todas as 27 estrelas utilizadas na nossa análise, foram feitas medidas da lar-

guras equivalentes para as linhas de absorção dos seguintes elementos selecionados (O I,

Na I, Mg I, Al I, Si I, Ca I, Ti I, Cr I, Co I, Ni I, Zr I e La II). Estas larguras equivalentes

foram medidas de forma automática com o auxílio do programa DAOSPEC (Stetson &

Pancino, 2004). Este programa é capaz de ajustar um perfil gaussiano ao perfil das linhas

aqui selecionadas, tomando o contínuo como referência.

Aproximadamente 80 linhas foram selecionadas no intuito de minimizar erros,

em casos, onde linhas espectrais não estão suficientemente isoladas (blends), podendo di-

ficultar a determinação da largura equivalente. Com os valores das larguras equivalentes,

foi possível determinar as abundâncias dos elementos para as estrelas de nossa amostra.

Para o cálculo das abundâncias, foi utilizada a ferramenta Turbospectrum (descrita em

Alvarez & Plez (1998)).

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

equivalentes medidas neste trabalho.

3.3 Modelos Atmosféricos MARCS


Para que se possa compreender como os parâmetros físicos variam com a pro-

fundidade das camadas mais externas das estrelas, é usado um modelo físico-teórico cha-

mado modelo de atmosfera. Para a presente análise, foram utilizados os modelos de at-

mosfera estelar MARCS. Estes são baseados na aproximação plano-paralela e esférica de

modelos atmosféricos em Equilíbrio Termodinâmico Local (ETL) e equilíbrio radioativo.

Tais modelos são úteis para estrelas que apresentam condições favoráveis como: tempe-

ratura efetiva (Tef ) em 4000 e 8000 K, gravidade superficial (log g), variando de -1,0 a 5,0

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

Para a amostra de estrelas aqui estudada, os modelos atmosféricos foram calcula-

dos a partir de uma rotina de interpolação gentilmente fornecida pelo Dr. Thomas Mas-

seron (Ohio State University, EUA). Este programa realiza uma interpolação linear em

cubo, utilizando 8 modelos MARCS. Para que um modelo de atmosfera seja gerado para

determinadas estrelas, é necessário que sejam conhecidas: a temperatura efetiva (Tef ), a

metalicidade ([Fe/H]) e a gravidade superficial (log g). As técnicas de determinação e os

valores dos parâmetros atmosféricos das estrelas de nossa amostra, são apresentados em

Canto Martins et al. (2011).

Na tabela (3.1), listamos para cada estrela, os valores dos parâmetros atmosféricos

(Tef ), ξ, log g e [Fe/H], utilizados em nosso trabalho.


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

ID Teff log g ξ [Fe/H](K) (km.s−1)

Estrelas do Turn-offS1273 6159 4,01 1,86 -0,04±0, 04S1607 6127 3,81 1,77 -0,11±0, 06S1275 6050 4,00 1,64 -0,04±0, 04S1034 6020 3,90 1,94 -0,08±0, 03S2207 6000 3,90 1,62 -0,03±0, 03S1268 5996 3,86 1,75 -0,11±0, 07S1487 5940 3,81 1,67 -0,05±0, 03

Estrelas subgigantesS1242 5810 3,90 1,50 -0,04±0, 06S1323 5654 3,90 1,50 +0,03±0, 04S1239 5644 3,80 1,41 +0,00±0, 03S806 5461 3,80 1,25 +0,08±0, 03

S2208 5429 3,90 1,24 +0,01±0, 03S1438 5420 3,80 1,27 -0,06±0, 03S774 5240 3,70 1,20 -0,08±0, 03

Estrelas gigantesS1245 5170 3,61 1,19 -0,02±0, 03S1231 5130 3,60 1,12 -0,02±0, 03S1319 5104 3,61 1,16 -0,07±0, 03S1293 4970 3,30 1,32 -0,01±0, 03S1305 4940 3,20 1,18 -0,08±0, 03S1254 4820 2,91 1,30 -0,03±0, 04S1277 4820 3,00 1,26 +0,01±0, 05S1279 4779 2,72 1,57 -0,01±0, 08S1288 4773 2,90 1,32 -0,01±0, 04S1074 4750 2,60 1,62 -0,07±0, 04S1010 4748 2,60 1,58 -0,03±0, 07S1016 4430 2,31 1,52 -0,05±0, 05S978 4260 1,90 1,63 -0,15±0, 06

CAPÍTULO 4

RESULTADOS

4.1 Abundâncias Químicas

Os valores de log n(X) para cada linha foram determinados baseados nas medidas de LE

e parâmetros estelares listados nas tabelas (A.1) e (3.1), respectivamente. As abundâncias

finais para cada estrela e cada elemento foram obtidas calculando uma média simples dos

valores medidos para diferentes linhas do mesmo elemento.

Os valores das razões [X/Fe]1 para cada estrela foram determinados de forma dife-

rencial com respeito as abundâncias solares. Os valores das abundâncias solares adotados

são aqueles de Asplund, Grevesse & Sauval (2005). As razões [X/Fe] para O, Na, Mg, Al,

Si, Ca, Ti, Cr, Co, Ni, Zr e La estão listados na tabela (4.1).1Para a obtenção desse parâmetro, usamos a seguinte notação: X, representa os elementos em questão;

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

19

Capítulo 4. Resultados 20

Erros nos valores de [X/Fe], listados na tabela (4.1), correspondem a soma qua-

drática dos erros induzidos pelos erros nos parâmetros individuais. Para tal, alteramos

estes parâmetros no sentido de variar a temperatura efetiva, a metalicidade, a gravidade

superficial e a velocidade de microturbulência.

As abundâncias médias para as estrelas de M67 de nossa amostra são listadas na

tabela 4.2 junto com seu desvio padrão.


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

ID [O/Fe] [Na/Fe] [Mg/Fe] [Al/Fe] [Si/Fe] [Ca/Fe]

Estrelas do Turn-offS1273 0,035 ±0, 13 -0,004 ±0, 04 -0,005 ±0, 05 -0,104 ±0, 05 0,057 ±0, 05 0,031 ±0, 10S1607 0,183 ±0, 10 0,043 ±0, 04 0,084 ±0, 06 -0,082 ±0, 04 0,05 ±0, 05 0,093 ±0, 08S1275 -0,142 ±0, 17 -0,018 ±0, 05 -0,035 ±0, 06 -0,124 ±0, 04 0,054 ±0, 04 0,084 ±0, 10S1034 0,001 ±0, 13 0,007 ±0, 05 0,025 ±0, 06 -0,182 ±0, 05 0,101 ±0, 04 0,063 ±0, 08S2207 -0,125 ±0, 18 -0,027 ±0, 05 -0,004 ±0, 06 -0,054 ±0, 04 0,017 ±0, 05 0,031 ±0, 10S1268 0,098 ±0, 14 -0,012 ±0, 05 -0,026 ±0, 06 -0,105 ±0, 04 0,094 ±0, 04 0,029 ±0, 08S1487 -0,021 ±0, 13 -0,002 ±0, 05 -0,129 ±0, 06 0,103 ±0, 03 0,046 ±0, 04 0,044 ±0, 96

Estrelas subgigantesS1242 -0,158 ±0, 13 0,044 ±0, 06 -0,046 ±0, 08 -0,054 ±0, 05 0,006 ±0, 06 0,060 ±0, 09S1323 0,004 ±0, 25 0,020 ±0, 07 -0,099 ±0, 07 -0,093 ±0, 06 0,063 ±0, 13 0,011 ±0, 10S1239 -0,030 ±0, 12 0,012 ±0, 06 -0,057 ±0, 07 -0,123 ±0, 06 0,029 ±0, 06 -0,017 ±0, 12S806 -0,092 ±0, 15 -0,011 ±0, 06 -0,112 ±0, 09 -0,083 ±0, 05 0,006 ±0, 06 0,016 ±0, 12

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

Estrelas gigantesS1245 -0,074 ±0, 14 0,053 ±0, 08 -0,070 ±0, 06 -0,056 ±0, 05 0,076 ±0, 05 0,050 ±0, 13S1231 -0,128 ±0, 10 0,061 ±0, 08 -0,076 ±0, 08 -0,090 ±0, 06 0,066 ±0, 06 0,059 ±0, 12S1319 -0,011 ±0, 15 0,025 ±0, 08 0,012 ±0, 07 0,033 ±0, 06 0,061 ±0, 05 0,030 ±0, 14S1293 -0,046 ±0, 14 0,082 ±0, 09 0,014 ±0, 07 0,013 ±0, 06 0,106 ±0, 06 0,035 ±0, 15S1305 -0,117 ±0, 14 0,053 ±0, 09 0,053 ±0, 07 0,066 ±0, 07 0,088 ±0, 06 0,027 ±0, 15S1254 0,016 ±0, 14 0,207 ±0, 10 -0,068 ±0, 10 0,042 ±0, 07 0,112 ±0, 08 0,066 ±0, 17S1277 -0,023 ±0, 14 0,098 ±0, 11 0,031 ±0, 06 -0,011 ±0, 07 0,107 ±0, 08 0,050 ±0, 17S1279 0,077 ±0, 14 0,206 ±0, 11 0,047 ±0, 07 0,030 ±0, 07 0,117 ±0, 09 0,016 ±0, 17S1288 0,027 ±0, 14 0,174 ±0, 12 0,032 ±0, 07 0,006 ±0, 07 0,114 ±0, 08 0,017 ±0, 17S1074 -0,018 ±0, 26 0,221 ±0, 13 0,091 ±0, 08 0,067 ±0, 08 0,162 ±0, 11 0,050 ±0, 20S1010 0,006 ±0, 15 0,221 ±0, 11 0,051 ±0, 07 0,030 ±0, 07 0,145 ±0, 09 0,014 ±0, 18S1016 0,084 ±0, 13 0,162 ±0, 13 0,068 ±0, 07 0,038 ±0, 08 0,196 ±0, 11 -0,007 ±0, 20S978 0,067 ±0, 18 0,271 ±0, 15 0,105 ±0, 07 0,150 ±0, 09 0,179 ±0, 16 0,020 ±0, 22


ID [Ti/Fe] [Cr/Fe] [Co/Fe] [Ni/Fe] [Zr/Fe] [La/Fe]

Estrelas do Turn-offS1273 0,197 ±0, 09 0,030 ±0, 09 ... 0,009 ±0, 06 ... ...S1607 0,108 ±0, 09 0,048 ±0, 09 ... 0,069 ±0, 06 ... ...S1275 0,133 ±0, 09 0,041 ±0, 10 ... 0,029 ±0, 06 ... ...S1034 0,142 ±0, 09 0,044 ±0, 10 ... 0,068 ±0, 06 ... ...S2207 0,065 ±0, 09 0,039 ±0, 11 -0,097±0, 21 -0,067 ±0, 07 ... ...S1268 0,075 ±0, 09 0,037 ±0, 10 ... 0,050 ±0, 06 ... ...S1487 0,096 ±0, 09 0,148 ±0, 12 ... 0,034 ±0, 06 ... ...

Estrelas subgigantesS1242 0,119 ±0, 10 0,094 ±0, 13 0,026 ±0, 10 0,031 ±0, 08 ... ...S1323 0,124 ±0, 13 0,090 ±0, 17 0,079 ±0, 16 0,073 ±0, 13 0,212 ±0, 12 0,126 ±0, 12S1239 0,066 ±0, 11 0,119 ±0, 16 0,035 ±0, 10 0,070 ±0, 08 ... -0,017 ±0, 13S806 0,069 ±0, 12 0,107 ±0, 19 -0,021 ±0, 09 0,051 ±0, 08 -0,060 ±0, 13 ...

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

Estrelas GigantesS1245 0,137 ±0, 15 0,191 ±0, 21 0,072 ±0, 09 0,083 ±0, 08 -0,078 ±0, 15 0,060 ±0, 13S1231 0,147 ±0, 15 0,162 ±0, 21 0,062 ±0, 09 0,087 ±0, 13 -0,047 ±0, 14 -0,057 ±0, 09S1319 0,118 ±0, 15 0,109 ±0, 21 0,022 ±0, 09 0,075 ±0, 08 -0,243 ±0, 16 0,007 ±0, 13S1293 0,153 ±0, 17 0,149 ±0, 24 0,197 ±0, 10 0,061 ±0, 10 -0,047 ±0, 16 0,101 ±0, 12S1305 0,044 ±0, 20 0,119 ±0, 23 0,080 ±0, 10 0,069 ±0, 09 -0,193 ±0, 16 0,030 ±0, 12S1254 0,147 ±0, 20 0,164 ±0, 26 0,270 ±0, 13 0,088 ±0, 12 -0,033 ±0, 17 0,123 ±0, 12S1277 0,136 ±0, 20 0,162 ±0, 26 0,255 ±0, 13 -0,018 ±0, 12 -0,118 ±0, 17 0,140 ±0, 12S1279 0,140 ±0, 21 0,119 ±0, 28 0,356 ±0, 30 0,068 ±0, 12 -0,080 ±0, 18 0,195 ±0, 13S1288 0,142 ±0, 21 0,141 ±0, 27 0,294 ±0, 14 0,055 ±0, 12 -0,137 ±0, 18 0,213 ±0, 12S1074 0,121 ±0, 21 0,095 ±0, 29 0,313 ±0, 16 0,063 ±0, 14 -0,108 ±0, 18 0,114 ±0, 23S1010 0,105 ±0, 21 0,107 ±0, 29 0,331 ±0, 15 0,083 ±0, 13 -0,110 ±0, 18 0,176 ±0, 13S1016 0,103 ±0, 25 0,106 ±0, 30 0,618 ±0, 22 0,086 ±0, 14 -0,173 ±0, 20 0,266 ±0, 13S978 0,101 ±0, 27 0,162 ±0, 30 0,700 ±0, 27 0,059 ±0, 17 -0,120 ±0, 23 0,299 ±0, 20


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

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

4.2 Erros:

Na determinação das abundâncias químicas, diversas são as fontes de erros internos,

que incluem incertezas nos parâmetros atômicos e estelares, bem como erros nas medidas

das larguras equivalentes. Os espectros de nossa amostra são caracterizados por diferen-

tes valores de sinal ruído, e por esse motivo, não é possível determinar um erro típico

nas medidas de larguras equivalentes, no entanto, erros nas abundâncias determinadas

devido a erros na largura equivalente, podem ser aproximadamente representados pelo

desvio padrão (ou rms) da abundância média determinada a partir de linhas individuais.

As incertezas na determinação das abundâncias de cada espécie atômica, devido

aos parâmetros atmosféricos (Tef , [Fe/H], ξ e log g), também foram determinados. As in-

certezas assumidas foram de ± 70 K para a Tef , ± 0.2 dex para log g, e ± 0.2 Km s −1 para ξ.

Tais incertezas foram calculadas por Canto Martins (2011), incluindo as incertezas para a

metalicidade de cada estrela. Para o cálculo do erro final, variamos cada parâmetro sepa-

radamente enquanto deixamos os outros inalterados. Dessa forma, foi possível, calcular

a soma quadrática dos erros induzidos pelos erros nos parâmetros individuais, ou seja,


realizamos a raiz da soma quadrática da diferença entre as abundâncias dos elementos

em questão e as abundâncias dos mesmo gerado pelos erros individuais.

4.3 Curva de Abundâncias

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

mos uma comparação destas abundâncias com a abundância solar presentes em Asplund,

Grevesse & Sauval (2005). A nossa comparação é mostrada na figura (4.1).

Podemos observar que as nossas abundâncias medidas para as estrelas de nossa

amostra seguem a mesma tendência que o Sol.

Juntamente com o ferro, as abundâncias de outros elementos químicos são tam-

bém muito próximos ao solar, como deveria ser em um aglomerado com praticamente a

mesma idade do Sol entre 3.5-4.5 giga-anos (Vanderberg & Stertson, 2004; Michaud et al.

2004; Randich et al. 2006; Sarajedini et al. 2009).


Figura 4.1: Diagrama das abundâncias Am em função do número atômico Z da nossa amostra de estrelas,representadas pelos círculos pretos. As abundâncias solares estão indicadas com o símbolo

⊙. Para a linha

tracejada, segue a curva de abundâncias do Sol, para os elementos estudados no presente trabalho.

4.4 Comparação com dados da literatura

Poucos estudos foram publicados referentes as abundâncias químicas de estrelas perten-

centes ao aglomerado aberto M67.

Garcia López et al. (1988), baseado na análise de estrelas quentes da seqüência

principal, encontrou abundâncias média de Ca e Si abaixo da solar ( [Ca/ Fe] = -0,14

e [Si/ Fe] = -0,24). Ambas as análises de Ca e Si foram baseadas em uma única linha do

espectro. comportamento oposto pode ser verificado na análise feita no presente trabalho,


onde para a taxa de abundância de Ca temos um comportamento próximo da solar e para

o Si foi encontrado uma tendência de enriquecimento. Contudo, nosso resultado não

deixa de estar em acordo com o de Garcia López et al. (1988), pois este analisou estrelas

que se encontravam ainda na sequência principal, já para as estrelas da nossa amostra,

temos estrelas evoluídas que já passaram por processos de mistura.

Peterson (1992) relata um enriquecimento de 0.1 dex na abundância dos elemen-

tos O, Mg e Si medidas para duas estrelas pertencentes a M67. Com isso, verificamos que

seus resultados estão de acordo com o nosso, no entanto uma maior tendência de enri-

quecimento é encontrada para o Si. Já para as abundãncia de Mg e O com relação ao ferro

parecem ser solares.

Tautvaisiene et al. (2000), Young et al. (2005), Randich et al. (2006) e Pancino et

al. (2010), realizaram uma análise química detalhada de estrelas pertencentes a M67. Nós

temos 3 estrelas em comum com as amostras destes estudos.

A estrela S1010 analisada no presente trabalho, também foi estudada por Tautvai-

siene et al. (2000), Young et al. (2005) e Pancino et al. (2010). Na tabela 4.3, comparamos

os valores das razões [X/Fe] medidas para esta estrela.

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

Razão do T00 Y05 P10 Nossoelemento trabalho[O/Fe] 0,04 ± ... 0,1 ± 0,07 -0,05 ± 0,09 0,01 ± 0,15[Na/Fe] 0,25 ± ... 0,24 ± 0,1 0,1 ± 0,02 0,22 ± 0,12[Mg/Fe] 0,11 ± ... 0,18 ± 0,06 0,29 ± 0,03 0,05 ± 0,0[Al/Fe] 0,08 ± 0,01 0,16 ± 0,05 0,06 ± 0,06 0,03 ± 0,08[Si/Fe] 0,11 ± 0,1 0,11 ± 0,11 0,09 ± 0,02 0,15 ± 0,10[Ca/Fe] 0,09 ± 0,12 0,09 ± 0,05 0,13 ± 0,02 0,01 ± 0,18[Ti/Fe] -0,03 ± 0,17 0,05 ± 0,04 -0,07 ± 0,02 0,11 ± 0,21[Co/Fe] 0,05 ± 0,04 0,01 ± 0,11 0,11 ± 0,02 0,33 ± 0,15[Ni/Fe] 0,05 ± 0,15 0,06 ± 0,11 0,06 ± 0,02 0,08 ± 0,13[La/Fe] -0,06 ± ... 0,13 ± 0,02 0,06 ± 0,05 0,18 ± 0,13


Grande parte das razões de abundâncias obtidas para as estrelas deste estudo es-

tão de acordo ou próximos dos limites das margens de erros das medidas encontradas na

literatura. Para as razões de abundâncias do oxigênio podemos perceber uma discrepân-

cia entre os valores encontrados na literatura e os valores obtidos no presente trabalho.

Outras duas estrelas, S1034 e S1239, também estão inclusas no estudo espectroscó-

pico de Randich et al. (2006). Para estes dois objetos, a tabela 4.3 fornece uma comparação

das abundâncias químicas entre Randich et al. (2006) e o presente estudo.

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

Razão do S1034 S1239elemento Randich Nosso trabalho Randich Nosso trabalho[O/Fe] 0,02±0,06 0,00±0,13 0,01±0,07 -0,03±0,12[Na/Fe] 0,07±0,06 0,01±0,05 0,03±0,09 0,01±0,06[Mg/Fe] -0,02±0,05 0,03±0,06 -0,01±0,09 -0,06±0,07[Al/Fe] -0,08±0,04 -0,18±0,05 0,02±0,06 -0,12±0,06[Si/Fe] 0,03±0,06 0,10±0,04 0,05±0,07 0,03±0,06[Ca/Fe] 0,03±0,06 0,06±0,08 0,00±0,07 -0,17±0,12[Ti/Fe] 0,00±0,07 0,14±0,09 -0,05±0,05 0,07±0,11[Cr/Fe] 0,00±0,05 0,04±0,10 -0,01±0,05 0,12±0,16[Ni/Fe] -0,03±0,07 0,07±0,06 -0,03±0,05 0,07±0,08

De acordo com a tabela 4.4, podemos perceber que os valores encontrados para

as abundâncias das duas estrelas estão de acordo e dentro das incertezas determinadas.

Podemos verificar que encontramos razões de abundâncias abaixo dos valores encontra-

dos em Randich et al.(2006). No caso da estrela S1239, no entanto a incerteza no valor

da medida feita em nosso trabalho é maior do que o feito por Randich et al . (2006). No

trabalho de Randich a determinação da abundância do O foi feita medindo a linha 6300.30

Å, a mesma utilizada no presente trabalho.


4.5 Abundâncias relativas versus temperatura efetiva e me-

talicidade

Seguindo a estratégia de outros estudos (Tautvaisiene et al. 2000; Randich et al. 2006), in-

vestigamos as abundâncias relativas em função da temperatura efetiva e da metalicidade

para nossa amostra de estrelas evoluídas.

As possíveis tendências das abundâncias relativas em função da temperatura efe-

tiva e da metalicidade são importantes informações para as teorias da evolução da galáxia.

Deste modo, foram construídos diagramas [X/Fe] em função de Tef (figuras de 4.2 até 4.4)

e [X/Fe] em função de [Fe/H] (figuras de 4.5 até 4.7) para todas as abundâncias listada

na tabela 4.1. Nestas figuras também estão presentes resultados para M67 publicados por

Tautvaisiene et al. (2000) e Randich et al. (2006).


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

Tautvaisiene et al. (2000) realizou uma análise detalhada de 9 estrelas do Clump

e do ramo das gigantes vermelhas membros do aglomerado M67.As abundâncias encon-

tradas foram bastante normal e próxima da solar, com exceção do Na que apareceu enri-

quecido.

No trabalho de Randich et al. (2006), foram analisadas dez estrelas simples de


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

M67,onde sete são da sequência principal, uma do turn-off e duas encontra-se no ramo das

subgigantes. Quando plotadas as taxas de [X/Fe] versus temperatura efetiva, nenhuma

tendência é evidente. Uma pequena quantidade de dispersão de estrela para estrela pode

ser observada tanto em [Fe/H] quanto em [X/Fe], mas para todos os elementos a disper-

são é bem dentro das incertezas medidas.

Podemos verificar, de acordo com nossos resultados, que um possível enriqueci-

mento é percebido para Na, Al e Si, estes apresentam um comportamento semelhante nas

figuras 4.2 e 4.3.


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

Para os elementos Co, Zr, e La, percebemos uma grande dispersão de estrela para

estrela, na figura 4.4. Além disso, é possível observar a inexistência de medidas de abun-

dância de Zr e La nas estrelas do turn-off. Tal fato pode ser explicado pela quantidade

de linhas medidas para estes elementos. Para a análise destas abundâncias utilizamos a

linha 6390,48 Å para o La, as linhas 6127,48 Å; 6134,59 Å e 6143,20 Å para o Zr e as linhas

6189,00 Å; 6454,99 Å para o Co, o que pode ter contribuído para as incertezas nas medidas

destas abundâncias.

As figuras 4.2 até 4.4 mostram que não existe tendência evidente das razões [X/Fe]


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

para estes elementos no ramo das estrelas gigantes. A análise feita por Tautvaisiene et

al. (2000), mostra uma leve superabundância de Na e esta superabundância em gigantes

vermelhas tem sido considerada de origem primordial. Como Na e Al não são produzi-

dos durante a evolução de estrelas de baixa massa, tal enriquecimento do Na pode ser

de origem primordial, e indica que a núvem progenitora do aglomerado poderia não ser

homogênia durante a época de formação das estrelas de baixa massa (Cottrell & Da Costa,

1981). Tautvaisiene et al. (2000) em seus resultados pôde verificar também que a supe-

rabundância de Na não é seguida de uma superabundância de Al e uma depleção da

abundância de O. Tal resultado está de acordo com o nosso, pois no nosso diagrama ve-

rificamos uma superaundância de Na. Com relação ao Al verificamos também uma leve

superabundância e uma possível tendência à depleção na abundância de O.

Tautvaisiene et al. (2000) explica que a superabundância de sódio pode aparecer

devido aos processos de misturas nas camadas do ciclo NeNa, as quais se encontram mais

altas do que as regiões de processos ON em estrelas gigantes vermelhas.


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

Observamos nas figuras 4.5 até 4.7 que, as estrelas de nossa amostra seguem um

comportamento da distribuição das abundâncias próximo a solar, como visto na secção

4.3. No entanto, podemos verificar que o Na apareceu enriquecido, como obervado por

Tautvaisiene et al. (2000), mas também encontramos um possível enriquecimento para o

Si e o Ti (figura 4.6).

Na figura 4.7, é visível uma grande dispersão das abundâncias de Co, Zr e La.

Uma provável explicação para tal fato pode ter sido o pequeno número de linhas me-


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

didos para tais elementos, que podem ter acarretado possíveis incertezas nas medidas.

Outra explicação para as baixas abundâncias de Zr é provavelmente causada por estrutu-

ras hiper finas, explicada por Tautvaisiene et al. (2000),que também encontrou resultados

semelhantes. Para as medidas de taxas de abundâncias utilizamos 1 linha para o Co, 3

linhas para o Zr e 1 linha para o La.


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

CAPÍTULO 5

CONCLUSÕES E PESPECTIVAS

5.1 Conclusões

Para este trabalho de dissertação de mestrado, foi realizado uma análise espec-

troscópica detalhada de 27 estrelas evoluídas em diferentes estágios evolutivos (estrelas

do turn-off, subgigantes e gigantes) do aglomerado estelar M67 no intuito de melhor en-

tender as abundâncias químicas quando uma estrela evolui para estágios mais avançados.

Foram utilizado espectros de observações feitas no telecópio do VLT/Unit 2 (ESO, Para-

nal, Chile), usando o espectrógrafo FLAMES-UVES e a partir de uma técnica de síntese

espectral foram obtidas abundâncias químicas para os elementos O I, Si I, Na I, Al I, Ca I,

Ti I, Co I, Ni I, Zr I, La II e Cr I, para toda a amostra de estrelas. Para determinarmos tais

abundâncias, utilizamos uma lista de 76 linhas, no intuito de minimizar possíveis erros.

Foi possível ser verificado nos nossos resultados, que as abundâncias medidas

para as estrelas de nossa amostra, seguem a mesma tendência que o Sol, em um gráfico

abundância média versus número atômico. As abundâncias medidas no presente trabalho

foram comparadas com abundâncias solares presentes em Asplund, Grevesse & Sauval

36

Capítulo 5. Conclusões e Pespectivas 37

(2005).

A abundância de Ca medida para a nossa amostra de estrelas com relação a tem-

peratura efetiva se apresenta muito próximo da solar. Analisando o Si em um gráfico

abundância em função da temperatura efetiva é possível ser verificado uma tendência de

enriquecimento, o que contradiz os resultados encontrados por Garcia López et al. (1988).

Uma depleção do oxigênio é possível ser visto nos nossos resultados, este não en-

contrado por Tautvaisiene et al. (2000). A discrepância entre estes resultados, mostra mais

uma vez, os problemas encontrados para fazer medidas precisas nas larguras equivalentes

da linha OI em 6300 Å.

Um comportamento bastante semelhante pode ser verificado nas abundâncias

dos elementos Na, Al e Si, comportamento esse identificado como um possível enriqueci-

mento. Dois trabalhos confirmam a nossa análise, Tautvaisiene et al. (2000) encontra uma

superabundância de Na, além de mais altos valores nas abundâncias de Si se comparados

com resultados anteriores da literatura; já Randich et al. (2005) vem confirmar mais uma

vez valores de abundância de Na levemente reforçado.

Para os elementos Co, Zr, e La, percebemos uma grande dispersão desses ele-

mentos de estrelas para estrela, além da ausência desses elementos nas estrela que se

encontram no turn-off. Tal fato pode ser explicado pela quantidade de linhas atômicas

utilizadas para estas medidas, pois, para estes elementos fizemos medidas em apenas 6

linhas, o que pode ter comprometido nossos resultados.

5.2 Perspectivas

A partir dos resultados apresentados, algumas perspectivas de continuação de trabalho

estão listadas a baixo:

• Ampliar o espectro de tipos evolutivos de estrelas de M67 para aumentar a base

de dados de abundâncias, em particular com a inclusão de estrelas Blue-Stragglers.

• Efetuar o mesmo estudo observacional para elementos leves, tais como o berílio

Capítulo 5. Conclusões e Pespectivas 38

e o boro.

• Fazer uma melhor análise na abundância de O, levando em consideração os

problemas encontrados para fazer as medidas de larguras equivalentes das linhas.

• A determinação de abundâncias químicas de outros elementos, tais como o C e

N e outras espécies químicas, poderia nos confirmar os processos de difusão atômica no

interior das estrelas de M67.

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

estudo.

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

metalicidades.

• Fazer uma análise dos elementos Co, Zr e La, usando um maior número de

linhas, para verificarmos a inexistência desses elementos nas estrelas do turn-off.

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falta Giovani Batista Donati (1860), Klein (1947), Beskow & Treffenberg (1947)

APÊNDICE A

MEDIDAS DE LARGURAS EQUIVALENTES

Abaixo, apresentamos na Tabela (A.1), todas as medidas de larguras equivalentes para as

estrelas de nossa amostra, as quais foram medidas de forma automática com o auxílio do

programa DAOSPEC (Stetson & Pancino, 2004). A legenda da Tabela (A.1) tem o seguinte

significado:

Coluna 2: Elementos químicos analisados;

Coluna 1: Comprimento de onda em Å;

Coluna 3-7 (Tabela A.1): Estrelas do Turn-off;

Coluna 3-7 (Tabela A.2): Estrelas Subgigantes;

Coluna 3-13 (Tabela A.3): Estrelas Gigantes;

44

Apêndice A. Medidas de larguras equivalentes 45

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

Elemento λ (Å) S1273 S1607 S1275 S1034 S2207 S1268 S1487Na I 6154,226 26,5 26,2 26,9 26,8 27 24,9 30Na I 6160,747 41,3 39,8 43,9 45,3 46,3 42 46,8Mg I 5711,088 93,9 85,4 92,9 93,6 93,4 90 93,1Mg I 6318,710 27,2 36,6 34,3 36,6 37,4 31,7 16,9Mg I 6319,237 28,2 22,8 26,6 27,3 22,2 26,5 26,5Mg I 7387,685 51,8 ... 43,8 54,4 ... 39,6 ...Al I 6696,023 26,8 18,9 25,5 23,8 25,9 21 28,1Al I 6698,670 11,9 10,5 12,4 12,5 14,3 10,6 13,4Al I 7835,295 20,4 ... 24,3 20,4 ... 26,1 ...Al I 7836,120 35,3 ... 33,7 22,8 ... 34,5 ...Si I 5690,422 42,7 40,8 42,8 45,6 44,9 42,3 45,9Si I 5701,100 33,7 32,0 35,6 37,2 35,7 35,4 38,3Si I 5948,541 86,7 74,2 81,8 87,6 81,4 81,6 75,5Si I 6125,021 18,4 19,9 28,9 30,2 30,7 29,5 31Si I 6142,483 32,5 27,8 30,6 33 32,7 30,7 31,4Si I 6145,016 33,8 31,2 34,3 36 33,8 34,3 33,2Si I 6155,134 71,7 52,1 70,5 74,1 72,6 71,8 73,7Si I 6243,815 43,6 41,5 42,2 ... 43,4 41,2 44,9Si I 6244,466 41,2 37,5 40,2 41,5 42,6 39,7 43Si I 6414,980 40,2 40,8 41,6 45,1 24,8 41,7 43,4Ca I 5512,980 78,8 74,3 80,2 79 79,2 75,2 81,4Ca I 5867,557 16,3 16,8 „, 19,4 22,7 18 21,8Ca I 6156,015 12,2 10,7 9,2 10,8 9 5,1 ...Ca I 6161,290 34,8 49 „, 54,2 54,1 53,1 57,7Ca I 6166,433 58,6 54,8 61,6 62,6 60,2 58,9 64,2Ca I 6169,038 86,4 78,9 87,2 85,9 82,7 83,3 87,5Ca I 6169,563 62,8 93,4 102,6 102,2 98,6 97,7 101,9Ca I 6455,598 42,6 39,9 48,4 48,2 45,6 44,9 50Ca I 6471,662 87,5 80,1 86,7 88,7 86,5 83,5 89Ca I 6572,779 35,8 25,2 30,2 30,2 27,3 29,3 34,2Ti I 4820,413 23,2 25,9 30,7 30,9 33,2 29,1 36,1Ti I 5219,699 8,6 6,9 14,2 16,1 16,1 12 16,4Ti I 5866,451 30,8 27,5 35,9 38,6 39,5 35 41Ti I 5922,109 13,9 5,8 13,3 14,5 11,3 12,2 10,7Ti I 5965,828 14,2 14,2 20,1 18,9 18,3 19,5 20,2Ti I 5978,541 15 10,9 16,2 18 17,2 14,6 18,6


Elemento λ (Å) S1273 S1607 S1275 S1034 S2207 S1268 S1487Ti I 6064,626 35,3 ... 6,3 ... 5,1 5,3 11,2

Ti I 6091,172 9,3 5,5 11,6 13,4 10,9 9,9 12,5Ti I 6126,218 11,6 9,6 14,2 14,4 14,4 11,6 15,6Ti I 6258,104 33 32,5 38,8 39,4 38,7 35,5 42,3Ti I 6261,100 30,8 29,1 34,5 38,5 34,8 32,1 38,2Ti I 6303,756 ... 7,1 ... ... ... ... 5,2Ti I 6312,239 ... 6,2 ... 6,4 5,2 ... 7Ti I 6336,099 ... ... ... ... ... ... ...Ti I 6556,064 40,5 31,2 32,4 29,4 29,6 28,6 31,2Ti I 6599,107 ... ... ... ... ... ... 6,3Ti I 6743,124 8,3 11,3 14,5 8,9 12,1 7 13,5Cr I 4936,340 33,8 31,2 35,5 38,4 37,9 35,4 38,5Cr I 5247,569 69,7 67,9 73,6 77,8 76,6 74,2 79Cr I 5300,746 45,2 39,4 46,6 49,9 50,8 46,5 79Cr I 5329,142 57,2 57,7 62,5 62,1 61,4 60,2 64,5Ni 4913,977 48,8 45,4 47,7 53,3 52,9 48,6 53,7Ni 4946,034 9,6 13,4 17,1 17 16,6 17,1 18,6Ni 5010,937 44,2 42,9 47,5 49,8 49,5 45,3 48,8Ni 5155,125 38,8 40 41,6 46,1 44,2 42,5 48,8Ni 5435,857 38,2 38 42,5 46,8 45,4 41,9 48,2Ni 5589,357 18,5 19,8 21 21,9 21,6 21,5 23,8Ni 5593,735 31,9 33,5 35,3 36,4 37,7 35,8 38,9Ni 5625,315 30,8 30,6 33,4 34,9 33,5 31,5 34,7Ni 5682,198 45 42,7 48,3 49,1 48,1 46 49,3Ni 5846,993 15,3 15,9 16,8 18,3 21 18,5 21,3Ni 6086,28 ... 30 36 36,7 36,1 35,7 37,8Ni 6111,072 27,1 25,2 27,6 28,8 28,7 26,7 30,2Ni 6175,366 39,6 39,5 43,6 45,4 43,6 43,2 46,4Ni 6177,243 9 7,3 10,9 12,7 9,4 10,6 12Ni 6204,603 14,4 15,4 15,3 15,6 16,3 14 16,7Ni 6223,983 17,9 19,8 20,5 22,8 21,6 20,5 23,2Ni 6378,252 22,2 20,9 24,3 26,1 25,7 23,3 26,6Ni 6635,12 15,5 12,1 16,2 18,4 19,1 17 17,3Ni 6772,313 31,4 46 41,6 43 40,7 39,8 45,7O I 6300,313 7,6 11,2 6 7,9 7,2 9,7 8,9

La II 6390,479 ... ... ... ... ... ... ...Zr I 6127,475 ... ... ... ... ... ... ...Zr I 6134,585 ... ... ... ... ... ... ...Zr I 6143,202 ... ... ... ... ... ... ...Co 6188,996 ... ... ... ... 5,4 ... ...Co 6454,990 ... ... ... ... ... ... ...


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

Elemento λ (Å) S1242 S1323 S1239 S806 S2208 S1438 S774Na I 6154,226 35 41,9 40,9 48,9 57,5 42,8 48,8

Na I 6160,747 55,8 65,2 60,7 71,6 79,6 64,7 70Mg I 5711,088 100,6 108,2 106,3 114,7 122,3 106,5 114,2Mg I 6318,710 41,7 49 47,5 56 60,1 48,9 50,4Mg I 6319,237 32,6 34,6 34,9 45,5 46,9 35,5 38,7Mg I 7387,685 41,7 47,9 52,9 48,2 50,5 ... 57,6Al I 6696,023 31,9 41,2 39,8 47,5 55,4 43,7 44,5Al I 6698,670 16,3 20,2 22,5 26,4 33,2 24,6 27Al I 7835,295 34,5 39,7 37,4 48,7 37,9 ... 39,4Al I 7836,120 43,9 44,9 30 54,5 61,3 ... 37,7Si I 5690,422 47,4 56,5 54,9 57 56,6 53,7 53,1Si I 5701,100 40,8 45,3 45,4 49,4 46,6 46,8 44,8Si I 5948,541 86,7 92,8 93,6 94,3 94,3 86,1 86,1Si I 6125,021 32,5 40,6 35,4 40,6 37 32,8 32,7Si I 6142,483 33,6 41,6 37,9 40,4 36,6 36,1 35,7Si I 6145,016 35 40,9 41,7 45,8 41,1 38,6 37,1Si I 6155,134 44,7 83,7 80,4 55,8 79,4 76,2 74,8Si I 6243,815 44,9 51,6 50 53,7 48,6 47,1 44,8Si I 6244,466 42,4 50 48 53,9 49,1 47,3 43,9Si I 6414,980 45,3 50,7 28,2 52,6 47 47,7 43,2Ca I 5512,980 84,1 91,8 89,8 97,8 104 92,8 95,1Ca I 5867,557 25,7 27,1 28,9 38,4 41,2 32,6 38,6Ca I 6156,015 10,5 17,7 13 15,7 20,9 12,6 16,1Ca I 6161,290 66,9 73,8 71,1 84,6 91,9 75,2 81,6Ca I 6166,433 67,4 78,5 75,2 85,4 92,9 78,5 86,4Ca I 6169,038 93,9 104,2 100,1 109 118,3 101,1 107,8Ca I 6169,563 110,8 116,7 113 126,5 133,4 118,3 122,6Ca I 6455,598 52,6 61,3 113 71,9 80 66,3 73,2Ca I 6471,662 93,6 99,1 113 105,8 112,9 99,4 106,3Ca I 6572,779 39,1 46,8 113 105,8 80,6 58,1 71,8Ti I 4820,413 41,8 55,5 53,1 61,8 76,2 61,4 67,5Ti I 5219,699 23,8 38,3 37,9 52,6 69,6 48,2 60,1Ti I 5866,451 51 62,8 61 76,8 90,3 71,7 83,5Ti I 5922,109 21 29,6 28,9 42,9 57,4 34,6 47,2Ti I 5965,828 26,9 38,6 38,3 52,9 66,2 44 55,1Ti I 5978,541 25,2 34,3 32,1 45,1 56,5 39,1 46,8


Elemento λ (Å) S1242 S1323 S1239 S806 S2208 S1438 S774Ti I 6064,626 10,3 14,2 12,3 21,2 33,5 18 26,3

Ti I 6091,172 15,8 24,2 20,7 29,2 39,2 23,7 32,3Ti I 6126,218 20,9 32 29,7 41,7 59 36,9 48,8Ti I 6258,104 48,9 62,5 60,7 72 85,6 67,7 76,4Ti I 6261,100 45,9 63,7 58 70,7 90,3 65,7 75,4Ti I 6303,756 8,4 13,7 10,5 17,2 29,2 15,6 20,1Ti I 6312,239 8,8 13,4 9,7 17,5 27 16 18,4Ti I 6336,099 5,6 9,9 7,6 11,4 22,2 10,1 14,8Ti I 6556,064 34 35,4 33,8 45,7 56,9 42,2 50,7Ti I 6599,107 8 10,4 10,5 18,3 33 16,3 25,6Ti I 6743,124 20,1 25,1 21,3 35,9 52,3 32,4 41,6Cr I 4936,340 44,4 56,1 55,2 59,4 71,4 57,7 60,3Cr I 5247,569 87,3 97 96,6 103,3 114,8 97,7 105,6Cr I 5300,746 62,1 74,2 71,4 81,9 93,3 78,2 85,8Cr I 5329,142 71,7 81,2 78,9 91 102,2 84,2 91,3Ni 4913,977 53,7 64,5 63,6 66,9 70 64,1 63,9Ni 4946,034 27,8 31,9 30,3 36 40,6 33,5 36,4Ni 5010,937 52 60,9 58,3 66,5 64 57,8 61,6Ni 5155,125 49 58,7 57,2 61,9 66,3 58,2 60,4Ni 5435,857 53,7 66,6 66 71,9 79,6 69,5 74,2Ni 5589,357 26,9 35,2 33,4 37,7 41,5 38,3 37,3Ni 5593,735 43,1 51,7 50,2 55,4 60,7 55,4 54Ni 5625,315 38,8 49 47,1 50 55,4 48,4 49,4Ni 5682,198 55,7 62,7 62 67,4 68,1 61,7 63Ni 5846,993 26,3 35,2 33,4 45,5 51,8 39,7 51,7Ni 6086,28 41,5 51,3 48,8 55,8 57,5 50,7 51,9Ni 6111,072 33,2 44,2 40,6 46,9 48,9 41,8 43,8Ni 6175,366 50,8 58,6 56,6 63,4 62,5 55,9 59,5Ni 6177,243 16,5 24,3 23,3 31,2 37,1 25,7 31,8Ni 6204,603 20,7 29,9 26,7 30,2 33,1 30 28,9Ni 6223,983 25,5 34,3 32,3 39,1 40,1 33,6 37,1Ni 6378,252 28,9 41,1 38,3 42,1 46,4 39,2 39,2Ni 6635,12 23,4 28,5 28 33,6 35,4 29,2 28,8Ni 6772,313 26,4 55,7 55,1 62,5 62,4 58,5 59,8O I 6300,313 6,5 10,7 10,5 10,4 11 10,5 9,8

La II 6390,479 ... 6,6 5,1 ... 7,9 6,1 5,6Zr I 6127,475 ... 5,1 ... 5 10,5 ... 7,8Zr I 6134,585 ... 6 ... ... 8,9 ... 6,7Zr I 6143,202 ... ... ... 5,2 9,9 ... 7Co 6188,996 9,9 16,9 15,8 21,4 33,1 16,8 25,1Co 6454,990 ... ... ... ... ... ... ...


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

Elemento λ (Å) S1245 S1231 S1319 S1293 S1305 S1254 S1277 S1279 S1288 S1074 S1010 S1016 S978Na I 6154,226 57,5 58,6 54,2 69 61,9 81,7 76,8 88,8 ... 85,9 90,1 102,2 116

Na I 6160,747 79,6 81,9 78,1 91,7 85,1 103,9 98,4 110,9 105,3 109 111,9 123 135,2Mg I 5711,088 122,3 122,3 118,6 130,5 125,1 133,6 136,3 142,7 136,3 142,6 141,1 146,2 151,4Mg I 6318,710 60,1 58,1 59,9 67,500 65 71,6 72,3 76,1 72 75,600 76,7 83,4 84Mg I 6319,237 46,9 46,6 42 53,1 47,4 58,2 58,3 61,8 58,9 60,9 61,8 68,7 69,1Mg I 7387,685 50,5 54,3 „, 81,2 „, 43,8 81,1 82,5 82,2 82,9 81,7 81,6 77,1Al I 6696,023 55,4 54,1 54,6 66,3 60,9 72,1 72,2 76,4 72,6 74,8 75,8 92,4 108,8Al I 6698,670 33,2 33,9 32,1 42,900 39 48,1 47,3 50,6 49,1 47,900 49,6 64,2 73,1Al I 7835,295 37,9 34,2 „, 54,4 „, 57,6 57,6 62,8 59,9 60,7 62,7 68,6 77,2Al I 7836,120 61,3 60,5 „, 069,100 „, 71,7 72,6 73,5 70,3 076,100 73,5 85,4 91,4Si I 5690,422 56,6 54 54,1 58,5 55,5 60,9 60,2 67,1 61,1 68,9 67,1 62,7 58,1Si I 5701,100 46,6 45,9 46,6 49,500 48,4 53 52 58,3 51,7 58,000 58,4 53,5 50,3Si I 5948,541 94,3 89,9 83,8 98,4 88,4 91 92,6 99,8 93,2 101,5 103 94,9 91,9Si I 6125,021 37 36,1 34,9 39,7 36,1 40,2 42,5 46,8 43,9 48,3 48,1 47,8 xSi I 6142,483 36,6 36 32,4 38,8 32,5 40,1 38,4 42,2 40 42,9 43,6 37,8 31,7Si I 6145,016 41,1 39,8 34,2 41,2 37,1 43 41,4 46,6 41,6 47,8 46 42,6 37,9Si I 6155,134 79,4 78,3 74 80,7 75,9 83,4 84,7 89,7 80,9 90,5 91,8 82,3 77,2Si I 6243,815 48,6 48,2 45,9 58,9 47,1 51,9 53,4 58,7 54,7 60,3 59,3 51,6 51,8Si I 6244,466 49,1 49 45,8 52,8 48,8 53,1 54,4 59,9 54,2 66,1 60,5 56,3 54,8Si I 6414,980 47 45,9 43,6 46,700 44 47,2 49,1 50 45,1 51,100 55,4 44,3 40,9Ca I 5512,980 104 103,6 101,7 110,600 107,4 113,7 114,2 119,5 115,3 119,400 119,4 128,3 136,5Ca I 5867,557 41,2 45 44 49,9 46,7 60,2 58 59 58,5 59,5 62,9 74,2 81,1Ca I 6156,015 20,9 22 21,4 27,8 23,5 31,6 33,6 35,7 34,6 34,9 36,9 52,4 60,4Ca I 6161,290 91,9 94,7 90,3 103,600 97,5 110,8 112 118,8 113,7 118,400 118,7 138,8 149,8Ca I 6166,433 92,9 93,2 91,9 100,5 96 106,5 108 113,7 108,4 113,4 113,8 127,8 136,5Ca I 6169,038 118,3 117,4 113,7 127,2 118,3 131 130,1 138,8 132,2 138,5 136,2 151,2 161,6Ca I 6169,563 133,4 133,9 128,9 140,5 134,4 144,7 145,8 151,8 147,2 151,7 149,9 163,9 173,4Ca I 6455,598 80 80,5 78 91,3 86,2 97,7 99 104,9 100 104,3 105,8 119,9 127,9Ca I 6471,662 112,9 113 109,8 124,7 115,3 126,6 126,1 134,1 127,7 134,2 136,3 146,2 156,3Ca I 6572,779 80,6 84,4 84,1 106,5 99,5 121,4 121,9 137,7 126,9 134,2 138,5 181 210Ti I 4820,413 76,2 77,3 78 93,1 86,8 101,2 99,8 112,8 106,4 113,2 113,3 124,7 135,7Ti I 5219,699 69,6 70,7 69,9 90 83,5 100,6 99,6 114,3 106,2 113,2 113,7 139,3 160,8Ti I 5866,451 90,3 93,2 91,9 108,1 103,2 123 122,6 133 127,2 131,6 138,2 163,2 181,8Ti I 5922,109 57,4 59,9 55 75,7 67,9 86,3 86,3 97,3 89,6 95,8 95 123,7 142,9Ti I 5965,828 66,2 65,6 63,4 81,6 47 90 89,8 102,7 96,9 101 102,5 126,3 141,2Ti I 5978,541 56,5 57,3 55,4 72,9 66,4 80,1 80,4 90,5 83,5 89 90,5 109,2 123,6


Elemento λ (Å) S1245 S1231 S1319 S1293 S1305 S1254 S1277 S1279 S1288 S1074 S1010 S1016 S978Ti I 6064,626 33,5 38,7 34,3 50,7 43,2 59,3 58,8 71,4 66,1 69,4 72,2 100,4 120,1

Ti I 6091,172 39,2 40,6 38,6 52,2 45,9 58,9 60,8 65,7 62,2 63,2 67,7 86,8 98,5Ti I 6126,218 59 61,1 58,1 75,2 67,6 86,7 85,4 97,5 91,9 96,3 93,6 123,4 140,6Ti I 6258,104 85,6 86,3 84,3 101,1 94,3 108 108,5 122,4 113,9 120,4 121,9 146,6 167,8Ti I 6261,100 90,3 91,4 89,7 113,800 103,3 128,5 129,1 143,9 132,3 139,700 142,6 201,2 233,2Ti I 6303,756 29,2 30,3 30,1 45,1 39,2 53,9 54,1 62,7 58 59,9 62,5 88,9 106,4Ti I 6312,239 27 29,6 28,4 41,3 37,2 50,8 54,3 60 54,9 57 59 87,6 104,8Ti I 6336,099 22,2 22,6 21,3 34,9 29,2 44,6 44,6 51,2 48,1 49,1 50,3 81,8 98,6Ti I 6556,064 56,9 59,5 60 72,8 40,3 80,6 83,6 94,7 86,5 91,2 97,4 121,3 144,3Ti I 6599,107 33 35,8 36 53,3 47,9 60,9 62 73,3 67,5 69,9 69,9 105 124,8Ti I 6743,124 52,3 58,7 55,4 73,7 68,1 82,4 84,6 96,9 90,5 94,7 97,2 128 148,4Cr I 4936,340 71,4 68,4 65,4 78,900 72,2 82,1 82,8 90 84,6 87,600 89 101,1 108Cr I 5247,569 114,8 113,3 112,2 130,3 121,2 137,4 138,1 153,9 143,6 151,7 153,3 176,1 198,9Cr I 5300,746 93,3 94,5 92,3 107,7 101,4 116,8 116,3 127,3 119,1 126,5 129 145,8 162,8Cr I 5329,142 102,2 100,6 98,3 114,1 106,5 119,1 120,1 125,1 121,2 122,6 127,3 147,3 161,4Ni 4913,977 70 67,7 68,5 77 72,2 80,2 77,9 87,9 78,8 87,5 85,8 84,8 84,4Ni 4946,034 40,6 41,1 38 44,6 40,1 47 46,4 52,2 47,5 50 52 52,6 55Ni 5010,937 64 62,8 59,1 67,6 63,2 71 69,7 77,9 72,5 79,4 78,2 74 71,5Ni 5155,125 66,3 65,2 64,2 73,5 67,5 75,9 7,4 84,4 81,4 85 86,3 97,9 113Ni 5435,857 79,6 78,2 76,2 86,7 83 92,7 94 105 96,1 104,9 108 110,1 113,6Ni 5589,357 41,5 40,9 40,8 47,1 43,5 50,4 48,3 55,1 49,9 54,2 56,5 55,5 54,9Ni 5593,735 60,7 59,2 58,1 62,7 58,2 63,5 64,6 68,9 64,9 70 69,8 69 66,3Ni 5625,315 55,4 53,4 52 59 57,2 62,4 60,4 70,4 63,9 69,6 74 69,4 68,2Ni 5682,198 68,1 68 66,6 72,2 68,8 77,4 75,5 83 76,5 83,6 84,5 81,1 78,4Ni 5846,993 51,8 57,5 55,7 ... 61,1 78,9 75,9 86,4 82 85,4 94,2 102,7 110,2Ni 6086,28 57,5 57,1 53,1 61,1 56,1 63,1 62,7 69,3 65 69,6 69,1 69,3 68,6Ni 6111,072 48,9 48,7 46,5 54,9 51 59,2 59,2 64,6 59,5 65,9 66,4 65,6 64Ni 6175,366 62,5 62,7 59,1 67,2 61,6 70,6 70,2 76 68,5 77,9 81 78,2 76,8Ni 6177,243 37,1 38,9 36,8 48,7 42,7 54,2 57,5 65,8 59 66,8 66,7 76,9 84,1Ni 6204,603 33,1 34,4 34 40,2 36,9 44 45,8 52,1 47,1 51,7 52,2 52,9 53Ni 6223,983 40,1 41,7 38,3 45,5 42,8 50 50,6 56,7 50,2 56,9 58,5 57,6 61,5Ni 6378,252 46,4 45,2 44,2 51,9 47,6 54,6 55,9 62,6 57,6 60,7 64,1 64,2 65,1Ni 6635,12 35,4 34,6 34 40,7 38,1 45,2 42,8 49,8 46,7 50,2 47,4 50,5 46,7Ni 6772,313 62,4 63,8 62,1 67,2 65,4 71,4 72,1 79,4 74,2 81,6 82 81 79,9O I 6300,313 11 9,8 11,5 15,2 12,8 23 21,1 32 24,2 30,6 30,4 39,1 47,9

La II 6390,479 7,9 6,3 6,7 12,1 10 17,4 17,8 24,9 21,5 24,3 25,9 36,5 47Zr I 6127,475 10,5 13,3 9,5 20,1 14,8 27,6 29,4 33,5 30,8 32,2 36,3 68,5 91,4Zr I 6134,585 8,9 10 6,3 17,7 12,2 ... 24,3 31 27,5 29,5 30 63,8 87,2Zr I 6143,202 9,9 11,8 7,5 21,6 16,1 29,7 29,7 36,8 32,6 34,1 36,9 70,3 92,2Co 6188,996 33,1 33,8 31 51,9 42,7 64,3 63,7 79,8 68,6 79,1 80,4 105,8 120,5Co 6454,990 ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...

TITULO DO TRABALHOnito, dedicação e conﬁança, que me deram forças para ir em busca dos meus...

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