Estudo Químico de anãs B do disco externo da Galáxia

OBSERVATÓRIO NACIONAL MINISTÉRIO DA CIÊNCIA E TECNOLOGIA PROGRAMA DE PÓS-GRADUAÇÃO EM ASTRONOMIA Estudo Químico de anãs B do disco externo da Galáxia Gustavo de Almeida Bragança Orientadora: Dra. Simone Daflon Início do Doutorado: Março de 2011 Bolsa: Capes de 04/2011 a 03/2015 Rio de Janeiro Março de 2012

Parte I Projeto A existência de gradientes radiais de abundância da nossa Galáxia já é bem 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 um levantamento espectroscópico das estrelas B mais distantes do disco Galáctico, cobrindo a região situada além de 10 Kpc do centro da Galáxia. Os dados foram obtidos em 2008 e já encontram-se reduzidos e disponíveis para análise. Outro ponto importante com relação aos gradientes radiais de abundâncias diz 1

respeito aos elementos analisados. As análises nebulares, por exemplo, geralmente focalizam em abundâncias de O, S, Ar, Ne e, mais raramente, He e N. A maioria dos estudos de estrelas B, por outro lado, se restringe a abundâncias de CNO, Mg, Al, Si e S (p. ex. Daon & Cunha 2004), que são os elementos com linhas mais comuns nos espectros destas estrelas. Em ambos os casos, a distribuição de abundâncias de ferro, um elemento-chave para os modelos de EQG, não é ainda bem estabelecida. Poucos estudos nebulares (como por exemplo, Esteban et al. 1999) apresentam abundâncias de Fe medidas diretamente de nebulosas planetárias e regiões H II. Em geral, os gradientes de abundância de ferro no gás ionizado são estimados a partir do gradiente de oxigênio (como em Maciel 2002). Outros resultados para o ferro são baseados em medidas de metalicidade determinadas para aglomerados abertos (Chen et al., 2003). Estes são os resultados observacionais que vinculam modelos de EQG como os de Chiappini et al. (2001). Pela análise individual de estrelas jovens, porém, existe apenas o gradiente de ferro obtido para uma amostra de cefeidas (Luck et al., 2003). Até o momento, não existe na literatura nenhum resultado para o gradiente radial de abundâncias de ferro denido pela análise de estrelas B do disco. Existem duas diculdades básicas para a análise do ferro em estrelas B: uma diculdade observacional, uma vez que as linhas de Fe III presentes nos espectros das estrelas B são geralmente fracas, necessitando de espectros com alta razão sinal/ruído para estrelas com baixa velocidade rotacional projetada (v sin i) para ser analisado; uma diculdade metodológica, devido à necessidade de se realizar uma análise auto-consistente do Fe em não-etl. O objetivo deste projeto de pesquisa é determinar a distribuição de abundâncias de vários elementos químicos, incluindo o ferro, no disco externo da Galáxia. A análise de abundâncias será feita através de síntese não-etl utilizando os programas TLUSTY/SYNSPEC. O programa TLUSTY permite calcular atmosferas estelares homogêneas, plano-paralelas, em equilbrio 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. Um ponto importante a ser ressaltado é que existem modelos atômicos genéricos para diferentes espécies químicas construídos para o TLUSTY. Alguns modelos como os de He e CNO já foram amplamente testados e aplicados a estrelas OB da seqüência principal em estudos da literatura. 2

Parte II Situação Acadêmica Disciplinas cursadas Ano/Semestre Disciplina Conceito Créditos 2011/1 Introdução a Astronomia Observacional A 4 2011/2 Ventos Estelares A 4 2011/2 Nucleossíntese a Época dos Grandes Surveys I 4 2011/2 Seminário Anual: "Estudo Químico do Disco Galáctico" 2 Eventos e outras atividades Viagem a Universidade de Michigan com o objetivo de colaborar com a professora Dra. Sally Oey em Julho de 2011. Participação da ocina Evolving Universe"na PUC-Rio com apresentação de pôster no período de 1519 de agosto. Título:Characterization of a Sample of B stars of the Galactic Disk Autores: Gustavo Bragança, Simone Daon, Thomas Bensby, Sally Oey, Katia Cunha, Marcelo Borges Participação da XXXVI Reunião Anual da SAB realizada em Águas de Lindóia, São Paulo, com apresentação de um pôster no período de 48 de setembro. Título:Characterization of a Sample of B stars of the Galactic Disk Autores: Gustavo Bragança, Simone Daon, Thomas Bensby, Sally Oey, Katia Cunha, Marcelo Borges Exame de Qualicação A realizar. Exame de Prociência Realizado no mestrado. 3

Parte III Situação do projeto à época do último relatório Este é o primeiro relatório de doutorado. O projeto de doutorado e de mestrado estão correlacionados. Para resumir brevemente, o trabalho de mestrado fez parte de um projeto que propõe analisar a distribuição de abundâncias de dois grandes levantamentos do disco Galáctico: um de estrelas frias e velhas e outro de estrelas quentes e jovens. Nossa contribuição consistiu em um levantamento espectroscópico de 400 estrelas de tipo espectral B da sequência principal a m de determinar a distribuição de abundâncias químicas para o disco no. Nesta etapa do trabalho, realizamos uma caracterização da amostra para, posteriormente, determinarmos as abundâncias químicas destas estrelas a partir da síntese em não-etl ( realizaremos a análise química destas estrelas nos próximos meses juntamente com a colaboração do Dr. Thomas Bensby do Lund Observatory). As observações foram realizadas no telescópio Clay (6.5m), no Observatório de Las Campanas, no Chile, com o espectrógrafo MIKE, que possui dois braços otimizados para observação no azul e no vermelho. Os espectros obtidos com o braço azul possuem uma resolução de R 50000 com uma cobertura espectral de λλ3350 5000 Å. Levantamos os dados fotométricos disponíveis na literatura para o sistema UBV e estimamos a temperatura efetiva (T ef ) através do índice fotométrico Q, que é um índice livre de avermelhamento. Os valores obtidos são estimativas iniciais; uma análise mais precisa será realizada na etapa posterior de análise química. A média de T ef da amostra foi calculada em igual a 20706 K e com dispersão de 3913 K. Também identicamos 82 sistemas binários e múltiplos através de uma análise visual nos espectros e uma prévia identicação por outros autores. Por m, calculamos a velocidade rotacional projetada (v sin i) através de uma interpolação na grade de Daon et al. (2007) que relaciona a largura à meia altura (LMA) de três linhas de He I com os valores de v sin i. Com base nestes resultados, selecionamos 231 estrelas com v sin i < 150 km/s e que não apresentam sinal de binaridade para compor a seleção nal adequada para a análise de abundâncias químicas. 4

Parte IV Descrição detalhada da pesquisa No ano de 2011, meus esforços foram direcionados à conclusão dos cursos necessários e a redação de um artigo apresentando os resultados da pesquisa realizada no mestrado. No mestrado, analisei uma amostra de aproximadamente 400 estrelas anãs B com o objetivo de caracterizá-las para uma futura análise química. Esta caracterização é necessária para eliminar objetos não adequados para uma análise química em não- ETL, e entre estes objetos inclui-se sistemas binários ou múltiplos e estrelas com alta rotação. Diferente da amostra com a qual trabalharei nos próximos anos, a amostra estudada no mestrado está contida no disco local da Galáxia (±2 kpc do Sol). A defesa do mestrado ocorreu em março e, desde então, renei os resultados obtidos para as temperaturas efetivas e revisei os tipos espectrais das estrelas da amostra. Em seguida, iniciei a redação de um artigo que será submetido em breve. Os pricipais pontos do artigo são: 1. identicação de possíveis sistemas binários/múltiplos; 2. avaliação do tipo espectral de cada estrela com seu espectro; 3. obtenção da temperatura efetiva através de uma nova calibração; 4. obtenção da velocidade rotacional projetada (v sin i). Dentre as aproximadamente 400 estrelas estudadas, identicamos 82 possíveis sistemas estelares binários ou múltiplos. Realizamos esta tarefa através de uma análise visual dos espectros estelares e utilizamos como suporte os trabalhos de Eggleton & Tokovinin (2008) e Lefèvre et al. (2009). O primeiro é um estudo de multiplicidade do catálogo HIPPARCOS e o segundo analisa a multiplicidade de estrelas OB do HIP- PARCOS. A avaliação do tipo espectral é um resultado que não foi apresentado na dissertação por ter sido realizado posteriormente à minha defesa. Para realizar tal procedimento, comparamos nossos espectros com uma série de espectros sintéticos em não-etl. Os espectros sintéticos correspondem as regiões λλ4450 4490 Å e λλ4630 4470 Å e foram construídos utilizando os códigos TLUSTY e SYNSPEC. Foram gerados espectros para cada subtipo espectral de B0B5 e convoluídos em v sin i de 50 km/s a 300 km/s. Em seguida foi realizada uma comparação visual de cada estrela individualmente. Sugerimos uma nova classicação espectral para 16 estrelas e duas estrelas foram classicadas pela primeira vez. 5

Utilizamos o índice fotométrico livre de avermelhamento Q como indicador de temperatura efetiva. Na dissertação, utilizei calibração de Daon et al. (1999) que é válida para o intervalo Q = [ 0.9, 0.6] e posteriomente expandida por Daon et al. (2001) para Q = [ 0.92, 0.53], o que corresponde aos tipos espectrais B0B2. No entanto, como a nossa amostra contém um grande número de estrelas de tipo espectral B2B5, as estrelas com tipo espectral posterior a B2 estavam com sua temperatura superestimadas. Assim, estendemos a calibração T ef Q de Daon et al. (1999), acrescentando mais 12 estrelas B2B5 à sua amostra original cujas temperaturas efetivas foram obtidas através do método de Gies & Lambert (1992). A nova calibração obtida é: log T eff = 4.3271 + 0.6494 Q + 0.9754 Q 2, (1) válida para válida para o intervalo Q = [ 0.90, 0.43] que equivale aos tipos espectrais B0B5. Na Fig. 1 apresento a distribuição de temperatura obtida com a calibração de Daon et al. (1999) e com a nova calibração. Veja que, ao utilizar a calibração de Daon et al. (1999), há um grande número de estrelas entre 18000 e 20000 K. Com a nova calibração é possível obter corretamente a temperaturas entre 15000 e 18000 K, resolvendo o problema supracitado. Também estimamos o v sin i destas estrelas com o objetivo de identicar as estrelas com velocidade de rotação baixa o suciente para a análise química posterior. Na Fig. 2 apresento a distribuição de v sin i que obtida. A distribuição de v sin i está associada a duas populações distintas: estrelas de campo e estrelas de associações/aglomerados. As estrelas de campo tendem a ter, em média, um v sin i menor que as estrelas de associações/aglomerados. A razão por detrás deste fato ainda é discutido, e as possíveis explicações são: 1. que estrelas de campo são mais velhas que as de aglomerados e sua velocidade de rotação diminuiu com o tempo (Huang & Gies (2006a), Huang & Gies (2006b), Huang & Gies (2008)); 2. que a velocidade de rotação depende da densidade de onde a estrela nasceu, ou seja, uma estrela formada em um ambiente menos denso teria uma velocidade de rotação menor do que outra formada em um ambiente mais denso (Wol et al. (1982), Wol et al. (2007)). A Dra. Sally Oey, por ocasiaão de minha visita a Universadade de Michigan em jullho passado, sugeriu uma possível interpretação para a distribuição de v sin i obtida. Nos últimos anos, surgiu a ideia de que estrelas de grande massa possam nascer isoladas 6

(a) Resultados originais da dissertação de mestrado, usando a calibração de Daon et al. (1999). A região entre 18540 e 20000 K é mostrada em destaque. Number of stars Number of stars 45 40 35 30 25 20 15 10 5 0 80 70 60 50 40 30 20 10 0.4 0.5 0.6 0 15000 20000 25000 30000 35000 T eff Q 0.7 0.8 0.9 (b) Distribuição do índice Q e da temperatura com a nova calibração. Figura 1: Novas distribuições de Q e T ef obtidas com a nova calibração. 7

80 70 60 Number of stars 50 40 30 20 10 0 0 50 100 150 200 250 300 350 400 Vsini Figura 2: Distribuição de v sin i das estrelas da nossa amostra. no campo estelar, i.e., fora de aglomerados. Krumholz et al. (2009) usou uma simulação hidrodinâmica 3-D para mostrar que tal cenário é possível, teoricamente. de Wit et al. (2004) mostrou que 4±2% das estrelas O da galáxia se formaram isoladas. A Dra. Oey então questiona se seria possível detectar a presença de tais estrelas na nossa amostra. Para investigarmos esta ideia seria necessário separar a amostra em duas subamostras, uma só com as estrelas de campo e outra com estrelas de associações/aglomerados. Primeiro, criei um script em python que classicava a pertinência de cada estrelas segundo os seguintes critérios: identicação de pertinência no SIMBAD; identicação como membros de aglomerado com denominação NGC; estar presente na amostra de associações de Wol et al. (2007). Após este primeiro teste, escrevi outro script em python que procurava por palavras chaves (e.g. clusters, association, NGC) nos títulos e palavras-chaves da bibliograa existente para cada estrela da amostra. Os resultados destas análises, porém, não foram conclusivos, uma vez que a maneira adequada para a segregação campo/aglomerado é através de um estudo dinâmico das 8

estrelas, i.e., obter as velocidades espaciais de cada estrela individualmente. E para tanto, é necessário conhecer as velocidades radiais (que podem ser obtidas diretamente dos espectros) e os movimentos próprios (que necessitam de dados especícos). Considerando que os movimentos próprios não estão disponíveis para grande parte da amostra, a análise de pertinência não pôde ser concluída. 9

Parte V Próximas etapas Em abril, solicitaremos a CPG a execução de meu exame de qualicação para ser defendido no início de junho. Estamos atualmente selecionando os temas que serão popostos para o sorteio. Iniciarei o processo da análise química da nossa amostra de estrelas B do disco externo. Esta amostra é constituída de aproximadamente 150 estrelas observadas entre 29/12/2007 e 03/01/2008 com o espectrógrafo MIKE montado no telescópio Clay. A caracterização inicial desta amostra, em que se obtêm uma primeira estimativa da temperatura efetiva e do v sin i, foi realizada pelos Dra. Katy Garmany e Dr. John Glaspey do National Optical Astronomy Observatory. Para a subamostra de estrelas de baixa rotação, calcularemos a temperatura efetiva utilizando três métodos: Síntese espectral das linhas de H e He. Equilíbrio de ionização Si II/III/IV através de síntese espectral para as estrelas da amostra utilizando os códigos TLUSTY/SYNSPEC. Os modelos para o Si não estão totalmente prontos e atualmente a Dra. Katia Cunha está trabalhando na complementação do modelo atual. Por este método, os valores de T ef, v sin i, microturbulência e abundância de Si são obtidos simultaneamente. Os parâmetros atmosféricos assim denidos serão usados na análise de abundância dos demais elementos químicos (C, N, O, Mg, Al, S e possivelmente Fe). Método iterativo espectrofotométrico descrito em Gies & Lambert (1992) e Cunha & Lambert (1992). A fotometria strömgren necessária está imcompleta para esta amostra, logo este método só será aplicado a algumas estrelas. Após esta análise, esperamos obter pela primeira vez uma distribuição de abundância químicas que represente de maneira realista o disco externo da Galáxia. Conseguiremos denir o gradiente radial de metalicidade da região do disco superior a R > 10 kpc, o que será de grande valia a grupos que trabalham com modelos de evolução qímica. Paralelamente, trabalharei em colaboração com o Dr. T. Bensby na análise química da amostra do disco locla denida a partir dos resultados da minha disertação. O método de cálculo das abundâncias químicas será o mesmo que aquele aplicado a amostra do disco externo, porém, a amostra do disco local possui uma fotometria mais completa, possibilitando-nos aplicar o método iterativo descrito acima. O gradiente obtido a partir da combinação das duas amostras poderá fornecer um vínculo bastante robusto aos modelos de EQG. 10

Referências Chen, L., Hou, J. L., & Wang, J. J. 2003, AJ, 125, 1397 Chiappini, C., Matteucci, F., & Romano, D. 2001, ApJ, 554, 1044 Cunha, K. & Lambert, D. L. 1992, ApJ, 399, 586 Daon, S. & Cunha, K. 2004, ApJ, 617, 1115 Daon, S., Cunha, K., & Becker, S. R. 1999, ApJ, 522, 950 Daon, S., Cunha, K., Becker, S. R., & Smith, V. V. 2001, ApJ, 552, 309 Daon, S., Cunha, K., de Araújo, F., S., W., & Przybilla, N. 2007, AJ, 134, 1570 de Wit, W. J., Testi, L., Palla, F., Vanzi, L., & Zinnecker, H. 2004, A&A, 425, 937 Eggleton, P. P. & Tokovinin, A. A. 2008, MNRAS, 389, 869 Esteban, C., Peimbert, M., Torres-Peimbert, S., & García-Rojas, J. 1999, Rev. Mexicana Astron. Astros., 35, 65 Gies, D. R. & Lambert, D. L. 1992, ApJ, 387, 673 Huang, W. & Gies, D. R. 2006a, ApJ, 648, 580. 2006b, ApJ, 648, 591. 2008, ApJ, 683, 1045 Krumholz, M. R., Klein, R. I., McKee, C. F., Oner, S. S. R., & Cunningham, A. J. 2009, Science, 323, 754 Lefèvre, L., Marchenko, S. V., Moat, A. F. J., & Acker, A. 2009, A&A, 507, 1141 Luck, R. E., Gieren, W. P., Andrievsky, S. M., Kovtyukh, V. V., Fouqué, P., Pont, F., & Kienzle, F. 2003, A&A, 401, 939 Maciel, W. J. 2002, in Revista Mexicana de Astronomia y Astrosica Conference Series, Vol. 12, Revista Mexicana de Astronomia y Astrosica Conference Series, ed. W. J. Henney, J. Franco, & M. Martos, 207212 Wol, S. C., Edwards, S., & Preston, G. W. 1982, ApJ, 252, 322 Wol, S. C., Strom, S. E., Dror, D., & Venn, K. 2007, AJ, 133, 1092 11