Estudo Químico de Anãs B do Disco Externo da Galáxia

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1 OBSERVATÓRIO NACIONAL MINISTÉRIO DA CIÊNCIA E TECNOLOGIA E INOVAÇÃO PROGRAMA DE PÓS-GRADUAÇÃO EM ASTRONOMIA Estudo Químico de Anãs B do Disco Externo da Galáxia Gustavo de Almeida Bragança Orientadora: Dra. Simone Daflon Início do Doutorado: Abril de 2011 Bolsa: Capes de 04/2011 a 03/2015 Rio de Janeiro Março de 2015

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3 Parte I Projeto A existência de gradientes radiais de abundância da nossa Galáxia já é bem estabelecida observacionalmente a partir da análise de abundâncias de objetos jovens do disco, tais como estrelas OB ou nebulosas fotoionizadas. Este resultado impõe vínculos observacionais aos modelos de Evolução Química da Galáxia (EQG), principalmente nas regiões com distância galactocêntrica R g entre 4 e 10 kpc do disco Galáctico. No entanto, os modelos de EQG são fracamente vinculados pelas observações na parte externa do disco Galáctico, a região localizada a R g > 10 kpc, além do Braço de Perseus. Do ponto de vista dos modelos, é possível produzir gradientes radiais de metalicidade mais ou menos inclinados, dependendo de alguns parâmetros associados ao processo de formação do halo, tais como os pers de densidade e tempo de formação (Chiappini et al., 2001). As diferenças na história de formação do halo afetam principalmente a parte externa dos gradientes enquanto o gradiente interno permanece inalterado. Do ponto de vista das observações, as amostras da maioria dos estudos estelares estão limitadas a distâncias galactocêntricas menores que 13 kpc. De maneira geral, em todos os estudos de gradientes de metalicidade de estrelas B da literatura, há menos de 10 estrelas B situadas além de 13 kpc do centro Galáctico. Ou seja, os gradientes de metalicidade da população estelar jovem do disco, como as estrelas B, não foram analisados em detalhe para R g 13 kpc e portanto não estabelecem um forte vínculo observacional aos gradientes previstos por diferentes modelos de evolução química da Galáxia, principalmente no que diz respeito ao disco externo. Portanto, a complementação da amostra de estrelas jovens a grandes distâncias galactocêntricas é crucial para vincular os modelos. A fraca amostragem de estrelas B localizadas em R g > 13 kpc não é justicada simplesmente por limitações observacionais, uma vez que estrelas com magnitudes até V 1415 mag podem ser facilmente observadas com grandes telescópios. Por outro lado, existem poucas estrelas identicadas e classicadas como tipo B nestas regiões mais distantes. Nos levantamentos de estrelas jovens disponíveis, a informação sobre fotometria é inexistente ou incompleta, e a classicação espectral, quando existe, é bastante incerta. Portanto, para estudar o disco externo da Galáxia, realizamos em 2008 um levantamento espectroscópico das estrelas B mais distantes do disco Galáctico, cobrindo a região situada além de 10 Kpc do centro da Galáxia. O objetivo deste projeto de pesquisa é determinar a distribuição de abundâncias de vários elementos químicos no disco externo da Galáxia. A análise de abundâncias 1

4 será feita através de síntese não-etl utilizando os programas TLUSTY/SYNSPEC. O programa TLUSTY permite calcular atmosferas estelares homogêneas, plano-paralelas, em equilíbrio radiativo e hidrostático, com um importante diferencial para o caso das estrelas OB: inclui line blanketing em não-etl, o que possibilita uma análise totalmente auto-consistente em não-etl para tais estrelas. Ou seja, tanto os modelos atmosféricos quanto a formação das linhas serão calculados em não-etl (diferente da abordagem híbrida mais comum, que é baseada em modelos atmosféricos em ETL e formação de linhas em não-etl). O programa SYNSPEC calcula o espectro emergente para uma dada atmosfera. 2

5 Parte II Situação Acadêmica Disciplinas cursadas Ano/Semestre Disciplina Conceito Créditos 2011/1 Introdução a Astronomia Observacional A /2 Ventos Estelares A /2 Nucleossíntese a Época dos Grandes Surveys A /2 Seminário Anual: "Estudo Químico do Disco Galáctico" /2 Seminário Anual: "A Via Láctea vista por suas anãs." /2 Seminário Anual: "Studies of Galactic OB Stars: The Outer Disk." 2 Eventos e outras atividades Período de um ano de doutoramento sanduíche com nanciamento da CAPES no Observatoire de la Côte d'azur, sob supervisão do Dr. Thierry Lanz. Nosso objetivo foi o desenvolvimento e teste da metodologia semi-automática de análise de estrelas OB utilizando síntese espectral. Participação do simpósio da União Astronômica Internacional (IAU) de número 307 intitulado New Windows On Massive Stars: asteroseismology, interferometry and spectropolarimetry com nanciamento parcial da IAU. O simpósio ocorreu no período de de Junho de 2014 na cidade de Genebra, Suíça. Apresentei um pôster intitulado Non-LTE Abundances in OB stars: Preliminary Results for 5 Stars in the Outer Galactic Disk e a contribuição para os proceedings (Bragança et al., 2015). Participação da XXXVIII Reunião Anual da Sociedade Astronômica Brasileira com nanciamento do DPPG/ON. O evento ocorreu no período entre 31 de agosto a 4 de setembro de 2014 na cidade de Búzios, Rio de Janeiro. Apresentei um pôster intitulado Non-LTE Abundances in OB stars: Preliminary Results for 5 Stars in the Outer Galactic Disk. Participação da banca examinadora do projeto nal de curso de Astronomia, da Universidade Federal do Rio de Janeiro, intitulado Idades Cinemáticas para Anás Tardias da Vizinhança Solar, do graduando Felipe de Almeida Fernandes, orientado pelo Prof. Dr. H. J. Rocha-Pinto (OV/UFRJ), realizado em 31/03/

6 Lista de artigos publicados, aceitos e/ou submetidos Bragança, G. A., Daon, S., Cunha, K., Bensby, T., Oey, M. S., & Walth,G. 2012, AJ, 144, 130 Bragança, G.A., Lanz, T., Daon, S., Cunha, K., Garmany, C. D., Glaspey, J. W., Borges Fernandes, M., Oey, M. S., Bensby, T., & Hubeny, I., 2015, IAU Symposium, Vol. 307, Garmany, C. D., Glaspey, J. W., Bragança, G. A., Borges Fernandes, M., Oey, M. S., Cunha, K., Bensby, T., 2015, Projected Rotationa Velocities of 136 Early B-type Stars in the Outer Galactic Disk, aceito para publicação no Astronomical Journal Exame de Qualicação Título: Caracterização das Populações Estelares da Via Láctea Situação: Aprovado. Data: 03/07/2012 Banca Examinadora: Dr. V. V Smith, Dr. H. J. Rocha-Pinto, Dra. K. Cunha. Exame de Prociência Realizado no mestrado. 4

7 Parte III Situação do projeto à época do último relatório A amostra observada contém 137 estrelas e os objetos foram selecionados do catálogo Distant OB Stars in the Galaxy (Reed, 1993), seguindo o simples critério de que deveriam possuir ascensão reta entre 05 e 08h e magnitude V > 10 mag. Os objetos foram observados no telescópio Clay/Magellan localizado em Las Campanas, Chile. Utilizando a fotometria Johnson disponível em Reed (2003, 2005) podemos obter o índice livre de avermelhamento Q = (U B) 0.72 (B V ), e assim, obter a temperatura das estrelas a partir da calibração de Massey et al. (1989): log T eff = Q Q 2, (1) A Fig. 1 apresenta a distribuição de temperaturas T (Q). Nota-se um aparente caráter bimodal na distribuição de temperatura que requer mais investigações. A obtenção da temperatura espectroscópica através da síntese espectral será essencial. Comparado a distribuição de temperatura da amostra do disco local (ver Fig. 6, Bragança et al. 2012), a amostra do disco externo apresenta estrelas tipicamente mais quentes. A moda da distribuição de T (Q) da amostra de disco local se situa em torno de K enquanto que a moda da distribuição da amostra estudada aparenta ser superior a K e inferior a K. Como esta amostra é composta de estrelas mais distantes que a amostra de disco local, é possível que a amostra seja composta majoritariamente de estrelas mais brilhantes e, assim, das mais quentes. Em uma análise preliminar, já identicamos estrelas candidatas a binárias espectroscópicas. Estas estrelas serão descartadas nos passos seguintes da análise. Em outubro de 2012, iniciei o processo de aprendizado da técnica de obtenção dos parâmetros estelares através de síntese espectral. para a Esta etapa iniciou-se no NOAO com a colaboração do Dr. Ivan Hubeny e da Dr. Katia Cunha. O software de síntese espectral utilizado é o SYNSPEC. Este software, construído em FORTRAN, calcula as populações atômicas fora do Equilíbrio Termodinâmico Local (não-etl) a partir de uma grade de modelos atmosféricos plano-paralelas em não-etl pré-computados utilizando o TLUSTY (Hubeny & Lanz, 1995). Antes de iniciar a análise da amostra, nós vericamos se a síntese calculada pelo SYNSPEC é robusta. E para este m, utilizamos duas estrelas bem estudadas: HD e a HD Estas estrelas foram observadas no telescópio ESO 2.2m e seus 5

8 30 25 Number of stars T(Q) (K) Figura 1: Distribuição de T (Q) das estrelas da nossa amostra. espectros obtidos pelo instrumento FEROS; As observações são de ótima qualidade com S/N > 350 e cobertura espectral λλ Å. O primeiro passo foi vericar as linhas de hidrogênio (série de Balmer) e hélio. Os ajustes a estas linhas foram realizadas através de uma minimização da χ 2. O método atualmente utilizado sintetiza diversos espectros dentro de um intervalo nos parâmetros estudados. Neste estágio, trabalhamos apenas com T ef, log g e v sin i, pois o alargamento causado por outros parâmetros (e.g., velocidades de microturbulência e macroturbulência) é pequeno quando comparado ao causado pelo alargamento por pressão. Com a intenção de aumentar o número de linhas de He frequentemente utilizadas para os ajustes espectrais, nós atualizamos as tabelas de alargamento das linhas espectrais deste elemento. Determinamos as tabelas disponíveis na literatura e sintetizamos as linhas espectrais para cada tabela. Após uma análise linha a linha, vericamos que as tabelas de Dimitrijevic & Sahal-Brechot (1990) e Barnard et al. (1969) conseguem descrever bem as linhas espectrais de ambas as estrelas, portanto estas serão as tabelas adotadas para o restante da análise. 6

9 Parte IV Descrição detalhada da pesquisa Redigi meu último relatório no primeiro semestre de 2013, assim, faço notar que as atividades descritas abaixo referem-se a dois anos de pesquisa e desenvolvimento. O motivo pelo qual não há um relatório anual redigido em 2014 deve-se ao período de um ano de doutoramento sanduíche no Observatoire de la Côte d'azur, França, sob supervisão do Dr. Thierry Lanz. Como dito anteriormente, nossas pesquisa em busca da melhor metodologia para analisar as estrelas de nossa amostra iniciou-se em 2012, em colaboração com a Dra. Katia Cunha e o Dr. Ivan Hubeny. Inicialmente utilizávamos apenas as linhas de hidrogênio e hélio para obter as temperaturas efetivas (T ef ) e gravidades superciais (log g), porém esta metodologia se mostrou inecaz por existir um degenerescência entre estas duas propriedades. Em colaboração com o Dr. Thierry Lanz, foi possível encontrar uma metodologia mais ecaz para a obtenção dos parâmetros supracitados e outros adicionais: velocidade rotacional projetada (v sin i), velocidade de microturbulência (ξ) e valores de abundâncias dos elementos silício e oxigênio. Utilizamos, em nossa análise, 17 linhas de silício, 39 linhas de oxigênio e 3 linhas de hidrogênio. A metodologia desenvolvida permite obter os parâmetros estelares simultaneamente através de um processo iterativo. O método adotado foi desenvolvido utilizando como base o método utilizado por Hunter et al. (2007) e consiste dos seguintes passos: 1. Congura-se valores iniciais para os parâmetros estelares. Ajustamos os valores de T ef, log g e a velocidade de microturbulência a cada iteração. Os valores das abundâncias são mantidos xos nos valores solares obtidos por Asplund et al. (2009) e não se alteram a cada iteração. 2. Realiza-se o equilíbrio de ionização das espécies disponíveis Si II/III/IV e/ou O I/II/III. Efetuamos os seguintes passos: (a) Ajustamos o perl sintético ao observado para três valores de temperatura. (b) Interpolamos os valores de abundâncias dentro destes três valores. (c) Separamos as linhas espectrais por íon e calculamos a mediana e o Desvio Absoluto da Mediana 2 (DAM) dos valores de abundância. 2 Para um conjunto de dados X 1, X 2,..., X n, o Desvio Absoluto da Mediana é denido como a mediana dos desvios absolutos em relação a mediana do conjuntos de dados: DAM = mediana(x i mediana(x)). 7

10 (d) Calculamos a média ponderada das abundâncias iônicas. O peso para cada íon é o número de linhas disponíveis para aquele íon. O ponto de equilíbrio encontra-se onde o desvio padrão ponderado é mínimo. (e) Obtemos uma estimativa do erro na abundância ao propagar o DAM das abundâncias iônica para a média ponderada. Assim, obtemos valores parciais de abundância de Si e O, e valores de T ef individuais a partir de cada elemento. A temperatura nal é obtida ao calcular a média ponderada entre os dois valores, em que os pesos são os números de íons de cada elemento. Assumimos o desvio padrão ponderado como uma estimativa de erro da temperatura. Nesta etapa nós também obtemos o valor de v sin i. Nós coletamos os valores ajustados de v sin i para todas as linhas espectrais e para os três valores distintos de temperaturas. O valor nal de v sin i é a mediana dos valores ajustados. Utilizamos o DAM como indicador de incerteza no valor. 3. Obtêm-se log g ajustando as asas das linhas espectrais da série de Balmer: Hα, Hβ and Hγ. 4. A velocidade de microturbulência é denida ao requerer-se que as abundâncias de Si III e O II sejam independente da intensidade da linha. Usamos a largura equivalente das linhas espectrais como indicador da intensidade da linha. Nós utilizamos as linhas de Si III e O II pois, dos três íons presentes, estes possuem, um maior número de linhas e com intensidades variadas. Isto nos permite obter uma melhor precisão no ajuste linear. Seguimos os seguintes passos para obter a velocidade de microturbulência: (a) Ajustamos as linhas espectrais para cinco valores da velocidade de microturbulência. O passo entre os três valores é de 1 ou 2 km/s. (b) Para cada um dos cinco valores de velocidade de microturbulência, ajustamos uma reta usando regressão robusta no espaço de largura equivalente versus abundância de Si e O. (c) Em seguida, ajustamos uma reta nos valores absolutos da inclinação para o Si e O. Para cada elemento, O melhor valor de velocidade de microturbulência é aquele com valor absoluto da inclinação da reta mais próximo a zero. O valor nal de velocidade de microturbulência é a média entre os valores nais de Si e O, quando disponíveis. 8

11 5. Checa-se convergência dos parâmetros estelares básicos: T ef, log g e velocidade de microturbulência. Caso negativo, repete-se os passos interiores. 6. Caso tenha convergido, nós ajustamos as linhas de Si e O para obter os valores nais de abundância. Inicialmente, a qualidade do ajuste dos pers espectrais sintéticos aos observados era vericada de forma visual. Quando nos certicamos que nossa metodologia era auto-consistente, nós implementamos um ajuste automatizado que verica a qualidade das linhas através da minimização de χ 2. A rotina de ajuste automático foi criada pelo Dr. Ivan Hubeny em IDL, e em seguida, aprimoramo-la e a traduzimos para Python. Os aprimoramentos incluem melhor performance na execução, em que exploramos a natureza de como os códigos de síntese espectral e de convolução com pers causados pela rotação foram programados, e a possibilidade de ajustar um maior número de parâmetros. Na Figura 2 apresentamos, como exemplo, o ajuste da linha de Si III em 4552 Å da estrela HD O ajuste foi feito automaticamente com três parâmetros livres: abundância de Si, v sin i e a velocidade de macroturbulência. Os espectros observados e o sintéticos estão representados, respectivamente, em azul e vermelho. As barras verticais, na gura, indicam a região no qual a χ 2 foi calculada e o seu valor encontra-se no topo da gura, seguido dos valores ajustados para abundância de Si, v sin i (aqui indicado como vrot, e velocidade de macroturbulência, vmac_rt). Note que em nossa análise, nós utilizamos a mediana ao invés da média, o DAM ao invés do desvio padrão e regressão linear robusta ao invés da regressão linear simples. Estas ferramentas provêm da estatística robusta e este tipo de estatística é utilizado quando a distribuição não segue uma distribuição normal. Como não temos conhecimento prévio da distribuição de abundância, optamos por utilizar estas ferramentas. A estatística robusta também é menos sensível a pontos discrepantes na distribuição. Em um cenário ideal, as abundâncias e v sin i obtidos de linhas espectrais de um mesmo íon seriam a mesma. Porém isto não ocorre devido a imprecisão de diversas naturezas: nos espectros observados, nos modelos atômicos, na normalização e/ou ajustes do pers. Ao invés de descartá-las de toda as análises ou de estrelas individuais nós optamos em lidar com estes valores utilizando métodos estatísticos robustos, como já descrito anteriormente. Com estes valores, nós poderemos identicar se há algo errado em nossa metodologia e corrigi-la posteriormente. E isto nos auxiliará na criação de ferramentas que identicam estes pontos discrepantes automaticamente ao invés de ser necessário uma análise visual da distribuição. Além do desenvolvimento da metodologia e da infraestrutura computacional, eu 9

12 Figura 2: Exemplo do ajuste automático da linha de Si em 4552 Å da estrela HD Os parâmetros livres foram a abundância de Si, v sin i e velocidade de macroturbulência. Os espectros observados e o sintéticos estão representados, respectivamente, em azul e vermelho. As barras verticais indicam a região no qual a χ 2 foi calculada e o seu valor encontra-se no topo da gura, seguido dos valores ajustados para abundância de Si, v sin i (aqui indicado como vrot, e velocidade de macroturbulência, (vmac_rt). veriquei os valores da força de oscilador 3, log(gf), e a identicação das todas as transições eletrônicas de oxigênio utilizados pela síntese espectral. Apresentamos resultados preliminares em um simpósio da IAU em junho de Naquele momento, havíamos obtido os parâmetros estelares para cinco estrelas da amostra mais três estrelas usadas como amostra de controle. A Fig. 3 é uma réplica da gura presente em Bragança et al. (2015) e apresenta as abundâncias químicas se Si e O em função de T ef. As cruzes pretas representam as abundâncias adotadas para Si e O com a respectiva dispersão. Os símbolos coloridos apresentam a abundância obtida para cada espécie iônica (veja legenda) e as linhas sólidas representam o valor solar obtido por Asplund et al. (2009). Desde meu retorno ao Observatório Nacional, em agosto de 2014, as atividades exercidas incluem a normalização dos espectros das estrelas restantes da amostra, a 3 A força de oscilador é uma quantidade adimensional que expressa a probabilidade de absorção ou emissão de radiação eletromagnética em transições de níveis energéticos de um átomo. 10

13 HD ALS 404 ALS 45 HD ALS ALS ALS 48 logǫ(si) HD Si II Si III Si IV Adopted value 9.0 logǫ(o) O I O II O III Adopted value T eff (K) Figura 3: Abundâncias química de Si e O em função de T ef. As cruzes pretas representam as abundâncias adotadas para Si e O com a respectiva dispersão. Os símbolos coloridos apresentam a abundância obtida para cada espécie iônica (veja legenda) e as linhas sólidas representam o valor solar obtido por Asplund et al. (2009). adição das linhas de O II para a análise da velocidade de microturbulência, a análise das estrelas com os espectros normalizados e redação da tese. Atualmente, nós temos parâmetros estelares calculado para quinze estrelas e três descartadas devido às suas temperaturas serem superiores ao valor máximo da grade de modelos atmosféricos. 11

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15 Parte V Próximas etapas No curto prazo, estou trabalhando no cálculo dos parâmetros estelares das estrelas remanescentes da amostra e, simultaneamente, na redação da tese. Minha perspectiva é de tê-la pronta até nal de maio e defendê-la na última semana de junho. No longo prazo, objetivamos melhorias para os recursos computacionais utilizados na metodologia e a aplicação desta em uma outra amostra de estrelas OB do disco local e a caracterização desta amostra (T eff fotométrica e v sin i) foi publicada em Bragança et al. (2012). Esta amostra, é composta de 350 estrelas localizadas no disco local. Sua análise química proporcionará uma inédita distribuição da abundância química atual do disco local. 13

16 Referências Asplund, M., Grevesse, N., Sauval, A. J., & Scott, P. 2009, ARA&A, 47, 481 Barnard, A. J., Cooper, J., & Shamey, L. J. 1969, A&A, 1, 28 Bragança, G. A., Daon, S., Cunha, K., Bensby, T., Oey, M. S., & Walth, G. 2012, AJ, 144, 130 Bragança, G. A., Lanz, T., Daon, S., Cunha, K., Garmany, C. D., Glaspey, J. W., Borges Fernandes, M., Oey, M. S., Bensby, T., & Hubeny, I. 2015, in IAU Symposium, Vol. 307, IAU Symposium, 9091 Chiappini, C., Matteucci, F., & Romano, D. 2001, ApJ, 554, 1044 Dimitrijevic, M. S. & Sahal-Brechot, S. 1990, A&AS, 82, 519 Hubeny, I. & Lanz, T. 1995, ApJ, 439, 875 Hunter, I., Dufton, P. L., Smartt, S. J., Ryans, R. S. I., Evans, C. J., Lennon, D. J., Trundle, C., Hubeny, I., & Lanz, T. 2007, A&A, 466, 277 Massey, P., Silkey, M., Garmany, C. D., & Degioia-Eastwood, K. 1989, AJ, 97, 107 Reed, B. C. 1993, PASP, 105, , AJ, 125, 2531 Reed, C. 2005, VizieR Online Data Catalog, 5125, 0 14

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