Abundâncias Químicas em Estrelas Pós-AGBs

Universidade do Estado do Rio de Janeiro Centro de Tecnologia e Ciência Instituto de Fı́sica Armando Dias Tavares Gabriela de Assis Costa Moreira Abundâncias Quı́micas de Estrelas Pós-AGBs Rio de Janeiro 2015 Gabriela de Assis Costa Moreira Abundâncias Quı́micas de Estrelas Pós-AGBs Monografia apresentada como requisito parcial para obtenção do tı́tulo de Bacharel, ao Instituto de Fı́sica, da Universidade do Estado do Rio de Janeiro. Área de concentração: Astrofı́sica Estelar. Autorizo a apresentação Orientador: Dra. Simone Daflon dos Santos Rio de Janeiro 2015 CATALOGAÇÃO NA FONTE UERJ / REDE SIRIUS / BIBLIOTECA CTC/D D979 Moreira, Gabriela de Assis Costa Abundâncias Quı́micas de Estrelas Pós-AGB s / Gabriela de Assis Costa Moreira. – Rio de Janeiro, 201582 f. Orientador: Dra. Simone Daflon dos Santos Monografia (Bacharelado) – Universidade do Estado do Rio de Janeiro, Instituto de Fı́sica Armando Dias Tavares, Instituto de Fı́sica, 2015. 1. Estrelas Pós-AGBs.. 2. Abundâncias Quı́micas.. 3. Parâmetros Atmosféricos.. I. Dra. Simone Daflon dos Santos. II. Universidade do Estado do Rio de Janeiro. III. Instituto de Fı́sica Armando Dias Tavares. IV. Tı́tulo CDU 02:141:005.7 Autorizo, apenas para fins acadêmicos e cientı́ficos, a reprodução total ou parcial desta monografia, desde que citada a fonte. Assinatura Data Gabriela de Assis Costa Moreira Abundâncias Quı́micas de Estrelas Pós-AGBs Monografia apresentada como requisito parcial para obtenção do tı́tulo de Bacharel, ao Instituto de Fı́sica, da Universidade do Estado do Rio de Janeiro. Área de concentração: Astrofı́sica Estelar. Aprovada em 20 de Março de 2015. Banca Examinadora: Dra. Simone Daflon dos Santos (Orientador) Observatório Nacional - ON Dr. Maria de Fátima Alves da Silva (Coorientador) Universidade Estado do Rio de Janeiro - UERJ Dr.Daniel Rodrigues Costa Mello Observatório do Valongo - OV Rio de Janeiro 2015 DEDICATÓRIA Ao Tio Rogério, cuja paciência infinita me trouxe até aqui; Às Duas, que olharam para o céu e se encantaram pelo brilho das estrelas; À pequena Bi, que subiu muitas montanhas, caiu inúmeras vezes e ainda assim persistiu até o fim. AGRADECIMENTOS À mamãe em absoluto, pela garra presente, dedicação constante e determinação. À toda a minha famı́lia, pela fé inabalável no meu sucesso. Em especial aos meus tios Eliane e Luı́s e aos meus primos Rico e Mica, por abusar da internet e casa de vocês tantas e tantas vezes. À minha madrinha, Edna, por não me desamparar quando eu precisei e ao meu primo, Igor, que ficou do meu lado nos momentos mais difı́ceis. Amo todos vocês mais do que posso expressar. A Theus e Biel, pelo amor incondicional, carinho extremo e amizade. Aos meus amigos, colegas e funcionários da UERJ, pelo enorme apoio e ajuda. Em especial: Mozão (Paulo Victor Nogueira da Costa), Super Mozi (Vitor Silva Tavares), Mandinha (Amanda Allesdofer), Vi (Maria Vitória Aguiar), Mozinho (Vitor Maio), Becca (Rebecca Vargas), Val (Valquiria Bulhosa), Tio Rodrigo (Rodrigo Colpo), Rapha (Raphaela Azeredo), Tio Thiago e Professora Begalli. Se cheguei até aqui, foi porque me apoiei nos seus ombros, muito obrigada! Aos lindos astrônomos da minha vida: Carol (a maior de todas), Alt (Altair Gomes), Walt (Walter Filho) e Rique (Henrique Almeida) por toda a ajuda referente à algumas milhares de coisas no projeto como um todo e pelas inúmeras risadas proporcionadas. Um agradecimento mega, ultra, power especial ao Rique. Sem sua ajuda eu não conseguiria escrever – literalmente! – essa monografia. Aos meus amigos do ON: Luiz-senpai (Luiz Paulo Carneiro), Vlad (Vladmir Perèz), Tarcı́sio e Claudio. Obrigada pelas conversas,pelas ajudas, pelos sorrisos e por me salvarem da inanição algumas milhares de vezes. À minha querida Daflon-sensei, pela generosidade e paciência nesses três anos de orientação. Por aturar meus horários loucos de trabalho, por continuar a ser a melhor sensei de todas, mesmo estando longe. Por me ajudar a realizar esse sonho da vida inteira. A Thiago Coutinho, cuja generosidade, amor, carinho, apoio e paciência foram um presente nesses anos todos. Você sempre acreditou que eu conseguiria, e estava certo. Obrigada por nunca duvidar. À estrela mais brilhante do meu universo: Rafael, meu filho, você sempre será a minha maior motivação, meu maior desafio e meu maior amor. Te amo, te amo, te amo. À minha maior companheira, incentivadora e amiga: Carol, esse sonho nasceu e cresceu com e por você e foi você quem mais torceu para que eu conseguisse realizá-lo. Não há nada de que eu me orgulhe mais do que ter sonhado ao seu lado. ”Te amo mais do que todos no mundo juntos seriam capazes de amar alguém”. Obrigada por tudo. E a Masami Kuramada- sensei e seus prodigiosos cavaleiros, por despertar em duas menininhas de quatro anos o amor e a curiosidade pelas estrelas do Universo. Obrigada a todos e a cada um que me ajudou a chegar até aqui. Gente, eu consegui! ”Por ser estreita a senda, eu não declino. Nem por pesada mão que o mundo espalma. Eu sou dono e senhor do meu destino, Sou comandante da minha alma”. Invictus. William E. Henley RESUMO MOREIRA, Gabriela de Assis Costa. Abundâncias Quı́micas de Estrelas Pós-AGBs. 2015. 82 f. Monografia (Bacharelado em Fı́sica) – Instituto de Fı́sica Armando Dias Tavares, Universidade do Estado do Rio de Janeiro, Rio de Janeiro, 2015. Estrelas de massa inicial baixa a intermediária (0.8-8 M⊙ ) representam de 95% a 98% da populacão estelar do nossa Galáxia (Habing, 1996). Dentre esses objetos, aqueles que se encontram em uma classe especial situada na fase de curta duracão entre o Ramo Assintótico das Gigantes e a fase da Nebulosa Planetária, representam um grupo de estrelas de grande diversidade quı́mica e espectral, chamadas estrelas Pós-AGB s. Recém saı́das de uma fase em que a perda de massa intensa através dos ventos estelares se faz caracterı́stica, estas estrelas podem ser identificadas com base em suas altas luminosidades, baixas gravidades superficiais e excesso infravermelho, devido à presença de um envoltório circunstelar de poeira (Parthasarathy, 2000). Devido aos processos de dragagem ocorridos ainda na fase AGB, essas estrelas carregam em seus espectros assinaturas quı́micas peculiares, como a presença de elementos pesados (massa atômica acima de 60, gerados a partir do processo-s) e a ausência de linhas moleculares intensas na fotosfera da estrela central (van Winckel, 2003), além de evidenciar a formação do envoltório estelar de poeira. O estudo de como da evolução e do desenvolvimento dos processos fı́sicos e quı́micos das estrelas Pós-AGB s, portanto, nos permite construir modelos dos processos quı́micos sofridos pela estrela nas fases anteriores, além de contribuir para o estudo de como estes objetos evoluem antes de se transformarem em Nebulosas Planetárias. Este trabalho tem como objetivo determinar os parâmetros atmosféricos e abundâncias quı́micas de uma amostra de três estrelas Pós-AGB s. As análises da fotosfera estelar foram feitas através de modelos atmosféricos gerados pelo programa ATLAS9 e a modelagem das curvas de crescimento de Abundâncias, criadas pelo programa de análises WIDTH6. As análises realizadas dos padrões de metalicidade e abundâncias das estrelas da amostra promovem uma discussão acerca da construção de modelos de evolução quı́mica para estrelas evoluı́das e a necessidade de uma maior apuração das classificações espectrais de objetos nesta estapa da trajetória evolutiva estelar. Palavras-chave: Estrelas Pós-AGBs. Abundâncias Quı́micas. Parâmetros Atmosféricos. Estrelas Evoluı́das. ABSTRACT MOREIRA, Gabriela de Assis Costa. Chemical Abundances of Post-AGB stars. 2015. 82 f. Monografia (Bacharelado em Fı́sica) – Instituto de Fı́sica Armando Dias Tavares, Universidade do Estado do Rio de Janeiro, Rio de Janeiro, 2015. Low and intermediate mass stars (0.8-8 M⊙ ) represent 95% to 98% of the stellar population of our Galaxy (Habing, 1996). Among these objects, those one situated at a special class, located within the very short phase between the Asymptotic Giant Branch (AGB) phase and the Planetary Nebula (PN) phase, represent a group of chemical and spectral diversity stars, called Post-AGB stars. As these objects has recently departure the AGB phase, where intense mass loss through the stellar winds is a feature, Post-AGB stars can be identified by their high luminosities, low surface gravities and infra-red excess, due to the presence of a dust circumstellar envelope (Parthasarathy, 2000). Due to dreged-up processes, those stars show peculiar chemical signatures as the presence of heavy elements (atomic mass over 60, created by s-process) and the absence of intense molecular lines in central star photosphere’s spectrum (van Winckel, 2003), besides to evidence the formation of stellar dust envelope. Therefore, the research of how to proceed the evolution and development of the chemical and physical processes in Post- AGBs stars allow us to construct models of the chemical processes occurred during the previous AGB phase, besides to help to the study of how these objects evolve before turn into the Planetary Nebula. This work has as goal to determine the atmosphere parameters and chemical abundances of three Post-AGB stars. The stellar photosphere’s analyses were derived by atmosphere models created using ATLAS9 program and the curve of growing modeling were obtained by the analyses of program Width6. The results of metallicity and the chemical composition of the sample stars promote a discussion about the construction of chemical evolution models for evolved stars and the need of a further investigation of spectral classification to objects located in this evolutionary stage. Keywords: Post-AGB stars. Chemical Abundances. Atmospheres Parameters. Evolved Stars. LISTA DE ILUSTRAÇÕES Figura Figura Figura Figura Figura Figura Figura Figura Figura Figura Figura Figura Figura Figura Figura Figura Figura Figura Figura 1 - Esquema da trajetória evolutiva de estrelas de várias M⊙ diferentes com metalicidade solar. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 - Estrutura interna da estrela no AGB, mostrando o núcleo e as duas camadas de queima, a de hidrogênio e a de hélio. Os valores assinalados representam a distância em raios estelares da borda superior de cada camada para uma estrela de 5 M⊙ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 - Esquema de ocorrência dos pulsos térmicos. . . . . . . . . . . . . . . 4 - Razão hs/ls. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5 - SED em estrelas Pós-AGB s . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6 - Exemplos de espectro das estrelas da amostra na região entre 4050 e 4150 Å . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7 - Identificação de linhas espectrais por comparação de espectros. . . . . 8 - Relação da intensidade das linhas espectrais com a Temperatura. . . 9 - Ajustes da linha de Hγ gerados para a estrela HD 105262. . . . . . . 10 - Ajustes da linha de Hγ gerados para a estrela LS IV -0401. . . . . . . 11 - Ajustes da linha de Hγ gerados para a estrela LS 3593. . . . . . . . . 12 - Curva de crescimento. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13 - Ajustes da linha de Hγ para Tef f = 9925 K e 11099 K . . . . . . . . 14 - Gráfico da relação entre [Ca/Fe] e Tef f . . . . . . . . . . . . . . . . . 15 - Comparação de Abundâncias. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16 - Gráfico Tc x [X/H] para as estrelas HD 105262 e BD +394926. . . . 17 - Comparação de abundâncias tı́picas para estrela LS IV -0401 . . . . . 18 - Comparação entre as abundâncias com a literatura. . . . . . . . . . . 19 - Comparação entre os valores de eqw de Mooney et al. (2002) e neste trabalho. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15 . . . . 19 21 23 25 . . . . . . . . . . . . . 28 32 38 46 47 48 50 54 58 59 60 63 65 . 68 LISTA DE TABELAS Tabela Tabela Tabela Tabela Tabela Tabela Tabela Tabela Tabela 1 2 3 4 5 6 7 8 9 - Tabela 10 Tabela 11 Tabela 12 Tabela 13 Tabela 14 - Estrelas da amostra. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Valores de Velocidades Radiais (Vrad ) obtidos neste trabalho. . . . . Comparação valores Velocidade Radial para estrela HD105262 . . . . Comparação valores Velocidade Radial para estrela LS IV -0401 . . . Parâmetros estelares da rede de modelos atmosféricos. . . . . . . . . Resultados de Parâmetros Atmosféricos para as estrelas da amostra. . Resultados de abundâncias quı́micas (expressos em 12 + log(X/H)). . Resultados de abundâncias quı́micas (expressos em [X/H] e [X/Fe]). . Comparação com a literatura: parâmetros atmosféricos da estrela HD 105262 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Comparação dos resultados de abundâncias com a literatura. . . . . . Comparação com a literatura: parâmetros atmosféricos da estrela LSIV -0401 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Comparação dos resultados de abundâncias com a literatura. . . . . . Comparação: parâmetros atmosféricos da estrela LS 3593 . . . . . . . Comparação dos resultados de abundâncias com a literatura. . . . . . . . . . . . . . 28 34 34 35 49 51 54 57 . 65 . 66 . . . . 67 68 69 70 LISTA DE ABREVIATURAS E SIGLAS AGB CEMP E-AGB EQW ESO FEROS HB HBB IRAF LTE MS PN ON Post-AGB RGB SED TP-AGB Tef f UERJ VALD Asymptotic Giant Branch - Acrônomo de Ramo Assintótico das Gigantes Carbon Enhanced Metal Poor - Acrônomo de Pobre em Metais Enriquecida em Carbono Early-Asymptotic Giant Branch - Acrônomo de Inı́cio do Ramo Assintótico das Gigantes Equivalente Width - Acrônomo de Largura Equivalente European Southern Observatory Fiber-fed Extended Range Optical Spectrograph Horizontal Branch - Acrônomo de Ramo Horizontal Hot Bottom Burning - Acrônomo de Queima no envelope convectivo Image Reduction and Analysis Facility - Acrônomo de Redução de Imagem e Facilidade de Análise Equilı́brio Termodinâmico Local Main Sequence - Acrônomo de Sequência Principal Planetary Nebula - Acrônomo de Nebulosa Planetária Observatório Nacional Post-Asymptotic Giant Branch - Acrônomo de Pós-Ramo Assintótico das Gigantes Red Giant Branch - Acrônomo de Ramo das Gigantes Vermelhas Spectral Energy Distribution - Acrônomo de Distribuição Espectral de Energia Thermally Pulsing- Assimptotic Giant Branch - Acrônomo de Pulsos Térmicos do Ramo Assintótico das Gigantes Temperatura Efetiva Universidade do Estado do Rio de Janeiro Vienna Atomic Line Database SUMÁRIO 1 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 2 2.1 2.1.1 2.1.2 2.1.3 2.2 2.2.1 2.2.1.1 2.2.1.2 2.2.1.3 2.2.2 2.3 2.4 3 3.1 3.2 3.3 3.4 INTRODUÇÃO: A EVOLUÇÃO DE UMA ESTRELA DE MASSA INTERMEDIÁRIA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . DADOS OBSERVACIONAIS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . HD 105262 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . LSIV -0401 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . LS 3593 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Identificação das linhas de absorção, medição de desvio Doppler e largura equivalente . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Velocidades Radiais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . ANÁLISE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Conceitos Envolvidos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Espectro Estelar e Abundâncias Quı́micas em estrelas Pós-AGB s . . . . . Parâmetros Atmosféricos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Modelos Atmosféricos. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Metodologia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Determinação dos Parâmetros Atmosféricos . . . . . . . . . . . . . . . . . Análise Fotométrica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Ajuste da Linha H γ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Equilı́brio de Ionização FeI/FeII . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Incertezas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Discussão dos Parâmetros Atmosféricos . . . . . . . . . . . . . . . . Determinação das Abundâncias Quı́micas . . . . . . . . . . . . . . . DISCUSSÃO DOS RESULTADOS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . HD 105262 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . LSIV -0401 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . LS 3593 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Comparação de Resultados econtrados com a literatura . . . . . . CONCLUSÕES . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . REFERÊNCIAS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12 27 27 30 31 31 33 36 36 36 39 40 42 42 42 44 45 51 52 53 56 56 60 62 64 71 77 12 INTRODUÇÃO: A EVOLUÇÃO DE UMA ESTRELA DE MASSA INTERMEDIÁRIA Estrelas classificadas como Pós-AGB s são objetos de alta luminosidade e massa inicial baixa a intermediária (0.8 - 8 M⊙), em um dos estágios finais de suas trajetórias evolutivas; entre o Ramo Assintótico das Gigantes (Assimptotic Giant Branch, em inglês - AGB ) – onde o envoltório circunstelar de poeira é formado devido aos ventos estelares, que ejetam a matéria radialmente da fotosfera da estrela para o meio circundante – e a fase de Nebulosa Planetária, quando o envoltório circunstelar é ionizado pela estrela central. A composição quı́mica do envoltório circunstelar, portanto, reflete a composição quı́mica da fotosfera da estrela, uma vez que seu material constituinte é originado da atmosfera estelar, de forma que o meio circundante aos objetos Pós-AGB s, em geral, é enriquecido de elementos pesados (extremamente escassos no meio interestelar), sintetizados no interior dessas estrelas e trazidos às camadas mais externas por meio de processos convectivos. Por este motivo, as estrelas Pós-AGB s são consideradas o principal sı́tio nucleossintético de elementos pesados do Universo, e o entendimento de como se dá os processos de mistura entre a matéria oriunda da fotosfera estelar e o meio circundante nos permite entender como se dá o enriquecimento do Meio Interstelar e a disposição de material propı́cio à formação de novas estrelas. Neste contexto, a análise das abundâncias das diferentes espécies quı́micas que compõe a atmosfera estelar desses objetos nos permite discrimar a composição quı́mica da estrela e de seu envoltório. A composição quı́mica da fotosfera estelar, também, nos dá informações valiosas dos processos sofridos pela estrela durante toda a sua trajetória evolutiva. Por ser uma fase de transição, cujas caracterı́sticas ainda permanecem mal conhecidas diante da teoria de Evolução Estelar, a análise de abundâncias quı́micas em estrelas Pós-AGB s nos permite vislumbres preciosos das mudanças sofridas pela estrela ao passar do Ramo Assintótico das Gigantes para a fase de Nebulosa Planetária; representando, assim, um instrumento crucial no entendimento de como ocorre a evolução destes objetos tão diversos e ainda pouco estudados2 . Nesta introdução, será brevemente discutida a trajetória evolutiva de estrelas de 1 1 Massa inicial da estrela na Seqência Principal (MZAM S 2 A fase Pós-AGB é uma fase muito curta. O intervalo de duração desta fase depende do intervelo de massa inicial e da metalicidade do meio de formação dessas estrelas, mas equivale a um perı́odo muito curto se comparado com a toda a trajetória evolutiva desses objetos. Para objetos mais massivos, o tempo de transição pode durar apenas 30 anos (van Winckel, 2003)! A identificação de estrelas pertencentes à essa classe evolutiva é bem difı́cil, em função dessa curta duração. 13 massas baixas a intermediárias, futuras Pós-AGB s3 . No capı́tulo 1, apresenta-se as estrelas estudadas por este projeto e suas respectivas caracterı́sticas espectrais, valiosos instrumentos na análise da fotosfera estelar. No capı́tulo 2, é apresentada a temática das abundâncias quı́micas na fotosfera estelar, os conceitos e a teoria por trás dos modelos atmosféricos gerados no estudo dessas abundâncias, explicitando a metodologia aplicada à análise das atmosferas estelares realizada neste trabalho e os resultados encontrados. No capı́tulo 3, é apresentada a discussão dos resultados obtidos e a comparação destes com resultados já existentes na literatura. Sequência Principal (MS ) Um objeto protoestelar4 somente se transforma, de fato, em uma estrela quando seu núcleo atinge uma temperatura tal que a queima do seu Hidrogênio constituinte é iniciada e se mantém constante (Com temperatura da ordem de 107 K (Lorenz-Martins, 2008) ). À medida em que os processos de nucleossı́ntese se sucedem, gerando elementos cada vez mais pesados, a composição quı́mica da estrela altera-se gradualmente pelas reações nucleares, causando mudanças em sua metalicidade; isto é, na razão entre a quantidade de metais existentes no interior estelar e a massa da estrela como um todo. Essas mudanças de metalicidade afetam diretamente a sua estrutura interna e são responsáveis pela distinção dos diferentes estágios que a estrela transita em sua trajetória evolutiva. Uma ferramenta importante na identificação dos estágios evolutivos pelos quais a estrela passa e a forma como ela evolui de uma fase para a sua subsequente é o Diagrama Hertzsprung-Russel (Diagrama HR), que relaciona Tipo espectral e Magnitude absoluta Mv , (o que, indiretamente, leva à uma relação entre Temperatura Efetiva – Tef f – e Luminosidade – L). O Diagrama HR pode ser utilizado para investigar a relação entre a Luminosidade e a Temperatura de uma grande amostra de estrelas, e mostra que essa relação não se dá de forma uniforme, mas sim formando ”acúmulos”de conjunto de parâmetros bem definidos, que discriminam populações estelares pertencentes ao mesmo estágio evolutivo das demais. Assim, a grosso modo, ele divide os estágios evolutivos em regiões especı́ficas, de fácil visualização, e portanto torna-se extremamente útil no estudo e determinação de trajetórias evolutivas de estrelas e aglomerados estelares, constituindo, neste último, um facilitador em especial: as estrelas componentes de um aglomerado estelar formaram-se a partir de uma mesma nuvem molecular, apresentando metalicidades 3 As descrições das trajetórias evolutivas dessas estrelas e dos processos que ocorrem nestas, foram baseadas em Salaris e Cassisi (2005). 4 Massa de matéria interestelar no processo de condensação que precede a formação de uma estrela. 14 iniciais idênticas (refletindo à metalicidade do meio do qual foram criadas). Para estrelas em um aglomerado, somente a massa inicial de cada estrela constitui num diferencial às suas trajetórias evolutivas e podemos entender essa discriminação com o auxı́lio do Diagrama HR. Na Figura 1, é apresentado o Diagrama HR para a trajetória evolutiva de uma estrela de 2M⊙ , de metalicidade correspondente à solar, retirado de Herwig (2005). Para as estrelas em geral, o intervalo de massa estelar em que a estrela começa a queimar o Hidrogênio em seu núcleo é um dos fatores cruciais na determinação dos estágios evolutivos e processos fı́sicos que a estrela sofrerá durante toda a sua trajetória evolutiva. Classificam-se as estrelas em três grupos, em respeito à sua massa inicial (Iben JR.; Renzini, 1983). • Estrelas de massa baixa: (0.8 < M/M⊙ < 2,5) • Estrelas de massa intermediária: (2,5 < M/M⊙ < 8) • Estrelas de alta massa (M/M⊙ > 8) Estrelas na fase Pós-AGB se enquadram no intervalo de estrelas de massas baixas a intermediárias. Os valores apresentados, no entanto, não são absolutamente precisos, variando conforme a composição quı́mica inicial da estrela. Independentemente do intervalo de massa inicial ao qual pertençam, todas as estrelas iniciam sua ”vida”quando começam a queimar seu Hidrogênio constituinte, e por todo o tempo em que a queima deste elemento acontecer no núcleo estelar, a estrela estará na fase chamada de Sequência Principal (MS - Main Sequence, em inglês), que corresponde à principal região do Diagrama HR. Enquanto a estrela permanecer na MS, a energia produzida pela queima do Hidrogênio no núcleo gera uma pressão de radiação que equilibra a força gravitacional e mantém a estrela em equilı́brio hidrostático. A queima do Hidrogênio ocorre através de dois processos distintos, cuja relevância na produção de energia no interior da estrela depende do intervalo de massa na qual ela se encontra. Um deles é a Cadeia próton-próton (Cadeia p-p), processo dominante em estrelas de baixa massa, que requisita um gasto menor de energia, onde três átomos de Hidrogênio (H) dão origem a um átomo de Hélio (He) através das reações5 : 1 H +1 H −→ 2 H + e+ + νe 2 H +1 H −→ 3 He + γ 3 He +3 He −→ 4 He +1 H +1 H O segundo é conhecido como Ciclo CNO, dominante em estrelas de massa intermediária, onde a temperatura do núcleo neste estágio é superior a 2 × 107 K. Nesta etapa, 5 A reação apresentada refere-se à primeira etapa da Cadeira próton-próton, chamada de ”ppI”. 15 Figura 1 - Esquema da trajetória evolutiva de estrelas de várias M⊙ diferentes com metalicidade solar. Legenda: Esquema da trajetória evolutiva de uma estrela de 2M⊙ e metalicidade solar, onde todas as suas fases evolutivas estão evidenciadas, desde seus nascimentos na Sequência Principal até o final de suas evoluções. Os números coloridos ao lado de cada fase indicam o tempo em ascala logarı́timica duraçõ da fase. Fonte: Herwig (2005) 16 os elementos Carbono (C), Nitrogênio (N) e Oxigênio (O) presentes na atmosfera estelar atuam como catalisadores na sı́ntese de He, conforme as reações: 12 C +1 H −→ 13 N + γ 13 N −→ 13 C + e+ + νe 13 C +1 H −→ 14 N + γ 14 N +1 H −→ 15 O + γ 15 O −→ 15 N + e+ + νe 15 N +1 H −→ 12 C +4 He 15 N +1 H −→ 16 O + γ 16 O +1 H −→ 17 F + γ 17 F −→ 17 O + e+ + νe 17 O +1 H −→ 14 N + He Conforme o H nuclear é consumido, gradualmente o núcleo da estrela vai compondose de He; resultando em um aumento no peso molecular do núcleo (pois o He é mais pesado que o H). Neste estágio, a temperatura efetiva da estrela ainda não é suficiente para iniciar a sı́ntese do He e a pressão do gás não mais sustenta as camadas acima. Consequentemente, o núcleo se contrai, liberando energia gravitacional. A estrela, então, torna-se um núcleo de He, inerte e em contração, envolvido por uma fina camada de queima de H criada devido ao aumento de temperatura nas regiões centrais da estrela (resultante da contração do núcleo), cercados pela atmosfera estelar, acima. A camada de queima de H é a única responsável pela produção de energia da estrela, uma vez que o núcleo ainda não consegue realizar a sı́ntese do He. Dessa maneira, a energia produzida soma-se à energia gravitacional gerada pela contração do núcleo, produzindo uma pressão que supera a força gravitacional (O trabalho exercido pela pressão somado à energia das reações nucleares supera a energia gravitacional das partı́culas do núcleo). A camada de H expande-se, então, na manutenção do equilı́brio, aumentando o raio estelar e diminuindo sua temperatura. No Diagrama HR, a estrela desloca-se da MS para esquerda, mantendo sua luminosidade constante neste processo. A expansão da camada de H gera um gradiente de temperatura e, consequentemente, uma região convectiva se forma, misturando os produtos da Cadeia p-p e do Ciclo CNO com o H acima. A composição quı́mica superficial da estrela altera-se neste processo, denominado 1a Dragagem, onde a abundância de elementos mais leves decresce várias ordens de grandeza, ao passo que a abundância de N quase dobra. É neste estágio que a estrela deixa a MS e passa para a fase do Ramo das Gigantes Vermelhas (RGB Red Giant Branch, em inglês). 17 Ramo das Gigantes Vermelhas (RGB) O He depositado no núcleo, gerado a partir da queima da camada de H remanescente, provoca um novo aumento na densidade e temperatura da estrela. Para estrelas de massas intermediárias, esse aumento na densidade atua de forma análoga à nucleossı́ntese de H ocorrida na MS, e o núcleo volta a se contrair para manter o equilı́brio hidrostático. Neste caso, o aumento na densidade é suficiente para que a estrela atinja a temperatura de queima do He antes que a contração leve o núcleo ao estado de degenerescência eletrônica. Em estrelas de massa inicial baixa, esse fenômeno não acontece: A energia produzida pela queima do H remanescente não é suficiente para causar outra quebra no equilı́brio e leva ao aumento na ocorrência de reações quı́micas, elevando a luminosidade estelar. A degenerescência do núcleo acaba por ser removida quando este alcança a temperatura necessária à sı́ntese do He (aproximadamente 108 K), o que acontece de forma violenta, com eventual perda de massa e impedindo a expansão do núcleo estelar. Esse inicio brusco da sı́ntese do He é chamado de Flash de Hélio. Depois da ocorrência do Flash, a luminosidade estelar começa a diminuir e a queima do núcleo de He ocorre de maneira estável. Para estrelas de massa inicial intermediária, a temperatura e densidade da estrela alcançam valores suficientes para que o He possa ser convertido em C sem a ocorrência do Flash. A estrela, então, ingressa na fase de Ramo Horizontal (HB - Horizontal Branch). Estrelas de massa baixa a intermediária jamais alcançam a temperatura necessária para a queima do Carbono e Oxigênio. Conforme o He vai se extinguindo, um núcleo composto basicamente de C vai sendo formado. Como o núcleo da estrela não se encontra à temperatura necessária para sintetizar esses elementos, uma nova instabilidade se cria e o núcleo volta a se contrair; liberando, mais uma vez, energia gravitacional no processo. Análogo ao que ocorre com as estrelas de baixas massas, essa contração ”ressuscita”a queima das camadas de He e H acima do núcleo, e a produção de energia sobrepõe a atração gravitacional, permitindo uma nova expansão do envelope estelar. A expansão estelar transporta a camada de queima do H para regiões de menor temperatura, impedindo a queima do material remanescente. A sı́ntese do He passa a ser a única fonte de energia da estrela. À medida que a camada de He acima do núcleo é convertida em C, o gradiente de temperatura da estrela aumenta, favorecendo a expansão. Neste estágio, as estrelas de massa inicial intermediária adentram no Ramo Assintótico das Gigantes (AGB ). Para estrelas de baixa massa, a queima do He ocorre através de um processo chamado Triplo α (3α), onde três partı́culas α originam um átomo de 12 C, seguindo as reações: ⇀ 8 Be He + 4 He ↽ 8 Be + 4 He → 12 C + γ 4 18 12 C + 4 He → 16 O+γ Mais uma vez, de forma análoga ao ocorrido no núcleo estelar durante a queima do H, os produtos do processo 3α depositam-se no núcleo estelar; formando aos poucos, um núcleo de C (subprodutos da sı́ntese do He). A redução de He no núcleo da estrela causa um novo processo de contração, até o ponto em que a energia gravitacional liberada por esta, em conjunto às energias da queima das duas camadas que passam a envolver o núcleo – a camada de H remanescente e a nova camada de He – exerçam uma pressão radial que se sobrepõe à força gravitacional, resultando no aumento da luminosidade e na expansão das camadas de He e H acima do núcleo. As camadas superiores da estrela se resfriam na expansão, causando um aumento na opacidade. Com as camadas mais opacas, o livre caminho médio dos fótons presentes nas camadas mais externas da estrela diminui, o que coloca um empecilho ao transporte radiativo de energia dentro da estrela, tornando-o ineficiente, e resultando no aumento da temperatura. Com aumento do gradiente de temperatura, uma nova zona convectiva é criada, promovendo o processo conhecido como Segunda Dragagem. A convecção volta a ser, então, o principal mecanismo de transporte de energia, que aumenta significativamente conforme a contração do núcleo se intensifica. A contração cada vez maior do núcleo, como vimos, exige a emissão de energia gravitacional, proporcionando a expansão das camadas mais externas da estrela. A zona convectiva criada alcança regiões cada vez mais internas, carregando consigo produtos e subprodutos do Ciclo CNO e do processo 3 α às camadas mais externas. Esse estágio delimita o fim da fase do Ramo das Gigantes Vermelhas e inı́cio da Fase do Ramo Assintótico das Gigantes (AGB ). A estrutura da estrela neste estágio da sua evolução é composta por um núcleo constituı́do por carbono e oxigênio; e duas camadas de queima, uma de He imediatamente acima do núcleo, e uma de H acima desta, conforme está esquematizado na Figura 2. Neste ponto, a composição quı́mica superficial da estrela é mais uma vez alterada, proporcionando o aumento das abundâncias de 14 N e 4 He e a redução das abundâncias de 12 C e 16 O. No entanto, somente estrelas de massas intermediárias mais massivas sofrem mudanças na composição quı́mica em suas superfı́cies, com intevalo mı́nimo de 4M⊙ para ocorrência deste processo (Pérez-Sánchez, 2010). Para estrelas de massa inicial inferior a este intevalo, a convecção não é eficiente e o envelope convectivo não alcança a camada de sı́ntese de He. Dessa forma, a Segunda Dragagem6 não acontece. 6 A ocorrência da Segunda Dragagem ainda é motivo de muita discussão teórica. Alguns pesquisadores defendem que o fenômeno só ocorre para estrelas de massas intermediárias mais massivas; outros, defendem que o fenômeno não ocorre de forma alguma. 19 Figura 2 - Estrutura interna da estrela no AGB, mostrando o núcleo e as duas camadas de queima, a de hidrogênio e a de hélio. Os valores assinalados representam a distância em raios estelares da borda superior de cada camada para uma estrela de 5 M⊙ . Fonte: Retirada de Ostlie & Carroll (2007). Ramo Assintótico das Gigantes (AGB) A fase do AGB é dividida em dois estágios evolutivos menores: o primeiro, chamado Early-AGB (E-AGB ), representa o inı́cio da fase AGB, com a reativação da queima da camada de H e consequente expansão do envoltório. O intervalo de duração desta fase depende da massa inicial da estrela, segundo a relação τE-AGB = 107 (2/Mi )3.64 anos. A segunda fase é chamada Thermally Pulsing-AGB (TP-AGB ), a fase de Pulsos Térmicos, perı́odo caracterizado pela alta taxa de perda de massa. Como comentado, a intensidade da Segunda Dragagem depende da profundidade alcançada pela convecção e esta só é de fato eficiente para estrelas em um intervalo de massa especı́fico. A massa de material a ser dragado neste processo depende da massa inicial da estrela. O intervalo de massa inicial cuja eficiência da Segunda Dragagem é máxima ocorre em estrelas (de massa inicial intermediária) mais massivas, com M > 5M⊙. Para este intervalo, a quantidade de matéria a ser transportada pela convecção pode chegar a 1M⊙ (Wagenhuber; Groenewegen, 1998). A alta degenerescência do núcleo promove perda de energia cada vez mais significativa, através de emissão de neutrinos, de forma a resfriar gradativamente a estrela. Ao se tornar completamente degenerado, o núcleo interrompe a contração, e com a diminuição da produção de energia oriunda da nucleossı́ntese do He, a pressão de radiação não mais consegue equilibrar a atração gravitacional. O equilı́brio hidrostático é prejudicado e todo o envelope estelar colapsa gravitacionalmente, trazendo a camada de H remanescente para 20 regiões de maior temperatura, mais uma vez. A queima do H é reiniciada e a localização desta camada de queima dependerá da massa inicial da estrela. Para estrelas de massa baixa, essa camada assenta-se um pouco acima do núcleo, em M ∼ 0.53. O fim da fase E-AGB é marcado por esta diminuição na taxa de produção energética da estrela, devido ao resfriamente causado pela expansão do envelope convectivo e a seguinte reativação da queima de H. Inicia-se, então, a etapa do TP-AGB. TP-AGB À medida que o H é queimado, forma-se uma camada intermediária entre as camadas de H e He . A densidade na camada de He aumenta com a adição dos produtos da queima do H, promovendo o aumento de temperatura e consequente aumento na produção de energia, que por sua vez, empurra as camadas externas da estrela. Com o aumento da expansão, essas camadas voltam a se resfriar e a densidade volta a diminuir. Entretanto, o peso no núcleo estelar continua aumentando devido à nucleossı́ntese do H em He, e este aumento torna a estrela cada vez mais degenerada. Se a camada de sı́ntese He for suficientemente fina para que a diminuição da pressão na camada seja sobreposta pela diminuição na densidade da mesma, então a temperatura da estrela aumenta – ao invés de diminuir com a expansão – criando uma instabilidade térmica na camada de He, da mesma forma que ocorre no evento do Flash para estrelas de baixas massas. Somada à energia produzida pela queima do H, a intensa nucleossı́ntese na camada de He aumenta a pressão de radiação, e a expansão do envoltório se intensifica. Neste estágio, a luminosidade da camada de sı́ntese de He é extremamente intensa (na ordem de 108 L⊙), devido a nucleossı́ntese. De fato, esta camada torna-se responsável por praticamente toda a luminosidade da estrela. É esta variação brusca na luminosidade que acarreta os chamados Pulsos Térmicos e nos eventos de perda de massa do envelope estelar consequentes a estes7 . Neste ponto, a camada de sı́ntese de H volta a se estabelecer em regiões mais frias (devido à expansão) e a queima de H cessa. A Figura 3 mostra um esquema de Pulsos Térmicos que ocorrem na fase AGB. As linhas superior e inferior da Figura 3 representam, respectivamente, a evolução da massa de He e C ao longo do tempo. A diminuição da produção de energia ocasionada pela interrupção da queima do H promove uma queda na luminosidade e na pressão de radiação responsável por ”empurrar”o envelope estelar, e em consequência, este volta a se contrair; extendendo-se nas regiões mais internas da estrela. Dessa forma, a camada de queima do H volta a po- 7 Acredita-se que os eventos de perda de massa ocorrem no envelope convectivo devido à dinâmica poeira-gás e à pressão de radiação. 21 Figura 3 - Esquema de ocorrência dos pulsos térmicos. Legenda: Os pulsos aparecem como linhas verticais devido à curta duração (∼ 300 anos) comparado com o perı́odo interpulsos ( 104 105 anos (Pagel, 1997)) Fonte: Adaptada de Wasserburg et al. (1994) voar regiões mais profundas, de maior temperatura, e a queima recomeça, dominando a produção energética da estrela. A queima de H volta a depositar He na estrela e todo o processo se repete, periodicamente, durante todo o TP-AGB : a temperatura da estrela aumenta pela nucleossı́ntese, e sua luminosidade diminui em função da contração do envelope, para logo em seguida aumentar bruscamente devido ao Flash, que diminui a sua Temperatura efetiva. A amplitude de cada pulso diminui gradualmente à medida que o enveloe convectivo vai se esgotando e a duração entre eles depende do intervalo de massa ao qual a estrela pertence: Estrelas de baixa massa, levam cerca de milhares de anos neste processo; enquanto estrelas de massa intermediária atravessam perı́odos de centenas de anos entre a ocorrência de um Flash e o seguinte. O alto gradiente de temperatura do processo cria zonas convectivas, na região entre as camadas de queima e no resto do envelope. Em estrelas de massa superior a 1.2M⊙ (Pérez-Sánchez, 2010), essas duas zonas se fundem durante o perı́odo interpulsos (em função do altı́ssimo gradiente de temperatura, que contribui para pulsos de altas amplitudes), criando uma zona convectiva extremamente profunda, capaz de carregar os produtos do processo 3α e do ciclo CNO às camadas externas da estrela. Esse novo processo de mistura é denominado terceira dragagem, e sua eficiência é máxima para 22 estrelas inseridas no intervalo de massa de 1.2M⊙ ≥ M ≥4M⊙ (Pérez-Sánchez, 2010)8 . A ocorrência da terceira dragagem depende sobretudo da massa do núcleo de C e O da estrela: Objetos de massa inferior a 0.6M⊙ não sofrem o processo (Iben JR.; Renzini, 1983). A mudança na composição quı́mica das estrelas neste ponto torna-se um indicativo precioso de seu regime de evolução: As estrelas do inı́cio do AGB, em geral, são ricas em O, e a razão entre as abundâncias de C e O em suas atmosferas (C/O) costuma ser menor do que 1. Ao sofrerem a terceira dragagem, o material rico em C é trazido à superfı́cie, aumentando a C/O da estrela. Dependendo do intervalo de massa inicial do objeto, a terceira dragagem alcança regiões bastante profundas e a C/O altera a sua configuração inicial, alcançando valores maiores que 1. Com o aumento da frequência dos pulsos, a taxa de matéria ejetada da estrela é cada vez maior, e a gravidade superficial da estrela diminui gradativamente; tornando as camadas mais externas cada vez mais destacadas da estrela central. Ao final da fase AGB, um vento radial lento, isotrópico e denso, retira quase toda a matéria das camadas superiores da atmosfera estelar, dando origem ao envoltório circunstelar. A nucleossı́ntese de elementos pesados não foi comentada até aqui, mas constituem uma caracterı́stica importante da fase AGB. O material ejetado para formação do envelope circunstelar também é rico em isótopos pesados, produzidos através de um processo de nucleossı́ntese chamado Processo-s (processo de captura lenta de nêutrons), que será tratado com maiores detalhes na próxima seção. Processo-s Para temperaturas da ordem de 108 K, podem ocorrer reações que produzem nêutrons, que eventualmente são capturados por outros núcleos, aumentando seus pesos atômicos e criando elementos sucessivamente mais pesados. No processo-s, o fluxo de nêutrons criado é relativamente pequeno, e o núcleo que captura os nêutrons sofre decaimento β, pois o processo de captura decorre em um intervalo de tempo maior do que o necessário para que o elemento sofra o decaimento9 . Dessa maneira, o núcleo ganha um número atômico no processo, dando origem a um outro núcleo estável. Este processo é a origem de metade de todos os elementos pesados do Universo (Arlandini et al., 1999) sendo responsável, também, pela produção de elementos mais leves em ambientes de metalicidade extremamente baixa (Cruz; Serenelli; Weiss, 2013). Para que o processo-s 8 A ocorrência da terceira dragagem depende também da metalicidade estelar. 9 Por este motivo é chamado de processo-s: do inglês: slow, lento, pois a captura do nêutron se dá de forma lenta, em relação à meiavida dos elementos envolvidos. 23 ocorra, é necessário a existência de uma fonte contı́nua e não muito intensa de nêutrons, onde a densidade de nêutrons disponı́veis não alcance valores acima de 10−11 Nn.cm−3 (Herwig, 2005). Durante a fase AGB, a estrela produz em seu interior elementos pesados através do processo-s. Contudo, a formação dos isótopos pesados não obedece uma relação linear com a taxa de exposição de nêutrons disponı́veis ao processo. Uma maior exposição de nêutrons tende a produzir elementos como o Bário (Ba), o Lantânio (La) e o Samário (Sm) – com massa atômica em torno de A = 140 – resultando em deficiência de elementos um pouco mais leves (A ∼ 90), como Estrôncio (Sr), o Ytrio (Y) e o Zircônio (Zr). Parece existir, no entanto, um limite ante a saturação de nêutrons disponı́veis usados no processo e a criação de elementos muito pesados: quando a exposição de nêutrons supera o limite de 1 mbar, todos os nêutrons capturados são utilizados na produção de Chumbo (Pb). A razão entre a quantidade de elementos pesados produzidos pelo processo-s e a quantidade de elementos leves (hs/ls) depende intrinsecamente da metalicidade da estrela. Essa razão é máxima em estrelas de baixa metalicidade, e em estrelas Pós-AGB, fica em torno de 1.5 (Busso et al., 2001). Na Figura 4, podemos ver a razão de produção desses elementos é mostrada para diversas classes de estrelas com metalicidades distintas e massa inicial da ordem de 1.5 M⊙. Pós-Ramo Assintótico das Gigantes (Pós-AGB) Os ventos estelares da fase AGB reduzem a massa da estrela em cerca de 10−7 10−4 M⊙ ano−1 , removendo essencialmente todo o envelope estelar em cerca de apenas 104 a 105 anos (van Winckel, 2003). Ao final dos pulsos térmicos, a estrela resume-se a um objeto de matéria extremamente concentrada em um caroço estelar, envolto por um fino envelope de massa de cerca de 10−2 M⊙ (van Winckel, 2003). Nesta etapa, o supervento responsável pelas altas taxas de perda de massa cessa. A luminosidade da estrela permanece constante, enquanto sua temperatura aumenta, deslocando a estrela para esquerda no Diagrama HR. O aumento da temperatura efetiva, nessa ocasião, não se dá devido à alguma quebra no equilı́brio hidrostático da estrela, como aconteceu durante toda a sua trajetória até esta etapa. Por toda a fase Pós-AGB, a estrutura estelar pemanece estável. As estrelas dessa classe apresentam dois ”elementos”astrofı́sicos diferentes: a estrela central e o envoltório circunstelar, opticamente fino no final da fase Pós-AGB, o que assegura que a estrela central não seja obscurecida pelo envoltório. A natureza do mecanismo de perda de massa que gera o envoltório dessas estrelas ainda não está muito clara dentro da teoria de evolução estelar, embora a teoria mais aceita seja, como já comentado, a propagação de matéria através dos pulsos térmicos, onde a pressão de radiação nos 24 Figura 4 - Razão hs/ls. Legenda: Abundância observada da razão hs/ls em diferentes grupos de estrelas com metalicidades distintas. Fonte: Busso et al. (2001) 25 grãos presentes no envelope transferiria momento linear para o vento estelar, acelerandoo. Os grãos do envoltório absorvem a radiação emitida pela estrela dentro de uma faixa espectral de comprimentos de ondas curtos (3000 Å≤ λ ≤ 7000 Å) e a retransmitem em comprimentos de onda longos, sobretudo no infravermelho médio, gerando um excesso de radiação emitida no infravermelho. Graças à essa caracterı́stica, estrelas Pós-AGB s possuem uma distribuição espectral de energia (SED) de dois picos, referentes à estrela central (em comprimentos de onda mais curtos ) e à emissão dos grãos constituintes em seu envoltório (em comprimentos de onda mais longos), conforme exemplificado na Figura 5. Em função da opacidade do envoltório, estrelas Pós-AGB s jovens são frequentemente primeiro observadas no infravermelho. Somente quando o envoltório tiver se expandido o suficiente para diluir-se no meio interestelar e tornar-se opticamente fino, a estrela central pode ser observada no óptico (A escala de tempo para esta diluição depende da massa da estrela progenitora; (Bloecker, 1995)). As chamadas estrelas PósAGB s opticamente brilhantes, portanto, são frequentemente estrelas já no final desta etapa evolutiva, com tipos espectrais10 de F a G. Assim, muitos dos objetos Pós-AGB s conhecidos enquadram-se na categoria de estrelas frias, com valores de Tef f ≤ 10000K ou ainda são estrelas quentes de Nebulosas Planetárias, apresentando Tef f ≥ 30000 K. Desta maneira, estrelas Pós-AGB s do tipo A-B representam um grupo notável que promovem um importante e ainda não muito bem conhecido panorama dentre esses dois extremos da classe. Diferente do padrão apresentado por outras supergigantes, os espectros de estrelas Pós-AGB s carregam perfis peculiares que nos fornecem informações sobre a quı́mica e dinâmica da estrela central. A linha de Hα (∼ 6563 Å) em especial, exibe uma grande variedade de perfis distintos apresentados em estrelas desta fase, com presença de linhas duplas, por exemplo (Klochkova et al., 2007). Outros perfis notáveis são os chamados perfis P-Cygni 11 com ou sem componentes duplas, que também são frequentes em seus espectros e indicam a ação de ventos que supostamente são responsáveis pela perda de massa e/ou pulsações em envoltórios não-esféricos. Combinações desses perfis também são frequentemente observadas. A análise das atmosferas estelares desses objetos revelam uma grande variedade de espécies quı́micas (C, N, O, Na, Mg, Al, Si, S, Ca, Sc, Ti, Fe, Ni, Zr,...) e ainda bandas moleculares (Stasińska et al., 2006), e uma grande diversidade de padrões quı́micos é ob- 10 O sistema de classificação espectral é um sistema unidimendional cujo parâmetro é a Temperatura Efetiva da estrela. Os principais tipos espectrais são OBAFGKM, com a Tef f da estrela diminuindo ao longo dessa sequência, de Tef f ∼50000 K (estrelas O) a Tef f ∼3000 K (Estrelas M). Essas classes são divididas em subclassses, variando de 0 a 9. 11 Composição de uma linha de emissão alargada e uma linha de absorção deslocada 26 Figura 5 - SED em estrelas Pós-AGB s Legenda: Exemplo de configuração da distribuição espectral de energia de uma estrela Pós-AGB rica em carbono com os dois picos, o primeiro, no óptico/infravermelho próximo, em torno de 0.7µm, referente à emissão da estrela central e o segundo no infravermelho médio, em torno de 25 µm, devido à emissão do envoltório circunstelar. Fonte: van Winckel (2003) servada. Enquanto algumas fontes mostram-se extremamente enriquecidas em elementos do processo-s, por exemplo, outras apresentam notável deficiência em metais. Não existe, ainda, uma análise que seja conceitualmente padrão para essas estrelas, sendo o estudo de abundâncias quı́micas da atmosfera desses objetos um campo ainda bastante inexplorado. No capı́tulo 2, os conceitos acerca desse estudo são tratados com mais detalhes. Além da Temperatura efetiva, a gravidade superficial12 também representa um fator importante na descrição da fotosfera estelar. Aliado à análise de abundâncias na fotosfera estelar, a gravidade superficial (log g) é um indicador do perı́odo evolutivo em que a estrela se encontra, uma vez que – devido à expansão do envoltório – estrelas evoluı́das possuem valores de log g baixos, enquanto estrelas anãs, que ainda possuem um expesso envelope a somar energia gravitacional, apresentam valores de log g altos. Ao final da fase Pós-AGB, à medida que a estrela se aquece, o intenso fluxo no ultravioleta emitido pela estrela central destrói os grãos de poeira ao redor, dissociando em seguida as moléculas do envoltório circunstelar até, por fim, ionizá-lo. A estrela, então adentra na fase de Nebulosa Planetária (PN - Planetary Nebula, em inglês.) (Kwok; Volk; Bidelman, 1997). Quando a massa do envelope alcança valor acerca de 10−5 M⊙, o envoltório circunstelar se dispersa completamente no meio circundante à estrela e toda a 12 O conceito formal de gravidade superficial e outros mais, como o de temperatura efetiva, serão abordados no Capı́tulo 2; seção 2.1 deste trabalho. 27 produção de energia da estrela cessa. Em consequência, a luminosidade da estrela diminui gradativamente, e o objeto se resfriará até que não possa mais ser observado. Essa estrela inerte em refriamento é chamada de Anã Branca, e constitui o estágio final de evolução de estrelas de massas baixas a intermediárias. Desta maneira, por ser uma fase de estabilidade hidrostática, onde podemos discernir assinaturas dos processos sofridos pela estrela ao longo se sua trajetória; o estudo das abundâncias quı́micas de estrelas Pós-AGBs nos representam uma porta para o entendimento dos fenômenos de transição quı́mica e fı́sica das estrelas de massas baixas e intermediárias. Este projeto tem como objetivo determinar as abundâncias quı́micas e parâmetros atmosféricos de uma amostra de possı́veis estrelas Pós-AGBs, de forma a identificarmos os processos de evolução quı́mica das mesmas e os processos fı́sicos inerentes às suas trajetórias evolutivas. 28 1 DADOS OBSERVACIONAIS A amostra analisada neste projeto é constituı́da de três estrelas Pós-AGB s, observadas durante o perı́odo de 20/05/2008 a 22/05/2008 com espectrógrafo FEROS acoplado ao telescópio ESO 2.2m (La Silla, Chile) (Kaufer et al., 1999), dentro do acordo ESO/ON. Os dados obtidos são espectros echelle de alta resolução (R=∆λ/λ=∼ 48000) e cobertura espectral de 3900 a 9200 Å. Os espectros foram previamente reduzidos, seguindo uma metodologia padrão, usando o pipeline do FEROS. Na Tabela 1 são apresentadas as estrelas da amostra e suas respectivas ascensões retas e declinações referentes ao ano de 2000 retiradas de SIMBAD.13 As três estrelas não possuem dados fotométricos no infravermelho disponı́veis na literatura, indicando provavelmente uma fraca emissão nesses comprimentos de onda14 . Este fato nos abre duas sugestões: As três estrelas podem ser Pós-AGB s velhas, já no final da fase Pós-AGB, onde o envoltório de poeira não está mais opaco o suficiente para aumentar a emissão da estrela no infravermelho, ou essas estrelas não encontram-se de fato dentro de um estágio Pós-AGB e por isso a reemissão de radiação do envoltório circunstelar não pode ser detectada, pois este ainda não foi gerado. Na Figura 6, exemplos de espectros das estrelas da amostra na região entre 4300 e 4380 Å, contendo a linha de Hγ, são apresentados. Neste capı́tulo, apresentamos uma revisão bibliográfica dos principais resultados da literatura para as estrelas da amostra. A fim de obtermos uma estimativa razoavelmente segura da faixa de temperatura na qual o objeto se encontra, e assim de restringir o intervalo de parâmetros a serem considerados na modelagem, uma análise prévia dos espectros estelares também será apresentada. 1.1 HD 105262 NOMES ALTERNATIVOS: 2MASS J12071082+1259077 SAO 99943 HIP 59099 BD+13 2491 13 http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ 14 fotometria IRAS, com filtros de cores em 12µm, 20µm, 60µm e 100µm 29 Tabela 1 - Estrelas da amostra. Estrela (Nome) HD 150262 LS IV-0401 LS 3593 MK B9Ib B7Ib∗ B8Iab/A0Ib AR (2000) 12 02 10.83 16 56 27.73 16 24 39.40 DEC (2000) 12.56 07.67 -04 47 23.7 -54 38 08.59 V (mag) 7.07 12.1 9.52 c1 (b-y) m1 Fonte 1.363 1.012 - 0.057 0.262 - 0.048 -0.023 - [1] [2] [3] Legenda: Estrelas que compõem a amostra deste projeto com suas respectivas classificações espectrais e classes de luminosidade, ascensões retas e declinações referentes ao ano de 2000 retiradas de SIMBAD, Magnitudes V, ı́ndices fotométricos e as fontes dos valores citados. Fonte: [1] Hauck e Mermilliod (1998); [2]Kilkenny e Busse (1992) e [3]Reed (1993). * A classificação B7Ib para o tipo espectral da estrela LS IV -0401 foi retirada de Hardorp et al. (1959). Figura 6 - Exemplos de espectro das estrelas da amostra na região entre 4050 e 4150 Å Legenda: Espectros das estrelas HD 105262 (em vermelho) e LS 3593 (em azul)e LS IV -0401 (em verde) na região entre 4300 e 4380 Å. Fonte: A autora, 2015 30 Ducati (2002), em seu catálogo fotométrico a partir da fotometria Johnson, classifica essa estrela com a classe espectral B9, referente à temperatura de ∼ 11000 K. Contudo, embora haja um consenso de que a HD 105262 seja uma estrela do tipo A, a classificação espectral exata dessa estrela – bem como os seus parâmetros atmosféricos – ainda não está definida, havendo divergências entre diversos autores na literatura. Abt (1996) classificou o espectro da HD105262 como o de uma A0p Ib15 , assegurando que o espectro da estrela é similar ao de outra Pós-AGB, de baixa metalicidade, a estrela HR 4049. A mesma conclusão foi tomada por Bidelman (1993), que descreveu a HD 105262 como uma estrela de ı́ndice c1 alto, similar a outras super gigantes Pós-AGB s de tipo espectral A e F; enquanto que Glaspey (1982) defendeu que este objeto não estaria incluso no grupo das estrelas Pós-AGB s. Esta última análise concorda com os resultados encontrados por Relyea e Kurucz (1978) que concluı́ram que a HD 105262 é uma estrela FHB 16 tı́pica, de temperatura efetiva de 8120 K e log g igual a 2,85, o que foi retificado por Behr (2003), que volta a classificar este objeto como uma Pós-AGB dentre uma amostra de estrelas FHB. O trabalho de Klochkova e Panchuk (1987) utilizando as larguras a meia altura17 e larguras equivalentes18 das linhas Hγ (∼4340 Å) e Hδ (∼4100 Å) da série de Balmer para esta estrela resultou na temperatura efetiva de 8500 K, com gravidade superficial (log g) de 1,5, inserindo-a dentro da categoria A5. Esse resultado serviu de base para outras duas análises para a fotosfera estelar deste objeto: o trabalho realizado por Reddy, Parthasarathy e Sivarani (1996), que resultou em três valores diferentes para Temperatura Efetiva desta estrela (8500 K, 9000 K e 9500 K), e o trabalho de Giridhar et al. (2010). A intensidade e perfil das linhas de H presentes no espectro deste objeto é similar ao encontrado em outras supergigantes de classe B9 Iab19 e A0 Ib, representando as linhas de maior intensidade em todo o espectro estelar. A razão de intensidade do par de linhas He I (∼4471 Å) - Mg II (∼4481 Å) também obedece às caracterı́sticas encontradas em estrelas desses tipos espectrais (apresentando a linha de Mg II muito mais intensa que a linha de He I, já bem fraca em estrelas com temperatura acima de 9000 K); colaborando com a hipótese inicialmente tomada de que HD 105262 seria uma Pós-AGB do tipo A. Contudo, as intensidades das linhas de Mg II, Fe I e He I dessa estrela são bem menores do que tipicamente estrelas do tipo A apresentam. As linhas metálicas também aparecem muito fracas no espectro da HD 105262, indicativo de baixa metalicidade e apresentam perfis 15 Onde Ib refere-se à classe de luminosidade da estrela como uma supergigante menos luminosa. 16 Estrelas FHB – Field Horizontal Branch – são estrelas do campo do Ramo Horizontal. 17 Largura medida na metade do nı́vel entre o contı́nuo e o pico da linha 18 Largura de um retângulo que subtrai do contı́nuo a mesma quantidade de energia que a linha verdadeira 19 Classificação de luminosidade referente à supergigantes luminosas 31 estreitos, o que sugere uma baixa velocidade de rotação; confirmando a estimativa dada por Martin (2004). Outro ponto notável no espectro da estrela HD 105262 é a ausência de linhas significativamente observáveis dos elementos Y, Ba (apenas uma linha identificada) e Zr, caracterı́sticos em estrelas desse estágio evolutivo e oriundos do processo-s da fase AGB. 1.2 LSIV -0401 NOMES ALTERNATIVOS: 2MASS J16562773-0447237 ALS 9323 Cl* NGC 6254 CGW 108 CSI-04-16538 Poucas referências de análises para este objeto existem na literatura. Essa estrela está inserida no catálogo de Szczerba et al. (2007) como membro da classe Pós-AGB, com alta latitude galática. Em relação às análises da fotosfera desta estrela, destacam-se os trabalhos de McCausland et al. (1992), Conlon, Dufton e Keenan (1994), Mooney et al. (2002) e Giridhar e Arellano Ferro (2005) onde as temperaturas efetivas deste objeto publicadas determinam que LS IV -0401 é uma estrela tipo B, com valores de temperatura efetiva variando de 10000K a 11000 K O espectro da estrela LS IV -0401 possui assinaturas quı́micas interessantes: ainda que pressuposta como uma estrela Pós-AGB, o espectro desta estrela não apresenta elementos pesados, com carência particular nos metais do grupo do Fe e ausência dos elementos oriundos do processo-s. As linhas da série de Balmer são as mais intensas de todo o espectro, como esperado para estrelas ∼ Tipo A. No entanto, outras caracterı́sticas fogem às encontradas em estrelas nesta faixa espectral, como linhas expressivas de CaII e a ausência de elementos em estágios ionizados como OII, por exemplo. A parca quantidade de linhas identificadas em seu espectro, sobretudo de elementos metálicos, é despontante mesmo dentre os espectros das outras duas estrelas da amostra, que também apresentam poucas linhas metálicas, e sugere uma metalicidade muito baixa. A razão de intensidade de linhas HeI (∼4471 Å) e MgII (∼ 4481 Å) apresenta configuração não usual a estrelas tipo A, com as intensidades dessas linhas apresentando valores muito próximos, caracterı́sticos de estrelas mais frias. Nenhum perfil de emissão ou P-Cygni é encontrado nas linhas espectrais.As linhas do espectro apresentam perfis extremamente estreitos, indicador de uma velocidade de rotação muito baixa. 32 1.3 LS 3593 NOMES ALTERNATIVOS: CD-54 6746 ALS 3593 SAO 243754 Esse objeto possui duas classificações espectrais publicadas: A0 Ib ( Humphreys (1975) e Reed (1998)) e B8/Iab (Reed, 1998). O trabalho de Venn et al. (1998) é o único encontrado na literatura que apresenta uma análise de abundâncias para a fotosfera desta estrela e Reed (2003) inclui este objeto como membro da classe OB20 em seu catálogo. O espectro deste objeto chama atenção pelos perfis estreitos das linhas, indicando uma velocidade de rotação ainda mais baixa do que as das demais estrelas da amostra. Assim como as outras duas estrelas estudadas, esta fonte apresenta notável ausência de elementos pesados e a fraca intensidade das linhas metálicas, apresentando, no geral, poucas linhas significativas em seu espectro. Os perfis das linhas de Balmer são semelhantes aos encontrados em espectros de estrelas tipo A, sem a presença de perfis P-Cygni e linhas de emissão. O par de linhas He I - Mg II também apresenta razão de intensidade semelhante às estrelas tipo A. 1.4 Identificação das linhas de absorção, medição de desvio Doppler e largura equivalente As linhas de absorção do espectro estelar foram identificadas com base em seus comprimentos de onda centrais, a partir do Desvio Doppler de cada linha21 , que representa a diferença ∆λ entre os comprimentos de onda teóricos (medidos em laboratório) e observados do espectro estelar, utilizando-se o pacote de redução e análise de dados IRAF22 . A estimativa do desvio Doppler das linhas de absorção, foi feita através das linhas da série de Balmer e do par de linhas He I (4471 Å) e Mg II (4481 Å), de fácil identificação nos espectros. Uma vez calculados o valor de desvio médio e os erros associados, é possı́vel encon- 20 Estrelas OB são estrelas massivas (M>10M⊙) e quentes (T>15000K) que se formam em grupos chamados associações OB. 21 É o desvio sofrido pela linha em relação do comprimento de onda da inha se a estrela estivesse em repouso em relação à linha de visada. 22 33 Figura 7 - Identificação de linhas espectrais por comparação de espectros. Legenda: Espectro das estrelas HD 105262 (em vermelho) e LS 3593 (em verde) na região de Hγ, mostrando a coincidência das linhas espectrais em comprimentos de onda definidos. Fonte: A autora, 2015 trar, a partir do comprimento de onda observado, o valor aproximado do comprimento de onda teórico de cada linha. Os comprimentos de onda teóricos encontrados foram identificados a partir do banco de dados atômicos VALD23 , disponı́vel online. Esse processo de identificação foi realizado primeiro para a estrela HD 105262. Com as linhas de absorção do espectro da estrela HD105262 identificadas, o processo de identificação das linhas do espectro das demais estrelas da amostra foi feito com base na comparação visual dos espectros das referidas estrelas com o espectro da estrela HD105262, uma vez que a diferença entre a posição das linhas de um espectro em relação ao outro é constante; e, portanto, as linhas comuns aos espectros comparados podiam ser facilmente identificadas24 . Para as linhas que não eram comuns aos espectros comparados, foi realizado o mesmo processo de identificação das linhas da HD105262. Na Figura 7, os espectros das estrelas HD 105262 e LS 3593 na região da linha de Hγ são apresentados. Podemos perceber que a diferença entre os comprimentos de onda das linhas em comum nos dois espectros se mantém constante ao longo de todo espectro observado. 23 http://vald.astro.univie.ac.at/ 24 Esta comparação visual somente é válida para estrelas em uma faixa comum de Tef f . 34 Após a identificação das linhas, os espectros foram normalizados25 e as larguras equivalentes (equivalent width, em inglês - eqw ) das linhas identificadas foram medidas. As medidas de eqw foram feitas a partir do ajuste gaussiano ou de integração numérica dos perfis de linhas espectrais através das rotinas do pacote IRAF. A eqw representa uma medida direta da energia total absorvida na linha espectral em um pequeno intervalo de comprimento de onda e depende da densidade de partı́culas nos nı́veis responsáveis pela absorção. A intensidade total da linha (dada pela área representada pela largura equivalente) é proporcional à temperatura efetiva da estrela, seus dados atômicos e de transição eletrônica e ao número de absorvedores (abundância) da espécie quı́mica responsável pela transição de nivel de energia. 1.5 Velocidades Radiais Velocidade Radial (Vrad ) é a componente da velocidade com que a estrela se aproxima ou se afasta ao longo da linha de visada26 . A componente da velocidade espacial de um objeto na linha de visada provoca um deslocamento dos comprimentos de onda em repouso. A velocidade radial pode ser deduzida através desse deslocamento nas linhas espectrais, a partir da variação do comprimento de onda, observada quando a estrela se desloca, causada pelo desvio Doppler. Portanto, com base nos desvios Doppler das linhas de absorção identificadas, os valores das velocidades radiais (Vrad ) das estrelas estudadas foram determinados. A etapa referente ao cálculo das Vrad também representou a primeira avaliação das linhas identificadas, uma vez que foram excluı́das aquelas que apresentavam desvios Doppler discrepantes das demais; sugerindo que suas identificações foram feitas erroneamente. O total de linhas identificadas utilizadas e os valores de Vrad das estrelas da amostra são apresentados na Tabela 2. Os valores de Velocidades radiais encontrados estão em boa concordância com os já publicados na literatura. Nas Tabelas 3 e 4, os valores de Velocidade Radial publicados na literatura para as estrelas HD 105262 e LS IV -0401, respectivamente, são apresentados. Percebe-se que os valores para as Vrad da estrela LS IV-0401 e HD 105262 encontrados não se modificaram com o passar do tempo, em especial os resultados publicados para estrela HD 105262, que não apresentaram variações em um intervalo de aproximadamente sete décadas. Não foram encontrados valores de Vrad da estrela LS 3593 na literatura para com- 25 Normalização do espectro... 26 linha na direção em que a estrela é observada. 35 Tabela 2 - Valores de Velocidades Radiais (Vrad ) obtidos neste trabalho. Estrela (Nome) HD 150262 LS IV -0401 LS 3593 Vrad (km/s) 41.3± 2.41 104.7± 2.5 -6.6 ± 1.2 N 463 132 156 Legenda: Estrelas da amostra (primeira coluna) e os repectivos valores calculados neste trabalho para suas velocidades radiais (segunda coluna ). A Terceira coluna mostra o número de linhas utilizado no cálculo. Tabela 3 - Comparação valores Velocidade Radial para estrela HD105262 Fonte Young (1942) Albizkij (1947) Wilson (1953) Glaspey (1982) Duflot et al. (1995) Reddy, Parthasarathy e Sivarani (1996) Grenier et al. (1999) Gontcharov (2006) Giridhar et al. (2010) Este trabalho Vrad (km/s) 42.0±3.7 42.0±6.8 41,4 45 41,4 38±6 43,6 31,1 45,2 43,2±2.5 Legenda: Valores de Velocidade Radial encontrados na literatura e valor encontrado neste projeto. Na primeira coluna, apresenta-se as fontes das quais os valores foram retirados com o ano da observação da estrela HD 105262. Na segunda coluna, os valores de Vrad encontrados em km/s. 36 Tabela 4 - Comparação valores Velocidade Radial para estrela LS IV -0401 Fonte McCausland et al. (1992) Mooney et al. (2002) Smoker et al. (2004) Este trabalho Vrad (km/s) 105 ± 3 105±3.0 105 104,7±2.5 Legenda: Valores de Velocidade Radial encontrados na literatura e valor encontrado neste projeto. Na primeira coluna, apresenta-se as fontes das quais os valores foram retirados com o ano da observação da estrela LS IV -0401. Na segunda coluna, os valores de Vrad encontrados em km/s. paração com o valor obtido no presente trabalho. 37 2 ANÁLISE A análise da composição quı́mica em estrelas utiliza modelos atmosféricos que fornecem a distribuição da temperatura efetiva e outros parâmetros fı́sicos a partir do raio estelar. Contudo, uma série de aproximações e simplicações são aplicadas aos conceitos básicos da teoria de atmosferas estelares para que essa análise seja possı́vel. Neste capı́tulo, são abordados conceitos necessários à análise de abundâncias quı́micas realizada neste projeto e a metodologia utilizada nessa análise. 2.1 Conceitos Envolvidos Conforme comentado anteriormente, a composição quı́mica das estrelas modifica-se à medida em que transitam pelos diferentes estágios de sua trajetória evolutiva, e portanto, as abundâncias nos proporcionam um excelente indicativo do estágio de evolução desses objetos. As estrelas, em geral, são compostas principalmente de H e He com traços de metais. O Sol, por exemplo, possui cerca de 71 % de H (X = 0.71), 27 % de He (Y = 0.27) e menos de 2% dos demais elementos (Z ≤ 0.02)27 , que frequentemente são tratados (na Astronomia) como ”metais”(Maciel, 1999). As abundâncias estelares são mais comumente expressas em escala logarı́tima, onde a abundância do elemento X, Ab(X), é expressa em Ab(X) = log(X/H) + 12, em uma escala em que 12 representa a abundância do hidrogênio. Os valores de Ab(X) que serão apresentados neste trabalho foram determinados a partir das curvas de crescimentos, utilizando modelos de atmosferas estelares calculados assumindo o equilı́brio termodinâmico local, equilı́brio hidrostático e a geometria planoparalela. 2.1.1 Espectro Estelar e Abundâncias Quı́micas em estrelas Pós-AGB s O espectro estelar é produzido quando a radiação emitida pela estrela observada pelo telescópio é dispersada em comprimentos de onda por um espectrógrafo e então registrada, de forma eletrônica. Quase todas as informações acerca das propriedades fı́sicas das estrelas podem ser obtidas, direta ou indiretamente, a partir do espectro estelar; em especial, sua temperatura efetiva, densidade e composição quı́mica. As transições atômicas 27 Valores referentes à composição quı́mica em função da massa solar. 38 entre nı́veis de energia ligados são responsáveis pela formação das linhas espectrais de absorção e emissão, que carregam em si a identidade quı́mica das população atômicas constituintes da atmosfera estelar. A intensidade das linhas espectrais de emissão/absorção constituem no principal parâmetro na determinação das abundâncias das espécies quı́micas presentes na estrela, indicadas por suas larguras equivalentes: estas estão intrinsecamente ligadas ao número de partı́culas absorvedoras (densidade de populações) na atmosfera estelar e consequentemente, às abundâncias quı́micas; assim como ao potencial de ionização dos nı́veis mais baixos de energia. A principal vantagem em utilizarmos as larguras equivalentes na determinação das abundâncias consiste no fato de que a intensidade da linha (eqw ) deve ser independente dos efeitos da rotação estelar. A Figura 8 mostra a relação de intensidades das linhas das espécies quı́micas com a temperatura efetiva estelar (tipos espectrais) retirada de Hawley (1999). Como podemos ver na Figura 8, estrelas com temperatura superior a 25000 K, por exemplo, apresentam linhas intensas de HeII (Hélio uma vez ionizado) e de elementos mais pesados, de múltiplas ionizações, como o oxigênio e o silı́cio; o que não ocorre em estrelas mais frias, que não atingem as temperaturas necessárias à excitação e ionização desses elementos. Por outro lado, as linhas de HI são mais fracas em estrelas quentes, o que se deve ao fato de que, à altas temperaturas, o hidrogênio encontra-se ionizado e restam poucos átomos neutros para produzir essas linhas. As linhas de HI são mais intensas em estrelas de temperatura efetiva por volta de 10000 K (faixa de temperatura esperada para as estrelas da amostra), onde os elétrons movem-se facilmente entre os segundo e terceiros orbitais, produzindo uma linha intensa em 6563 Å(Hα ). Linhas de elementos que possuem elétrons menos ligados, como Ca e Ti, também são mais comuns em espectros nesta faixa de temperatura (10000 K) do que elementos como He, O e N, por exemplo, que são mais fortemente ligados. As linhas de HI voltam a desaparecer em estrelas mais frias, onde os elétrons permanecem preferencialmente no estado fundamental. Essas estrelas apresentam linhas de elementos mais pesados, fracamente excitados e não ionizados. A energia produzida pela estrela não é suficiente para desintegrar moléculas, portanto, essas estrelas apresentam em seus espectros linhas moleculares, como o óxido de Titânio (TiO). A descrição da composição quı́mica estelar, portanto, leva em forte consideração os parâmetros atmosféricos da estrela, que, por sua vez, dependem das caracterı́sticas fı́sicas e evolutivas do objeto estudado. Para cálculos práticos dos valores de abundâncias quı́micas, os modelos atmosféricos se utilizam de uma série de condições e aproximações para diminuição da complexidade das equações de estrutura da atmosfera estelar, de forma a simplificá-las; como será apresentado na seção a seguir. Conforme comentado, a composição quı́mica de estrelas Pós-AGB s é determinada pelos processos de nucleossı́ntese e pela ocorrência dos eventos de terceira dragagem no 39 Figura 8 - Relação da intensidade das linhas espectrais com a Temperatura. Legenda: Relação da intensidade das linhas de várias espécies como função dos tipos espectrais. Fonte: Hawley (1999) final da fase AGB ; que, em geral, marcam os espectros desses objetos de forma bem caracterı́stica. Por ser ainda uma fase evolutiva pouco estudada e composta por fontes de caracterı́sticas diversas, ainda não existem ”padrões”definidos para os perfis das abundâncias desses objetos. Durante a fase AGB, os diversos processos nucleares atuantes em diferentes zonas no interior estelar podem provocar diferentes processos de mistura (Lattanzio, 2002), responsáveis pela grande diversidade quı́mica das estrelas Pós-AGB s . Alguns poucos subgrupos de estrelas Pós-AGB s foram superficialmente identificados com relação às suas composições quı́micas, no esforço de determinar alguns perfis recorrentes: • Estrelas Pós-AGB s ricas em carbono, com C/O > 1, que apresentam enriquecimento considerável de elementos produtos do processo-s. As estrelas deste grupo possuem a SED de pico duplo caracterı́stica e uma faixa de metalicidade entre [X/Fe]= -0.3 a -1.0. • Estrelas Pós-AGB s ricas em oxigênio (C/O < 1)que também apresentam os dois picos espectrais, mas não demonstram enriquecimento de elementos do processo-s. As estrelas pertencentes a esse segundo grupo apresentam metalicidade similar à de estrelas carbonadas no AGB. • Estrelas Pós-AGB s que apresentam C/O ∼ 1, como, por exemplo, as estrelas S, que podem apresentar abundâncias peculiares, relacionadas à temperatura (Tc) ne- 40 cessária à condensação28 dos grãos de poeira do envoltório, fugindo da composição original (Sumangala Rao, Giridhar e Lambert (2011) e Arellano Ferro, Giridhar e Mathias (2001)). Elementos como C, N, O, S e Zn não são muito afetados pela condensação, mas os chamados ”elementos refratários”, como Fe, Mg, Al, Si, Ti e Ca sofrem depleção, resultando em estrelas pobres em metais. Os elementos S e Zn possuem uma Tc muito baixa, e portanto, não se condensam facilmente em grãos de poeira (Zverko et al., 2005). Por este motivo, em estrelas Pós-AGB s de tipo espectral A a B, a abundância do Zn representa uma boa aproximação para metalicidade original da estrela que sofre este fenômeno (Takeda et al., 2002). A presença de uma casca ou disco de poeira é geralmente encontrada ao redor dessas estrelas. Bond (1991) sugere em seu trabalho que há uma remoção seletiva desses elementos para a formação do envoltório circunstelar dessas fontes, cujo mecanismo de formação ainda permanece não estudado. • Estrelas Pós-AGB s pobres em metais e notável deficiência em carbono, populado essencialmente por fontes ”quentes”, do tipo espectral B a O, ainda sem perfis de metalicidade delimitados. No entanto, de forma geral, diversas estrelas Pós-AGB s apresentam abundâncias e metalicidades tão diversas que não se encaixam em nenhuma das quatro categorias, apresentando perfis extremamente incomuns. Poucos objetos da classe já foram analisados e o estudo de um número maior deles é necessário para que se entenda ainda como ocorre a distinção dos diferentes perfis de abundâncias e suas relações com os processos fı́sicos ocorrentes nesses objetos durante suas trajetórias evolutivas. 2.1.2 Parâmetros Atmosféricos Até aqui, conceitos básicos como temperatura efetiva e Gravidade superficial foram mencionados, contando com o entendimento intuitivo que temos dessas grandezas. No entanto, cabe agora definir formalmente os parâmetros que descrevem a atmosfera estelar e como foram analisados a partir da metodologia deste trabalho: • Temperatura Efetiva (Tef f ): É a temperatura referente à temperatura que a estrela teria se emitisse como um corpo negro, segundo a lei de Boltzmann, comumente 28 A Temperatura de Condensação Tc é a temperatura na qual metade de uma espécie quı́mica em particular, em um meio gasoso, condensa em grão de poeira. Os elementos Titânio (Ti), Cálcio (Ca), Escândio (Sc) e os elementos do processo-s são considerados ”condensável”, pois rapidamente condensam em grãos devido à alta Tc que possuem. 41 associada à temperatura superficial estelar. A determinação da Tef f das estrelas que constituem a amostra deste trabalho foi feita a partir de três métodos diferentes, que se utilizam da análise espectral desses objetos: (i) Equilı́brio de Ionização das linhas de FeI e FeII – para as estrelas HD 105262 e LS IV -0401 – e das linhas de Mg I e Mg II – para estrela LS 3593; (ii) ajuste do perfil da linha de Hγ do espectro estelar e (iii) análise fotométrica, conforme descrito adiante, nesta seção. • Gravidade Superficial (log g): Para uma estrela esférica, a gravidade superficial , em geral medidos por cm/s2 . Devido aos altos valores de é dada por: g = GM R2 gravidade na superfı́cie estelar (para o Sol, por exemplo, este valor é g⊙ = 2.74 × 104 cm/s2 ), é comum a representação dessa grandeza em escala logarı́tima, log g. O valor da gravidade solar nesta escala é de (log g)⊙ = 4.44. • Velocidade de Microturbulência (ξ): A velocidade de microturbulência é um parâmetro incluı́do nas análises LTE para garantir o ajuste de perfis teóricos aos perfis observacionais. Este parâmetro afeta de maneira diferente os perfis fracos e fortes das linhas de absorção. A velocidade de microturbulência ξ para as estrelas da amostra foi calculada a partir das linhas de Fe I e Fe II ou Mg I e Mg II, escolhendo-se o valor aonde as abundâncias desses elementosnão apresentam tendências na faixa de Tef f considerada. • Velocidade de Rotação Projetada (Vseni): Refere-se à velocidade de rotação estelar, onde i é o ângulo de inclinação do eixo de rotação da estrela em relação à linha de visada. Como consequência do movimento de rotação, os perfis espectrais são alargados proporcionalmente: quanto maior a Vseni de uma estrela, mais alargadas são suas linhas espectrais. 2.1.3 Modelos Atmosféricos. Modelos de atmosferas estelares simulam estruturas atmosféricas a partir de parâmetros fı́sicos da estrela, como temperatura efetiva, raio estelar, opacidade atmosférica, velocidade de microturbulência, metalicidade e gravidade superficial. O programa ATLAS9 (Kurucz, 1993), utilizado na análise das fotosferas estelares neste trabalho, permite calcular modelos atmosféricos para uma dada temperatura efetiva e gravidade superficial. Neste trabalho, foram utilizados modelos disponı́veis em uma rede que contém cerca de 4300 modelos de atmosfera estelar para uma ampla gama de metalicidades, temperaturas 42 efetivas e gravidades, assumindo, para a determinação da composição quı́mica da fotosfera estelar, as seguintes aproximações: • A estrela possui atmosfera Semi-infinita e planoparalela: A geometria planoparalela pode ser assumida quando a espessura da atmosfera é muito pequena se comparada ao raio estelar e a estrutura semi-infinita é susada para uma atmosfera verticalmente extratificada, com coordenadas definidas pelos ângulos zenital e azimutal; • A estrela mantém-se em Equilı́brio Hidrostático: que pode ser assumido quando a gravidade local é balanceada pela pressão de radiação. Essa suposição, obviamente, não se adequaria à estrelas Pós-AGB s que ainda sofem processos intensos de perda de massa, em especial, Pós-AGB s jovens. • A estrela permanece em Equilı́brio Radiativo: assumindo que o fluxo de radiação total emitido pela estrela é constante em profundidade na atmosfera. Supõe-se, ainda, que a única fonte de energia estelar reside nas camadas abaixo da atmosfera, o que significa também que não há fluxo de energia proveniente de cima da atmosfera estelar. • Os processos fı́sicos que ocorrem na estrela estão sob regime de Equilı́brio Termodinâmico Local (LTE - Local Termodynamic Equilibrium) : supondo que os processos colisionais são dominantes dentro da estrela em relação aos radiativos, as variações de pressão e temperatura dentro da profundidade de uma camada estelar são muito pequenas frente o livre caminho médio para interações de partı́culas. Nessas condições, quando o livre caminho médio é muito maior do que os gradientes de P eT no interior estelar, essas variáveis podem ser consideradas constantes nas regiões onde ocorrem essas interações, caracterizando um estado de equilı́brio termodinâmico local. Consequentemente, todos os nı́veis de excitação são descritos pela equação de Boltzman e os nı́veis de ionização descritos pela equação de Saha. O fluxo depende ainda da opacidade29 . Com o aumento de densidade, os fótons não conseguem carregar energia e os elétrons são forçados a ocupar estados de maior energia, uma vez que os estados de menor energia estarão ocupados. À baixas densidades, como consideradas no LTE, a distribuição de quantidade de movimento obedece à distribuição de Maxwell-Boltzmann, cuja dispersão é determinada pela temperatura. 29 Medida da impenetrabilidade à radiação eletromagnética de um corpo ou meio. Quanto mais opaco um meio, mais difı́cil a transmissão de radiação por ele. Uma substância opaca transmite muito pouca luz, e entretanto a reflete, dispersa, ou absorve. 43 2.2 Metodologia A Metodologia adotada na análise de abundâncias partiu da determinação dos parâmetros atmosféricos temperatura efetiva (Tef f ), gravidade superficial (log g) e velocidade de microturbulência da estrela (ξ) através de dois diferentes métodos envolvendo a análise do espectro estelar, supondo que o Equilı́brio Termodinâmico Local é válido: o método de Equilı́brio de Ionização para as abundâncias dos elementos FeI/FeII (No caso das estrelas HD 105262 e LS IV -0401) / MgI/MgII (no caso da estrela LS 3593) e o ajuste da linha Hγ (∼ 4340 Å). O método para a determinação dos parâmetros atmosféricos a partir do ajuste da linha de Hγ fora utilizado para verificação dos resultados obtidos pelo método de Equilı́brio de Ionização. Para a estrela LS IV -0401, a determinação dos parâmetros atmosféricos incluiu ainda a utilização de duas calibrações fotométricas distintas. As abundâncias quı́micas dos demais elementos (C, N, O, Mg, Si, Ti, Cr, Fe, Ni, Sr, Y, Zr e Ba) também foram analisadas através das suas curvas de crescimento, com base nos parâmetros atmosféricos determinados pelo método de Equilı́brio de Ionização. Os modelos atmosféricos usados foram calculados com o programa ATLAS9 e as curvas de crescimento foram calculadas com o programa WIDTH6, ambos descritos em Kurucz (1993). Nesta seção, são apresentados os métodos utilizados neste trabalho para a determinação dos parâmetros atmosféricos (Tef f , log g e ξ) e abundâncias quı́micas dos objetos da amostra. 2.2.1 Determinação dos Parâmetros Atmosféricos 2.2.1.1 Análise Fotométrica O sistema de magnitudes utilizado neste trabalho foi o desenvolvido para bandas intermediárias por Strömgren (1966) que relaciona a dependência entre o fluxo observado e a cor emitida através da radiação ultravioleta e das cores azul, violeta e amarelo do espectro visı́vel, representando respectivamente os comprimentos de onda centrados em 3500, 4110, 4670 e 5470 Å em quatro filtros com largura entre 180 e 300 Å, cujas magnitudes são denominadas de u,v,b e y. O sistema de magnitudes de Strömgren (1966) compreende o ı́ndice β, obtido pela razão de dois filtros interferenciais (um filtro largo, em torno de 150 Å que mede parte do contı́nuo estelar e um estreito, em torno de 30 Å, que mede o núcleo da linha) centrados sobre a linha Hβ da série de Balmer (Hβ = 4861 Å). 44 Desta maneira, este ı́ndice independe não só da extinção atmosférica30 mas também do avermelhamento interestelar. O ı́ndice β pode representar um indicador de temperatura ou luminosidade, dependendo da faixa espectral. Na faixa de temperatura de estrelas tipo A-B, em especial, o ı́ndice fotométrico c1 (que mede a descontinuidade de Balmer) é principalmente sensı́vel à temperatura, porém depende também – em menor grau – da gravidade superficial. Em contrapartida, o alargamento das asas do perfil da linha de Hγ (relacionado ao ı́ndice β) é dependente principalmente da gravidade superficial, mas permanecendo, ainda, sob uma dependência mais discreta da temperatura. Essa ambiguidade que ocorre nesta faixa espectral acusa a necessidade de se utilizar um método iterativo na análise da fotosfera estelar. Por este motivo, os resultados obtidos por este método necessitaram da associação com o ajuste do perfil da linha de Hγ para definir ambos valores de Tef f e log g. Neste trabalho, foi utilizada para análise fotométrica de uma das estrelas da amostra, a estrela LS IV -0401, a calibração proposta por Napiwotzki, Schoenberner e Wenske (1993) para estrelas de temperaturas intermediárias (8500K ≤ Tef f ≤ 11000K); que correlaciona Tef f com o ı́ndice fotométrico [u-b] da seguinte forma: Θ = 0.1692 + (0.2828 × [u − b]) − (0.0195 × [u − b]2 ) (1) Onde Θ= 5040K e [u − b] = c1 + (0.47 × (b − y)) + 2m1 Tef f (2) Para a estrela LS IV -0401, a análise incluiu ainda a utilização de uma segunda calibração fotométrica, proposta por Crawford (1975) para estrelas quimicamente peculiares: Θ = 0.2489 + 0.2698[c1 ] (3) Onde [c1 ] = c1 − 0.20[b − y] (4) As temperaturas para as estrelas LS IV -0401 e HD 105262 obtidas através das calibrações (1) e (3) estão listadas na Tabela 6. A estrela LS 3593 não possui dados da 30 O fenômeno de extinção refere-se à absorção e espalhamento sofrido pela radiação emitida pela estrela pelo meio, ocasionado devido à presença de suas partı́culas componentes. No caso da extinção atmosférica, esse meio é a atmosfera terrestre. 45 fotometria ubvβ publicados e, portanto, não foi possı́vel realizar a análise fotométrica deste objeto. 2.2.1.2 Ajuste da Linha H γ O pico de intensidade das linhas da série de Balmer ocorre nas estrelas de tipo espectral A (Tef f ∼ 10000K), tornando-se menos intensas à temperaturas mais quentes ou mais frias. A largura equivalente das linhas espectrais é uma função (em especial) da temperatura efetiva da estrela e da pressão do gás. Para a faixa de Tef f de estrelas mais quentes, indo em direção às estrelas do tipo espectral O, a função que caracteriza as larguras equivalentes depende intrinsecamente da gravidade superficial, sendo a Temperatura Efetiva da estrela de pouca influência e, por aproximação, podemos determinar a gravidade superfical da estrela com base nas medidas de largura equivalente das linhas do espectro estelar, mantendo-se a temperatura efetiva da estrela como uma função constante. No sentido oposto, em direção às estrelas de tipo espectral M, mais frias, esta dependência se inverte, com a temperatura exercendo uma importância muito maior no perfil de abundâncias do que a pressão do gás, tornando-se variável exclusiva da largura equivalente ao mantermos a gravidade supercial da estrela constante. Portanto, para essas duas faixas de temperatura(mais quentes e/ou mais frias que estrelas tipo A), a análise das linhas da série de Balmer é eficiente para a determinação do log g ou da temperatura efetiva da estrela, para análise da fotosfera estelar em objetos mais quentes ou mais frias, respectivamente. Contudo, para o intervalo de estrelas do tipo espectral A e estrelas um pouco mais quentes, a largura equivalente das linhas não pode ser tratada como uma função unı́voca, dependendo igualmente tanto da temperatura efetiva quanto da pressão do gás. Assim, a análise nesta faixa de temperatura propõe uma solução degenerada, resultando num intervalo de possı́veis soluções ao invés de uma solução única. As estrelas que constituem a amostra deste projeto se encontram neste intervalo de temperatura e por isso apresenta-se uma faixa de parâmetros atmosféricos nos resultados obtidos por este método. Determinamos os parâmetros atmosféricos através da sı́ntese espectral, ou seja, da comparação entre o espectro calculado para um determinado modelo de atmosfera e o espectro observado. A região espectral analisada foi a da linha de H γ da série de Balmer, localizada em ∼ 4340 Å. Os perfis sintéticos de Hγ foram calculados interpolando-se em uma rede de perfis teóricos de Hγ calculados na aproximação LTE de Kurucz (1993). Os perfis sintéticos para um modelo com Tef f /log g foram convoluı́dos para simular efeitos de alargamento (que, como comentado anteriormente, está associado, por exemplo, à velocidade de rotação da estrela projetada na linha de visada, Vseni). Os valores de Vseni e Tef f foram variados livremente no intuito de obter o melhor ajuste. Os melhores 46 ajustes são escolhidos com base na comparação visual entre o perfil observado com perfil sintético. Nas Figuras 9, 10 e 11, os melhores ajustes para as estrelas da amostra são apresentados. Os resultados obtidos estão compilados na Tabela 6. 2.2.1.3 Equilı́brio de Ionização FeI/FeII No método de Equilı́brio de Ionização, supõe-se que as abundâncias de dois estágios de Ionização consecutivos de um determinado elemento devem ser aproximadamente iguais. Ou seja, a razão entre as abundâncias desses dois estágios deve ser próxima de 1 para que uma determinada temperatura seja solução deste método. Para se fazer a análise baseada no Equilı́brio de Ionização (para os absorvedores FeI e FeII para as estrelas HD 105262 e LSIV -0401 e para MgI e MgII para a estrela LS 3593), utilizamos o programa WIDTH6 (Kurucz, 1993) que calcula curvas de crescimento para um dado modelo atmosférico e para um determinado conjunto de linhas, representados por suas larguras equivalentes e seus dados atômicos. Os parâmetros atmosféricos das estrelas da amostra (listado na rede de modelos da Tabela 5) são utilizados como dados de entrada para a modelagem das atmosferas estelares. Os modelos atmosféricos são gerados pelo programa ATLAS9, considerando as simplificações de atmosfera planoparalela e LTE. Cada modelo gerado foi executado para três valores de velocidade de microturbulência diferentes (ξ = 2, 4 e 6 km/s ), totalizando, assim 300 curvas de abundância analisadas, 150 curvas para cada uma das espécies do Equilibrio de Ionização (FeI e Fe II). Como comentado anteriormente, o perfil das linhas espectrais de absorção depende da densidade das partı́culas absorvedoras da atmosfera estelar e esta dependência é claramente exposta pelas curvas de crescimento, geradas pelo programa WIDTH6. As curvas de crescimento de abundâncias relacionam a largura equivalente de uma linha espectral com o número de átomos absorvedores existentes no nı́vel de energia a partir do qual ocorre a absorção. Sob determinadas condições de temperatura e pressão, a relação entre as abundâncias e o número de átomos absorvedores varia, dependendo do perfil de linhas espectrais que admitimos na análise, conforme mostra a Figura 12. No caso de linhas fracas, existe uma relação de proporcionalidade entre a intensidade da linha e o número de absorvedores, correspondendo à parte linear da curva de crescimento. Para linhas moderadamente fortes, a intensidade da linha cresce muito lentamente com o número de absorvedores, pois toda a energia disponı́vel nas regiões centrais das linhas já fora absorvida e o aumento no número de fótons absorvedores não mais produz um efeito considerável. Esta noção corresponde à parte plana da curva de crescimento, onde a linha está saturada (região central da curva da Figura 12). Para linhas fortes, a largura equivalente da linha dependerá de um termo de raı́z quadrada na frequência em que a 47 Figura 9 - Ajustes da linha de Hγ gerados para a estrela HD 105262. Legenda: Ajustes da linha de Hγ gerados para estrela HD 105262; onde a linha vermelha representa o espectro estelar e a linha preta, o ajuste do modelo. As temperaturas usadas em cada ajuste foram: Tef f = 9700 K (à esquerda), 9750 K (à direita) e 9800 K (no meio) para log g = 2.0). Fonte: A autora, 2015 48 Figura 10 - Ajustes da linha de Hγ gerados para a estrela LS IV -0401. Legenda: Ajustes da linha de Hγ gerados para a estrela LS IV -0401; onde a linha vermelha representa o espectro estelar e a linha preta, o ajuste do modelo. A temperaturas usadas nos respectivos ajustes foram Tef f = 9050 K, 9110 K e 9200 K, para log g = 1.5. Fonte: A autora, 2015 49 Figura 11 - Ajustes da linha de Hγ gerados para a estrela LS 3593. Legenda: Ajustes da linha de Hγ gerados para a estrela LS 3593; onde a linha vermelha representa o espectro estelar e a linha preta, o ajuste do modelo. As temperaturas usadas nos ajustes apresentados foram, respectivamente, Tef f = 9200 K, 9250 k e 9300 K, para valores de log g= 1.5. Fonte: A autora, 2015 50 Tabela 5 - Parâmetros estelares da rede de modelos atmosféricos. Tef f (K) HD 105262 6000 6500 7000 7500 8000 8500 9000 9500 10000 1.5 2.0 1.5 2.0 1.5 2 2.5 1.5 2.0 2.5 1.5 2.0 2.5 11000 log g LS IV -0401 2.0 2.5 1.5 2.0 2.0 2.5 3.0 2.0 2.5 3.0 1.5 2.0 2.5 3.0 1.5 2.0 3.0 1.5 2.0 2.5 1.5 1.5 1.5 LS 3593 1.5 2.0 1.5 2.0 1.5 2.0 2.5 1.5 2.0 2.5 1.5 2.0 2.5 1.5 2.0 Legenda: Redes de modelos atmosféricos gerados para as estrelas da amostra, relacionando valores de temperatura Efetiva (Tef f ) e gravidade superficial (log g). Cada modelo gerado foi executado para três valores de velocidade de microturbulência diferentes (ξ = 2, 4 e 6 km/s ), totalizando, assim 300 curvas de abundância analisadas, 150 curvas para cada uma das espécies do Equilibrio de Ionização (FeI e Fe II). 51 Figura 12 - Curva de crescimento. Legenda: Esquema de curva de crescimento, relacionando largura equivalente das linhas espectrais e o número de átomos absorvedores em um determinado nı́vel de energia. Fonte: Adaptada de Aller e Goldberg (1971) transição eletrônica acontece, correspondendo, portanto,ao perfil amortecido da curva na Figura 12. Uma análise ideal deve ser baseada em um conjunto de linhas fracas, a partir das quais as abundâncias podem ser obtidas diretamente. A análise de curvas de crescimento foi feita para um conjunto de modelos cujos parâmetros (Tef f e log g) estão listados na Tabela 5. O arquivo de saı́da do WIDTH6 apresenta as abundâncias para cada uma das linhas espectrais analisadas, calculadas para até 3 valores distintos de velocidade de microturbulência ξ. O arquivo contém, também, a medida do ”slope”entre a intensidade das linhas e suas respectivas abundâncias, para cada uma das ξ utilizadas. O valor de ξ foi definido de modo a garantir o menor ”slope”possı́vel nas abundâncias média das linhas. Este procedimento fora realizado para as linhas de FeI e FeII (ou para as linhas de MgI e MgII, no caso da estrela LS3593) e a solução simultânea de Tef f , log g, ξ e Ab(Fe) (ou Ab(Mg)) foi definida tal que Ab(FeI) = Ab(FeII) / Ab(MgI) = Ab(MgII). Os resultados de Tef f obtidos com este método estão compilados na Tabela 7. 52 Tabela 6 - Resultados de Parâmetros Atmosféricos para as estrelas da amostra. Estrela (Nome) HD 105262 LS IV -0401 LS 3593 Tef f (K) 10000 9700 9500 8000 9100 9925 11099 9500 9200 Método FeI/FeII Hγ Fotometria [1] FeI/FeII Hγ Fotometria [1] Fotometria [2] MgI/MgII Hγ log g (cgs) 2.5 2.0 2.0 2.5 2.0 <2.5 <2.5 2.0 1.5 ξ (km/s) Vseni (km/s) 4 10 2 20 4 5 Legenda: Compilação dos resultados de Parâmetros Atmosféricos para as estrelas da amostra encontrados através de três diferentes métodos por este trabalho. Fonte: Os ı́ndices [1] e [2] indicam calibrações fotométricas propostas por Napiwotzki, Schoenberner e Wenske (1993) e Crawford (1975), respectivamente. 2.2.2 Incertezas As incertezas nos parâmetros atmosféricos oriundas dos diferentes métodos derivam das diversas variáveis consideradas na determinação dos parâmetros atmosféricos estelares de cada método. Dessa maneira, diferentes valores de incertezas são definidos, dependendo-se do método a ser considerado. Assim, as incertezas atribuı́das nos parâmetros atmosféricos encontrados foram calculadas da seguinte maneira: • Temperatura efetiva e gravidade supercial: Equilı́brio de Ionização: As incertezas nos parâmetros atmosféricos são derivadas das incertezas nas medidas de larguras equivalentes e das incertezas nos dados atômicos utilizados na modelagem. Como as linhas utilizadas na análise são fracas, na parte linear da curva de crescimento, a incerteza nas abundâncias de Fe/Mg é diretamente proporcional à largura equivalente e aos dados atômicos. Para este método, a incerteza tı́pica para os valores de log(gf)≤0.1 dex; enquanto que a incerteza tı́pica para as larguras equivalentes pare este conjunto de linhas estão em torno de 10%, para espectros com razão S/N31 ∼ 100. Essas incertezas, em conjunto, produzem um impacto de aproximadamente 0.15 dex nas abundâncias de Fe/Mg e, consequentemente, na incerteza da temperatura efetiva adotada. Assim, a incerteza 31 A razão sinal/ruı́do é determinada pela medida da flutuação do fluxo rms. 53 na Tef f foi estimada baseando-se na dispesão das abundâncias a partir da análise do Equilı́brio de Ionização. A diferença entre a abundância principal derivada do Fe/ Mg não pode exceder a dispersão obtida a partir de duas linhas individuais. Dessa maneira, foram estimados os valores de ±400 K, ±600 K e ± 500 K, respectivamente, para as estrelas HD 105262, LS IV -0401 e LS 3593. Ajuste da linha de Hγ: A incerteza nos parâmetros atmosféricos (Tef f e log g) definidos por este método é dada pela capacidade de diferenciar dois perfis teóricos calculados para modelos diferentes. Neste trabalho, as incertezas encontradas com este método para os valores de Tef f e log g, respectivamente, foram ±500K e ±0.5 dex. • Velocidade de Microturbulência (ξ): A incerteza no valor de velocidade de microturbulência encontrado é estimado escolhendo a região de mı́nima dispersão no gráfico Ab × ξ. Foi encontrado um valor tı́pico de δξ = 2 km/s para as três estrelas da amostra. • Velocidade de rotação (Vseni ): As Vseni obtidas através do ajuste da linha de Hγ , são estimativas preliminares da Velocidade de rotação estelar. Por outro lado, como nossa análise é baseada em medidas de largura equivalente, que não variam para diferentes valores de Vseni , os novos resultados de abundâncias são independentes deste parâmetro. Uma análise mais robusta da Vseni de cada estrela deve ser baseada na sı́ntese de linhas metálicas, o que não foi feito neste trabalho. 2.3 Discussão dos Parâmetros Atmosféricos Os parâmetros atmosféricos determinados neste trabalho pelos diferentes métodos são apresentados na Tabela 6. O método do ajuste da linha de Hγ determinou valores de Tef f tipicamente mais frios do que os obtidos pelo Equilı́brio de Ionização (tal comportamento foi também observado e estudado em Herrero et al. (1999) em uma análise do equilı́brio de ionização HeI/HeII para uma amostra de estrelas OB), exceto no caso da estrela LS IV -0401. Os valores de Tef f das estrelas HD 105262 e LS 3593 encontrados são consistentes com os valores esperados para as classes espectrais desses objetos publicados na literatura. Todas as três estrelas apresentam valores de gravidade superficiais e velocidades de microturbulência tı́picos de supergigantes evoluı́das, com log g ≤ 2.5 dex e ξ variando de 2 a 6 km/s. Os valores dos parâmetros atmosféricos encontrados pelo ajuste da linha de Hγ concordam com os valores encontrados pelo método de Equilı́brio de Ionização para as estrelas 54 HD 105262 e LS 3593, com uma diferença de ∼ 300 K de um para outro, com uma discrepância em relação ao valor encontrado pelo método de Equilı́brio de Ionização de ∼ 3% para cada. Os resultados encontrados para a estrela LS IV -0401 sugeriram a necessidade de uma análise detalhada da fotosfera estelar deste objeto. As caracterı́sticas apresentadas pelo espectro desta estrela, já comentadas, corroboram com a Tef f encontrada pelo método de equilı́brio de ionização (8000 K). No entanto, os valores de abundâncias gerados para esta temperatura foram bastante incomuns e implicam na necessidade de uma análise cuidadosa dos diferentes resultados encontrados para os parâmetros atmosféricos dessa estrela. Como mostra a Tabela 6, os valores para temperatura efetiva obtidos pelos diferentes métodos foram bem diversos, consistentes com classes espectrais F e B. Afim de estabelecer uma comparação viável entre os diferentes resultados obtidos, verificou-se a compatibilidade dos valores de Tef f encontrados pela análise fotométrica com o perfil da linha de Hγ do espectro estelar. Os ajustes da linha de Hγ realizados para as temperaturas 9925 K e 11100 K para o valor de log g = 1.5, estão apresentados na Figura 13. As temperaturas utilizadas não proporcionam um bom ajuste. O Equilı́brio de Ionização FeI/FeII para essa faixa de temperatura (10000 K e 11000 K) também não proporciona bons resultados, com valores de FeI/FeII ∼ 0.78 e 0.85, respectivamente. Dessa maneira, foi escolhido para a determinação das abundâncias quı́micas da atmosfera estelar o conjunto de parâmetros que melhor se adequa às caracterı́sticas espectrais apresentadas pela estrela. Portanto, a consideração da intensidade das linhas da série de Balmer, o par de linhas HeI e MgII e principalmente, a intensidade das linhas de Ca e a ausência de ı́ons caracterı́sticos de estrelas tipo A no espectro levaram à adoção dos parâmetros encontrados pelo equilı́brio de ionização do Fe na análise da fotosfera estelar deste objeto. 2.4 Determinação das Abundâncias Quı́micas As curvas de crescimento foram calculadas para uma lista de linhas dos elementos He, C, N, O, Mg, Si, Ca, Ti, Cr, Fe, Ni, Sr, Zr e Ba e suas abundâncias determinadas a partir da metodologia já descrita, através do programa WIDTH6, adotando-se os parâmetros atmosféricos encontrados a partir do método do Equilı́brio de Ionização. As abundâncias absolutas em escala logarı́tmica [12 + log(X/H)] encontradas neste projeto estão apresentadas na Tabela 7. Os erros apresentados na Tabela 7 referem-se ao desvio da abundância média obtido quando mais de uma linha foi usada. Para fins de comparação, também estão listadas na Tabela 7, a relação das abundâncias solares publicadas por Grevesse et al. (2010). Todas as estrelas da amostra apresentam subabundâncias de metais em relação à abundância solar; conforme sugerido previamente pela análise qualitativa dos espectros, em comparação com espectros de outras estrelas de baixa metalicidade publicados na li- 55 Tabela 7 - Resultados de abundâncias quı́micas (expressos em 12 + log(X/H)). [X] He I CI NI OI Mg I Mg II Si I Si II Ca II Ti II Cr II Fe I Fe II Ni II Sr II Ba II HD 105262 10.70 ± 0.12 8.91 ± 0.01 7.94 ± 0.11 8.89 ± 0.06 6.30 ± 0.07 6.32 ± 0.13 6.16 ± 0.15 4.53 ± 0.10 4.76 ± 0.13 4.16 ± 0.20 6.10 ± 0.11 6.08 ± 0.12 4.33 ± 0.16 0.58 ± 0.05 2.65 ± 0.00 n 4 2 5 3 3 2 3 2 32 28 17 33 3 2 1 LS IV -0401 10.96 ± 0.07 7.18 ± 0.14 8.25 ± 0.00 8.23 ± 0.11 4.64 ± 0.00 5.95 ± 0.20 4.78 ± 0.00 2.96 ± 0.06 3.26 ± 0.19 4.87 ± 0.15 4.85 ± 0.11 - n 5 1 3 8 1 7 1 2 2 3 15 - LS 3593 10.81± 0.10 7.52 ± 0.15 8.26 ± 0.20 5.84 ± 0.15 5.86 ± 0.12 6.51 ± 0.20 5.71 ± 0.19 - n 8 7 3 3 3 2 7 - Sol 10.93 ± 0.01 8.43 ± 0.05 7.83 ± 0.05 8.69 ± 0.05 7.60 ± 0.04 7.60 ± 0.04 7.51 ± 0.03 7.51 ± 0.03 6.34 ± 0.04 4.95 ± 0.05 5.64 ± 0.04 7.50 ± 0.04 7.50 ± 0.04 6.22 ± 0.04 2.87 ± 0.07 2.18 ± 0.09 Legenda: Resultados de abundâncias quı́micas das espécies analisadas para as estrelas da amostra, determinadas a partir do método de Equilı́brio de Ionização. A letra n representa o número de linhas espectrais utilizadas para cada espécie na modelagem. Na última coluna, são apresentados os valores de abundâncias solares para os elementos analisados retirados de Grevesse et al. (2010). 56 Figura 13 - Ajustes da linha de Hγ para Tef f = 9925 K e 11099 K Legenda: Ajuste da linha de Hγ para as Tef f encontradas pela análise fotométrica para estrela LS IV -0401. Em vermelho, o espectro estelar. A linha preta representa o ajuste do modelo. Da esquerda para direita: ajuste para temperatura de 9925 K, obtida a partir da calibração de Napiwotzki, Schoenberner e Wenske (1993) e log g de 1.5 e ajuste para temperatura de 11099 K, obtida a partir da calibração de Crawford (1975) e log g de 1.5. Fonte: A autora, 2015 teratura (capı́tulo 2 deste trabalho). É interessante notar que apenas a estrela HD 105262 apresenta abundâncias para os elementos pesados do processo-s. Na Tabela 8, apresentamse as abundâncias em relação à solar e os ı́ndices de metalicidade para as estrelas da amostra, representados respectivamente por [X/H] = Ab(X)∗ - Ab(x)⊙ (Abundância do elemento X encontrada na fotosfera estelar em relação à abundância dessse mesmo elemento na fotosfera solar) e [X/Fe]= [X/H] - [X/Fe] (Abundância das espécies quı́micas em relação ao Fe, que atua como um bom parâmetro de metalicidade estelar). A discussão dos resultados de abundâncias no contexto do estágio evolutivo das estrelas da nossa amostra será apresentada no capı́tulo 3. 57 3 DISCUSSÃO DOS RESULTADOS Neste capı́tulo, uma discussão dos resultados de parâmetros atmosféricos e abundâncias quı́micas obtidos para cada uma das estrelas da amostra é apresentada. 3.1 HD 105262 Conforme mostra a Tabela 8, a partir dos resultados de abundâncias encontrados neste trabalho, este objeto apresenta sobreabundância dos elementos C, N e O com respeito ao Ferro, indicando que a HD 105262 é, de fato, um objeto em avançado estágio de evolução. A razão C/O ∼ 1.04 e a ligeira sobreabundância de Mg ([Mg/Fe] = 0.11) encontradas são indı́cios da ocorrência do processo triplo-α da fase AGB, cujos produtos foram levados à atmosfera estelar em função da terceira dragagem. O ı́ndice [Mg/Fe] e a abundância [Fe/H] encontram-se dentro dos limites propostos por Fuhrmann, Axer e Gehren (1995) para estes indicadores em estrelas pobres em metais ([Mg/Fe] < 0.4 e -1.0 <[Fe/H]< -2.0). Apesar de apresentar indı́cios da ocorrência da terceira dragagem, este objeto apresenta subabundâncias dos elementos do processo-s (A abundância do elemento Ba fora calculada com base em uma única linha (6142 Å), de fraca intensidade, e seu valor deve ser considerado preliminar). Este fato poderia indicar a possibilidade de que a região de formação desta estrela apresentava baixa metalicidade, privilegiando a formação de elementos leves no processo-s; o que é compatı́vel com estudos acerca da metalicidade do halo galático, onde a razão hs /ls é notoriamente menor que 1(Busso et al. (2001) e Cruz, Serenelli e Weiss (2013)). As abundâncias encontradas, ainda, sugerem que a terceira dragagem neste objeto não ocorreu de forma eficiente para o C, de maneira que a inversão da razão C/O que acontece durante a fase AGB não ocorresse. Esta última suposição indica, ainda, uma estimativa grosseira para a massa estelar: conforme comentado, apenas em estrelas dentro do intervalo de massa de 1.2 M⊙ < M < 4M⊙ sofrem a terceira dragagem eficiente para o Carbono. A análise de abundâncias para o O ( [O/H] = 0.2) foi feita a partir do tripleto de linhas em 7771 Å deste elemento, uma vez que essas linhas aparecem em maior intensidade no espectro estelar do que as linhas do tripleto em 6156 Å . A abundância de O derivada do primeiro tripleto mostrou-se significativamente maior do valor derivado do tripleto 6156 Å ([O/H] = -0.5), o que, em suposição, pode ter ocorrido devido à sensibilidade deste elemento ao regime LTE. Esta estrela apresenta as caracterı́sticas de estrelas evoluı́das, pobres em metais: Subabundância em metais e em elementos do processo-s, sobreabundância de C e O e 58 Tabela 8 - Resultados de abundâncias quı́micas (expressos em [X/H] e [X/Fe]). [X] He I CI NI OI Mg I Mg II Ca II Si I Si II Ti II Cr II Fe I Fe II Ni II Sr II Ba II HD 105262 [X/H] [X/Fe] -0.23±0.12 1.17±0.17 0.48±0.05 1.88±0.15 0.11±0.12 1.51±0.17 0.20±0.07 1.60±0.14 -1.30±0.08 0.10±0.14 -1.28±0.13 0.12±0.18 -1.81±0.15 -0.41±0.19 -1.35±0.11 0.05±0.16 -1.19±0.14 0.21±0.18 -1.48±0.20 -0.08±0.23 -1.40±0.12 -1.42±0.13 -1.89±0.16 -0.49±0.20 -2.29±0.09 -0.89±0.14 0.47±0.09 1.87±0.14 LS IV-0401 [X/H] [X/Fe] 0.03±0.07 2.66±0.16 -1.25±0.15 1.38±0.21 0.42±0.05 3.05±0.16 -0.46±0.12 2.17±0.19 -2.96±0.04 0.33±0.15 -1.56±0.20 1.07±0.25 -1.56±0.04 1.07±0.15 -1.99±0.08 0.64±0.16 -2.38±0.19 0.25±0.24 -2.63±0.15 -2.59±0.11 - LS 3593 [X/H] [X/Fe] -0.12±0.10 1.67±0.21 -0.31±0.16 1.48±0.24 -0.43±0.21 1.36±0.28 -1.76±0.15 0.03±0.24 -1.74±0.13 0.05±0.22 -1.00±0.26 0.79±0.30 -1.79±0.19 - Legenda: Resultados de abundâncias quı́micas das as espécies analisadas para as estrelas da amostra, expressos através da Abundância relativa à solar ([X/H]) e em relação ao Fe ([X/Fe]). razão C/O ∼ 1; apresentando um ligeiro enriquecimento de Carbono em relação ao O. Essas caracterı́sticas se encaixam na descrição das estrelas representadas pelo terceiro grupo das estrelas Pós-AGB s já citado (ver seção 3.1.3), e sugere que este objeto sofre o efeito de depleção de elementos refratários. Esta suposição está de acordo com os resultados obtidos por Giridhar et al. (2010) e Reddy, Parthasarathy e Sivarani (1996) na análise deste objeto (embora os parâmetros atmosféricos encontrados por estes trabalhos tenham sido diferentes, como será apresentado na próxima seção). Essa sugestão é também indicada pelo valor de [Ca/Fe] apresentado pela estrela ([Ca/Fe] = -0.40). Uma redução de leve a severa no ı́ndice [Ca/Fe] pode ter sido causada pelo fato de que a temperatura de condensação desses elementos são, respectivamente, 1517 K e 1334 K e, portanto, o Ca é relativamente mais suscetı́vel à depleção via condensação de grãos. Trabalhos como o de Rao, Giridhar e Lambert (2012) e Giridhar et al. (2010) abordam a ainda não explicada relação entre o ı́ndice [Ca/Fe] e a presença de depleção nas abundâncias de estrelas Pós-AGB s pobres em metais. No entanto, parece haver um limite razoavelmente observado para a ocorrência de depleção dos elementos refratários: todas as estrelas estudadas apresentam [Ca/Fe] < 0, e Tef f > 5000 K, sendo grande parte da amostra composta por estrelas binárias, com emissões expressivas no infravermelho (Figura 14). No entanto, em um pequeno número de estrelas com sinais de depleção, assim como acontece na estrela 59 Figura 14 - Gráfico da relação entre [Ca/Fe] e Tef f . Legenda: Gráfico da relação entre o ı́ndice [Ca/Fe] e a Tef f para diferentes grupos de estrelas Pós-AGB s. Fonte: Rao, Giridhar e Lambert (2012) HD 105262, não fora detectado qualquer sinal de binariedade, nem excesso de radiação no infravermelho. As estrelas Pós-AGB s de alta latitude galática, em geral, apresentam abundâncias semelhantes às de estrelas supergigantes de População I e tipo espectral de A a B ( McCausland et al. (1992) , Hambly et al. (1996) e Mooney et al. (2002)). As estrelas HD 105262 e LS IV -0401 estudadas neste trabalho encontram-se em altas latitudes e suas análises de abundâncias podem ter como referência essa importante caracterı́stica das estrelas do halo galático. Contudo, apesar de ser uma estrela de alta latitude galática, a composição quı́mica encontrada para estrela HD 105262 difere claramente das estrelas supergigantes de População I. Na Figura 15, as abundâncias da fotosfera da estrela HD 105262 determinadas pela análise espectral neste projeto são comparadas às abundâncias tı́picas de estrelas B pertencentes à População I, publicadas no trabalho de Reddy, Parthasarathy e Sivarani (1996), juntamente com as abundâncias de uma outra estrela de alta latitude galática, que apresenta depleção de elementos refratários, a estrela BD+394926, cuja análise de abundâncias já fora bem explorada pela literatura (Waelkens et al. (1992), Reddy, Parthasarathy e Sivarani (1996), Giridhar et al. (2010), Van Winckel et al. (2012), 60 Figura 15 - Comparação de Abundâncias. Legenda: Abundâncias elementares da estrela HD 105262, da supergigante Pós-AGB pobre em metais BD +394926 e abundâncias tı́picas de supergigantes B de População I (Reddy; Parthasarathy; Sivarani, 1996). Fonte: A autora, 2015 Rao, Giridhar e Lambert (2012), por exemplo). Como mostra a Figura 15, as abundâncias da estrela HD 105262 são similares às abundâncias da estrela BD+39 4926 em alguns quesitos : ambas apresentam notável enriquecimento dos elementos CNO em relação ao Fe e aparentes depleções nas abundâncias de elementos refratários. Bond e Philip (1973) sugeriram, a partir de sua análise fotométrica, que essas duas estrelas possuem perfis de abundâncias similares; embora o fenômeno de depleção dos elementos refratários na atmosfera da estrela BD +39 4926 ainda não tivesse sido abordado até então. A Figura 13 mostra o gráfico [Tc] x [X/H] para a estrela HD 105262 e o mesmo gráfico para a estrela BD +39 4926, retirado de Rao, Giridhar e Lambert (2012). Nota-se claramente, em ambos os gráficos, a indicação da separação esperada por estrelas de abundâncias dos elementos como Mg, Si, Ti e Fe depletadas em relação às abundâncias de elementos não refratários, representando a separação gás-poeira circunstelar. Ambas estrelas não apresentam excesso no infravermelho. 61 Figura 16 - Gráfico Tc x [X/H] para as estrelas HD 105262 e BD +394926. Legenda: Gráficos Tc x [X/H] para as estrelas HD 105262 e BD +394926, mostrando a indicação de separação entre gás e poeira de ambas as estrelas. Fonte: Gráfico da estrela HD 105262: A autora, 2015. Gráfico da estrela BD +394926: (Rao; Giridhar; Lambert, 2012). 3.2 LSIV -0401 As Tabelas 7 e 8 mostram que os valores para as abundâncias de metais encontradas desta estrela são extremamente baixos, mesmo dentre as estrelas do halo galático, e em uma análise superficial, já mostram que este objeto é peculiar tanto para para estrelas PósAGB s, pertencentes à População II, quanto para uma supergigante B de População I. A notável deficiência em carbono em relação à abundância solar ([C/H] = -1.25) e a grande discrepância encontrada na determinação dos parâmetros atmosféricos pelos diferentes métodos para este objeto reforçam a necessidade de uma análise mais cuidadosa. O trabalho de Beers e Christlieb (2005) dispõe critérios de classes de estrelas pobres em metais a partir de suas abundâncias de C em relação ao Fe, sob os quais a estrela LS IV -0401 se caracterizaria como uma estrela muito pobre em metais ([Fe/H] < -2.0), pertencendo, ainda, à subclasse de estrelas CEMP (Carbon Enhanced Metal-Poor) de estrelas com sobreabundância de Carbono em relação ao Ferro ([C/Fe]>1.0 é o critério utilizado). Essa análise nos dá, ainda, pistas de caracterı́sticas importantes quanto ao meio de formação estelar: trabalhos como o de Rossi et al. (2005) propõem que estrelas muito pobres e extremamente pobres em metais (-4.0 < [Fe/H] < -2.0) sofrem enriquecimento de carbono atribuı́do à uma tendência ao crescimento da abundância desse elemento com a diminuição da metalicidade do meio de formação estelar. Ou seja: quanto menor 62 a metalicidade do meio de formação dessas estrelas, maior enriquecimento em Carbono é encontrado em suas atmosferas. Esse fenômeno ocorreria em estrelas evoluı́das, que apresentam assinaturas quı́micas consistentes com a produção de metal originada de colapsos de supernovas (Chieffi; Limongi, 2002), com idade comparável à idade da Galáxia (estrelas de População II), como um reflexo da baixa metalicidade do meio no momento de suas formações. Uma variedade de padrões de abundâncias são encontrados nessas estrelas, tornando a distinção de suas caracterı́sticas ainda um pouco difusa. Contudo, grande parte das CEMP apresentam algum enriquecimento de elementos produzidos pelo processo-s em suas atmosferas e apresentam a linha CaII K em intensidade muito fraca, caracterı́sticas inexistentes na atmosfera da estrela LS IV -0401. Um outro grupo bem conhecido das CEMP, no entanto, é composto por estrelas muito pobres em metais, enriquecidas em carbono, apresentando sobreabundância de elementos C, N, O e elementos do processo 3α em relação ao Fe (Caffau et al., 2011), embora os valores para a [X/Fe] desses elementos nessas estrelas variem dentro de uma ampla faixa (algumas estrelas dessa classe apresentam enriquecimento em torno de 0.5 dex para os elementos α, por exemplo, enquanto outras podem apresentar sobreabundância de mais de 1.0 dex) . As CEMP dessa categoria costumam apresentar, também, uma sobreabundância significativa de N em relação ao Fe (Behara et al., 2008). As abundâncias em relação ao ferro para esses elementos apresentadas por esta fonte a incluiriam nesta categoria: [C/Fe],[N/Fe],[O/Fe], [Mg/Fe] e [Si/Fe] encontrados foram todos maiores que 1, com o impressionante valor de [N/Fe] = 3.05. A classe CEMP é determinada a partir da metalicidade estelar (ou seja, a classificação baseia-se intrinsecamente na abundância do C em relação ao Fe e, consequentemente, aos metais do seu grupo), mas não estipula a relação de abundância de C em relação aos demais elementos (N e O, por exemplo). Aoki et al. (2007) dispõem critérios mais especı́ficos para a identificação das CEMP sem enriquecimento de elementos do processo-s do que os apresentadados por Beers e Christlieb (2005), sugerindo um sistema de classificação dependente da luminosidade estelar, levando-se em consideração os processos de mistura e seus efeitos na composição quı́mica dessas estrelas. Neste cenário, o alto valor de Ab(N) e baixo valor de Ab(C) encontrado estaria ligado diretamente à depleção do carbono, reflexo da transição da estrela pelo Ramo das Gigantes Vermelhas; o que seria mais um indı́cio de que a estrela LS IV -0401 se encontra em estágio avançado de evolução. Esse padrão seria apresentado tipicamente nas CEMP com -2<[C/H]<0, intervalo ao qual a abundância [C/H] da estrela LS IV-0401 pertence. A depleção do C em função da conversão em N seria mais intensa quanto maior a temperatura estelar, o que explicaria o altı́ssimo valor [N/Fe] encontrado: Nos trabalhos de Placco et al. (2013), foram analisadas estrelas CEMP de Tef f em torno de 5000 K, que apresentavam sobreabundância de N por volta de [N/Fe] = 2.0. Outras fontes, mais quentes, chegaram a apresentar valores de [N/Fe] ∼ 3.0. 63 A abundância do O encontrada, à exemplo da estrela HD 105262 fora calculada a partir do tripleto 7771 Å. Os valores das abundâncias dessas linhas também foram maiores dos calculados a partir do tripleto 6156 Å, embora a amplitude da diferença encontrada tenha sido menor (em 0.3 dex, especificamente) da apresentada pela HD 105262. As sobreabundâncias dos elementos C, N e O em respeito ao Fe corroboram a sugestão de que esse objeto encontra-se em estágio avançado de evolução. Assim como a estrela HD 105262, esta fonte encontra-se em alta latitude galática; e dessa maneira, é interessante comparar as abundâncias encontradas para este objeto com os valores tı́picos apresentados por estrelas em alta latitude. Conforme comentado na análise da estrela HD 105262, estrelas de alta latitude galática, em geral, apresentam abundâncias próximas às encontradas em estrelas de População I. Em vista dessas duas caracterı́sticas distintas (estrelas CEMP e estrelas de população I), uma comparação entre o comportamento das abundâncias quı́micas dessas estrelas com as abundâncias da estrela LS IV -0401 encontradas é feita neste trabalho: A Figura 18 apresenta uma comparaçao entre as abundâncias tı́picas de estrelas B de População I, retirada de Reddy, Parthasarathy e Sivarani (1996), as abundâncias de uma estrela CEMP rica em Nitrogênio, a estrela HE1410+0223, retiradas de Pols et al. (2012). Nesse trabalho só estão expostas as abundâncias [Fe/H], [C/H], [N/H], [Na/Fe] e [Mg/Fe], por isso somente esses valores foram utilizados na comparação. Podemos ver que as abundâncias encontradas para a estrela LS IV -0401 não coincidem com o perfil apresentado pelas estrelas B de População I, assemelhando-se mais aos ı́ndices encontrados na estrela HE1410+0223 em comportamento: [N/Fe]∼ 3.0; [C/Fe] > 1, [Mg/Fe] ∼ 0.30 e ambas apresentam [Fe/X]< -2.50; enquanto estrelas de B de População I apresentam valores bem menores para esses ı́ndices. 3.3 LS 3593 Como mostra a Tabela 8, da mesma maneira que as demais estrelas da amostra, este objeto apresenta subabundância de Fe ([Fe/H] = -1.8), com notável subabundância de Mg. A abundância para o carbono não pôde ser calculada, pois a estrela não apresenta linhas significativas deste elemento em seu espectro e as poucas linhas utilizadas na análise não produziram resultados de abundâncias convergentes. As subabundâncias dos elementos N e O, embora sejam amenas, representam um parâmetro relevante à análise da evolução estelar deste objeto que, juntamente com as significativas subabundâncias dos elementos Mg e Si em relação à abundância solar([Mg/H] = -1.76, [Si/H] = -3.49) podem indicar que a estrela evoluiu para a fase Pós-AGB sem sofrer os eventos de terceira dragagem e portanto os elementos do processo triplo-α não foram trazidos à atmosfera estelar. As abundâncias para o O desta estrela foram calculadas com base no tripleto 6156 Å, apresentando, a exemplo das outras duas estrelas 64 Figura 17 - Comparação de abundâncias tı́picas para estrela LS IV -0401 Legenda: Comparação das abundâncias em respeito ao ferro encontradas para a estrela LS IV -0401 e abundâncias tı́picas de estelas de população I (retiradas de Reddy, Parthasarathy e Sivarani (1996)) e as abundâncias da estrela HE1410+0223, retiradas de Pols et al. (2012) Fonte: A autora, 2015 estudadas, uma notável diferença entre o valor encontrado para estas linhas e aquele calculado a partir do tripleto de linhas 7771 Å. Mais uma vez, foram escolhidos o conjunto de linhas que apresentam maiores intensidade no espectro estelar. Da mesma maneira que a estrela HD 105262, esse objeto apresenta ı́ndice [Mg/Fe] ([Mg/Fe] = 0.03) e a abundância [Fe/H] ([Fe/H] = -1.79) dentro dos limites de [Mg/Fe] < 0.4 e -1.0 <[Fe/H]< -2.0, propostos por Fuhrmann, Axer e Gehren (1995), indicando que esta estrela pertence ao grupo de estrelas pobre em metais (concordando com a análise espectral feita previamente). O fato de não observarmos linhas significativas de carbono em seu espectro constitui num diferencial à análise desta estrela, pois abre cenários diversos em relação à descrição da composição quı́mica deste objeto: Primeiro, supondo-se que a abundância de C nesta estrela é extremamente baixa, podemos estimar que a razão C/O deste objeto apresenta valores C/O < 1, encaixando-se, portanto, nas caracterı́sticas do segundo grupo de Pós-AGB s já classificado, ricas em oxigênio e pobres em elementos pesados do processo-s, que também não são encontrados em seu espectro. No entanto, essa suposição perde força ao tomarmos como referência o fato desta estrela apresentar uma baixa [O/H] ([O/H] < -0.68). Uma segunda possibilidade é que este objeto fora equivocadamente classificado como uma estrela evoluı́da e portanto, ainda não apresenta abundâncias para os elementos do processo 3α e do processo-s. Essa segunda hipótese, contudo, não corrobora com o valor de log g encontrado para este objeto (log g = 2.0), 65 tı́pico de estrelas evoluı́das, e ainda, diverge do valor de [O/Fe] = 1.36, que se encaixa dentro do intevalo de valores tı́picos para [O/Fe] ([O/Fe]∼1.4) apresentados por estrelas Pós-AGB s pobres em carbono, proposto por várias fontes na literatura (veja, por exemplo, Venn et al. (1998)). Portanto, essa hipótese também fora deixada de lado. Um terceiro cenário (mais real) pode ser construı́do incluindo este objeto no grupo de Pós-AGB s que apresentam extrema deficiência em Carbono (o quarto grupo citado), que não apresenta perfis de abundância padronizados. 3.4 Comparação de Resultados econtrados com a literatura Obtidos os resultados para as estrelas da amostra, foi feita, para fins de comparação, uma revisão bibliográfica em busca dos resultados publicados para estes objetos na literatura. As comparações realizadas serão apresentadas nesta seção. • HD 105262 Oito diferentes trabalhos apresentando resultados de parâmetros atmosféricos para a estrela HD 105262 foram encontrados na literatura. Os valores dos parâmetros determinados pelos trabalhos publicados, juntamente com os valores obtidos neste projeto, encontram-se expostos na Tabela 9. Os trabalhos que publicaram resultados de parâmetros atmosféricos para a estrela HD 105262 também apresentam resultados para os valores de abundâncias quı́micas dos elementos C,N,O e, quase todos, para os produtos dos elementos dos processos 3α e s. Os valores de abundâncias quı́micas encontrados para esta estrela na literatura estão apresentados na Tabela 10. Na Figura 18, é apresentada uma comparação direta entre os resultados encontrados por este projeto e aqueles encontrados por Reddy, Parthasarathy e Sivarani (1996), cujos valores de temperatura mais se aproximam do resultado que obtivemos para este parâmetro. Os resultados encontrados neste trabalho para as abundâncias dos elementos Ba II e Si I da estrela HD 105262 apresentam uma discrepância muito grande em relação aos demais resultados. Ambos elementos possuem poucas linhas, extremamente fracas, e muito estreitas no espectro estelar, e provavelmente seus valores de largura equivalente devem ser revistos. A discrepância entre os valores de abundâncias apresentados para o O podem ser explicados pela escolha das linhas utilizadas na análise: os trabalhos de Reddy, Parthasarathy e Sivarani (1996), Giridhar et al. (2010) e Klochkova e Panchuk (1987) utilizaram o tripleto 6156 Å, enquanto que a nossa análise foi feita a partir do tripleto 7771 Å. Conforme comentado, o valor de [O/H] encontrado a partir do tripleto 6156 Å fora -0.5 dex, compatı́vel com o encontrado pelos demais autores. A sobre-abundâncias para os elementos C,N e O 66 Tabela 9 - Comparação com a literatura: parâmetros atmosféricos da estrela HD 105262 Fonte [1] [2] [3] [3] [4] [5] [5] [6] [7] Tef f (K) 8120 8500 9000 9500 9000 8750 8500 8855 10000 log g 2.5 1.5 2.0 2.0 2.0 2.0 1.5 1.82 2.5 ξ(km/s) 4.0 4.0 2.0 2.8 2.8 4.0 Método Sı́ntese de Fotometria (Strömgren) Hγ e Hδ Sı́ntese de Fotometria (Johnson) Hγ Sı́ntese de Fotometria (Johnson) Sı́ntese de Fotometria (Strömgren) FeI/FeII Sı́ntese de Fotometria (Johnson) FeI/FeII Legenda: Parâmetros atmosféricos determinados para estrela HD 105262 publicados na literatura e por este projeto. Na primeira coluna, estão expostas as fontes das quais os resultados foram retirados e os respectivos anos de publicação. As segunda, terceira e quarta colunas apresentam os valores de temperatura efetiva, gravidade superficial e velocidade de microturbulência, respectivamente. Na última coluna estão relacionados os métodos utilizados em cada análise. O sı́mbolo - representa a ausência de dados. Fonte: [1] Glaspey (1982), [2]Klochkova e Panchuk (1987), [3] Reddy, Parthasarathy e Sivarani (1996),[4]Martin (2004),[5]Giridhar et al. (2010),[6]Cortés et al. (2009), [7] A autora, 2015. 67 Figura 18 - Comparação entre as abundâncias com a literatura. Legenda: Comparação entre as abundâncias em respeito ao Ferro da estrela HD 105262 neste trabalho e no trabalho de Reddy, Parthasarathy e Sivarani (1996). Fonte: A autora, 2015 (em respeito ao Fe) ratificam a classificação da estrela como um objeto evoluı́do em todos os trabalhos. • LS IV -0401 A Tabela 11 apresenta os resultados de parâmetros atmosféricos estelares para a estrela LS IV -0401 já publicados na literatura. A maioria das análises realizadas foram baseadas na fotometria estelar, e produziram resultados compatı́veis aos encontrados a partir da análise fotométrica deste trabalho. No entanto, todos os valores publicados de Tef f foram sistematicamente maiores do que o encontrado neste trabalho através do método de equilı́brio de ionização. O trabalho de Mooney et al. (2002) determinou os parâmetros atmosféricos estelares para a estrela LS IV -0401 gerando modelos atmosféricos que melhor reproduzissem uma abundância de He próximas à de estrelas de População I, levando em consideração o fato de que grande parte das estrelas de alta latitude galática apresentam abundâncias semelhantes à estrelas B de População I. Portanto, esse trabalho não assume a possibilidade deste objeto possuir abundâncias adversas daquelas consideradas comuns à população de estrelas do halo. Já o trabalho de McCausland et al. (1992) adota a velocidade de microturbulência de 15 km/s por ser este o valor adotado em Underhill e Fahey (1973) para estrelas de baixas gravidade; uma vez 68 Tabela 10 - Comparação dos resultados de abundâncias com a literatura. X CI NI OI MgI SiI TiII CrII FeI FeII NiII SrII BaII [1] 10000 K 0.48 0.11 0.20 -1.30 -1.35 -1.59 -1.48 -1.40 -1.42 -1.89 -2.29 0.47 [2] 8500 K -0.30 -0.30 -0.60 -1.90 -1.80 -2.10 -2.30 -2.10 [3] 8500 K -0.31 -0.76 -1.61 -1.70 -1.58 -1.77 -1.93 -1.87 -1.70 [3] 8750 K 0.27 -0.73 -1.59 -1.65 -1.40 -1.61 -1.87 -1.69 -1.68 [2] 9000 K -0.10 -0.30 -0.50 -1.60 -1.40 -2.00 -2.20 -1.90 [2] 9500 K 0.30 0.10 -0.40 -1.00 -1.00 -1.80 -2.10 -1.70 [4] 8500 K -0.18 -1.06 -1.32 -1.39 -1.16 -2.43 - Legenda: Valores de Abundâncias (em relação à solar) publicados na literatura para estrela HD 105262 e valores encontrados por este projeto, com suas respectivas Tef f . Os ı́ndices indicam a fonte do qual foram retirados. Fonte: [1] A autora, 2015; [2] Reddy, Parthasarathy e Sivarani (1996); [3] Giridhar et al. (2010); [4]Klochkova e Panchuk (1987). que o espectro da estrela LS IV -0401 analisado em seu trabalho não tinha resolução suficiente para a determinação deste parâmetro. No entanto, embora os resultados publicados tanto por Mooney et al. (2002) quanto pelos demais trabalhos citados para a temperatura efetiva estelar tenham sido muito próximos à faixa de temperatura em que essa estrela foi classificada (Tipo espectral B), suas abundâncias publicadas à essa temperatura não correspondem, de fato, às abundâncias de estrelas B (de População I, como fora pressuposto na análise na maioria dessas publicações). Contudo, uma vez que os resultados para Tef f estelar tenham sido precisos em relação à classificação espectral esperada para este objeto, averigou-se a compatibilidade dos parâmetros utilizados nas análises publicadas com os utilizados na modelagem deste trabalho. Apenas o trabalho de Mooney et al. (2002) apresenta a relação das linhas e suas respectivas larguras equivalentes utilizadas na sua análise. Na Figura 19, aparece a relação entre os valores largura equivalentes publicados no trabalho de Mooney et al. (2002) e os utilizados na análise do nosso projeto. Como mostra a Figura 19, os valores de eqw medidos por ambos trabalhos são compatı́veis, assim como as linhas espectrais utilizadas na análise das abundâncias são compatı́veis. Mais ainda: a Tabela 12 mostra que os valores de abundâncias 69 Tabela 11 - Comparação com a literatura: parâmetros atmosféricos da estrela LSIV -0401 Fonte [1] [2] [3] [4] [5] Tef f (K) 11000 11000 10000 15000 8000 log g 2.0 2.0 1.6 2.5 2.5 ξ(km/s) 15 5 5 2 Método Hδ Sı́ntese de Fotometria (Strömgren) Ab(He) Sı́ntese de Fotometria (Strömgren) FeI/FeII Legenda: Parâmetros atmosféricos determinados para estrela LSIV -0401 publicados na literatura e por este projeto. Na primeira coluna, estão expostas as fontes das quais os resultados foram retirados e os respectivos anos de publicação. As segunda, terceira e quarta colunas apresentam os valores de temperatura efetiva, gravidade superficial e velocidade de microturbulência, respectivamente. Na última coluna estão relacionados os métodos utilizados em cada análise. O sı́mbolo - representa a ausência de dados. Fonte: [1] Kilkenny e Pauls (1990), [2]McCausland et al. (1992), [3] Mooney et al. (2002), [4] Sahin (2008), [5] A autora, 2015. Tabela 12 - Comparação dos resultados de abundâncias com a literatura. [1] 11000 K NI OI Mg II -2.00 Ca II Si II -2.01 Ti II -1.55 Cr II Fe I Fe II -1.60 X [2] 10000 K -2.78 -3.54 -2.04 -1.96 -2.53 -2.39 [3] 8000 K 0.42 -0.46 -2.96 -1.56 -1.55 -1.99 -2.38 -2.63 -2.59 Legenda: Valores de Abundâncias (em relação à solar) publicados na literatura para estrela LS IV -0401 e valores encontrados por este projeto, com suas respectivas Tef f em Kelvin. Fonte: [1] McCausland et al. (1992); [2] Mooney et al. (2002); [3] A autora, 2015. 70 Figura 19 - Comparação entre os valores de eqw de Mooney et al. (2002) e neste trabalho. Legenda: Comparação entre os valores de eqw medidos na análise espectral realizada por Mooney et al. (2002) e no presente trabalho para a estrela LS IV -0401. É nı́tida a compatibilidade entre as medidas de ambos os trabalhos, com coeficiente de correlação aproximadamente 0.93. Fonte: A autora 2015 71 Tabela 13 - Comparação: parâmetros atmosféricos da estrela LS 3593 Fonte [1] [2] Tef f (K) 9300 ± 200 9500 log g 1.7 2.0 ξ(km/s) 5 4 Método MgI/MgII MgI/MgII Legenda: Parâmetros atmosféricos determinados para estrela LS 3593 publicados na literatura e por este projeto. Na primeira coluna, estão expostas as fontes das quais os resultados foram retirados e os respectivos anos de publicação. As segunda, terceira e quarta colunas apresentam os valores de temperatura efetiva e gravidade superficial e velocidade de microturbulência, respectivamente. Na última coluna estão relacionados os métodos utilizados em cada análise. O sı́mbolo - representa a ausência de dados. Fonte: [1] Venn et al. (1998), [2]A autora, 2015 publicados no trabalho de Mooney et al. (2002) são compatı́veis aos encontrados neste trabalho, à excessão dos valores obtidos para os elementos Ca e Si. Alguns outros fatores tem que ser levados em consideração, na tentativa de encontrar uma possı́vel explicação para a grande divergência entre os resultados de temperatura efetiva encontrados na análise deste projeto e os resultados publicados na literatura. • LS 3593 Apenas o trabalho de Venn et al. (1998) apresenta valores de abundâncias para a estrela LS 3593 na literatura. Na Tabela 13, estão apresentados os parâmetros atmosféricos publicados neste trabalho em conjunto com os resultados obtidos pela nossa análise. Ambas análises utilizaram o método de Equilı́brio de Ionização para as linhas de MgI/MgII do espectro estelar. Os resultados encontrados pela nossa análise para os parâmetros atmosféricos foram compatı́veis com os resultados publicados por Venn et al. (1998).32 , como mostra a Tabela 14. Tanto os valores dos parâmetros atmosféricos quanto de abundâncias encontrados apresentam boa concordância com os valores publicados na literatura. 32 Os valores apresentados na Tabela 14 foram calculados em base dos valores de abundância da fotosfera solar publicados por Grevesse et al. (2010), para melhor comparação com os resultados deste trabalho. Dessa maneira, diferem dos valores apresentados no trabalho original, cujos valores de [X/H]foram calculados a partir das abundâncias solares publicadas por Anders e Grevesse (1989). As abundâncias para o Fe e o N nesse trabalho foram calculadas por modelos Não-LTE. 72 Tabela 14 - Comparação dos resultados de abundâncias com a literatura. X NI OI Mg I Si II Fe II [1] 9300 K -0.63 -0.39 -1.50 -1.21 -2.00 [2] 9500 K -0.33 -0.43 -1.76 -1.01 -1.79 Legenda: Valores de Abundâncias (em relação à solar) publicados na literatura para estrela HD 105262 e valores encontrados por este projeto, com suas respectivas Tef f em Kelvin. Fonte: [1]Venn et al. (1998); [2]A autora, 2015. 73 CONCLUSÕES Neste trabalho, determinamos as abundâncias dos elementos He, C, N, O, Mg, Si, Ca, Ti, Cr, Fe, Ni, Sr, Zr e Ba para uma amostra de três estrelas Pós-AGB s. Através da análise dos resultados, algumas conclusões podem ser obtidas dos valores de abundâncias encontrados: Todas as três estrelas da amostra apresentam sinais de estágio avançado de evolução, com valores de gravidade superficial (log g) ≤ 2.5 e sobreabundância dos elementos C, N e O em respeito ao Fe. Apenas a estrela HD 105262 apresenta valores de abundância para os elementos do processo-s (Ba, Sr), e ainda assim, as abundâncias encontradas são derivadas de linhas de muito fracas e, portanto. com grande incerteza. Uma revisão das medidas de largura equivalente dessas linhas deve ser feita para melhor averiguação do perfil da abundância desse elemento na fotosfera deste objeto. No entanto,as abundâncias encontradas para o Carbono e elementos α da estrela HD 105262 sugerem – ainda que não sejam observados elementos do processo-s em seu espectro – que esse objeto sofreu os processos de Segunda e Terceira Dragagem durante sua evolução até a fase Pós-AGB ; embora o processo de Terceira Dragagem não tenha sido suficiente para torná-lo sobreabundante em Carbono (este objeto apresenta uma C/O ∼ 1). Esses indı́cios acerca dos processos de mistura sofridos por este objeto nos permitem sugerir uma estimativa (grosseira33 ) para sua massa estelar: se considerarmos os trabalhos de Pérez-Sánchez (2010), Lattanzio e Wood (2003), Lattanzio (2002) e Iben Jr. e Renzini (1983), podemos estimar o valor mı́nimo de 4 M⊙ para a massa inicial estelar, uma vez que esse é o valor mı́nimo sugerido nesses trabalhos para a ocorrência da Segunda Dragagem. Além desta análise relativa à Segunda Dragagem, a sugestão para a massa estelar (acima de 4M⊙ ) também é corroborada pela análise referente à Terceira Dragagem: apenas os objetos no intervalo de massa inicial de 1.2M⊙ ≤ M ≤ 4M⊙ sofrem o processo de forma efi- 33 Como esses eventos dependem também do ı́ndice [Fe/H], essa estimativa é feita a partir de ”modelos”que consideram objetos de baixa metalicidade; uma vez que as estrelas da amostra apresentaram subabundâncias em metais. Mas não foi feito um estudo mais incisivo acerca da massa desses objetos e, por isso, é apresentada apenas uma estimativa muito superficial. Não deve, portanto, ser tomada como uma proposta e sim como um exercı́cio de ilustração para complementar o cenário evolutivo traçado a partir das abundâncias fotosféricas. 74 ciente para o Carbono, tornando-se estrelas carbonadas (com C/O > 1)34 . Analisando-se os dois limites em conjunto, e levando-se em consideração a baixa metalicidade encontrada para esta estrela na análise de suas abundâncias quı́micas, podemos sugerir um limite inferior de 4M⊙ para a massa inicial deste objeto. Uma estimativa para o limite superior pode ser indicada pelas abundâncias dos elementos α encontradas, que mostram apenas uma ligeira sobreabundância desses elementos em relação ao Fe e, portanto, a Segunda Dragagem não deve ter ocorrido de forma eficiente o bastante para que suas abundâncias aumentassem de forma significativa na atmosfera estelar. Pérez-Sánchez (2010) e Wagenhuber e Groenewegen (1998) sugerem que o intervalo de massa cuja eficiência da Segunda Dragagem é máxima ocorre em estrelas com M > 5M⊙ . Dessa maneira, levando-se em consideração os limites sugeridos nos trabalhos citados, poderı́amos sugerir que esta estrela encontra-se no intervalo de massa inicial de 4M⊙ < M < 5M⊙ . Obviamente, esta é apenas uma indicação, e uma análise mais consistente deve ser realizada para atribuição de um valor para um intervalo de massa dessa fonte. Outro ponto em destaque acerca dos resultados obtidos para a estrela HD 105262 é a discrepância encontrada entre os valores para as abundâncias de O entre os tripletos 6156 Åe 7771 Å. Isso porque, se analisarmos com mais detalhes a Figura 14, percebemos que se utilizássemos o valor de abundância encontrado para o tripleto 6156 Å, o perfil de abundâncias das estrelas com abundâncias depletadas não se reproduziria bem para este objeto, pois a [O/H] desta estrela teria valor negativo. De fato, esse foi o valor escolhido pela maioria dos trabalhos publicados na literatura para esta estrela ([O/H]∼0.5); e nesses trabalhos não houve citação direta à depleção dos elementos refartários na atmosfera desta estrela, salvo o trabalho de Reddy, Parthasarathy e Sivarani (1996) que argumenta que as abundâncias metálicas tem o perfil de depleção, embora a razão C/O encontrada (C/O = 1.2) seja relativa à estrelas carbonadas. Dessa forma, nesse trabalho, a ocorrência de depleção dos elementos refratários foi posta como uma indicação, apenas. No entanto, no trabalho de Giridhar et al. (2010), em que também fora adotado a abundância do O derivada do tripleto 7771 Å, a depleção foi utilizada como principal 34 Embora a Terceira Dragagem seja necessária para a formação de estrelas carbonadas, este processo não é uma condição exclusiva e suficiente para que a razão superficial de C/O seja invertida. Para estrelas de massas intermediárias, o surgimento de processos de nucleossı́ntese na base do envelope convectivo durante a fase interpulsos podem adiar, ou inclusive impedir, o aumento da abundância superficial de C. A ativação de processos de nucleossı́ntese, como o ciclo CNO, na base do envelope convectivo é conhecido na literatura como Queima no envelope convectivo ou, Hot Bottom Burning (HBB ). A massa mı́nima para ativar o HBB depende da composição inicial da estrela. Para estrelas com metalicidade solar, a massa mı́nima para a ocorrência do processo é em torno de 5M⊙ , enquanto que para estrelas com baixa metalicidade – como as estrelas estudadas neste trabalho – o HBB pode ocorrer em estrelas com massa a partir de 2M⊙ (Pérez-Sánchez, 2010). Portanto, para uma estrela tornar-se carbonada, não apenas a Terceira Dragagem deve ocorrer de forma eficiente para o transporte do Carbono, como também o HBB não deve ocorrer na estrela. 75 argumento para o comportamento das abundâncias metálicas desta estrela; ainda que alguns valores não tenham se encaixado no perfil das estrelas com abundâncias depletadas (devido, provavelmente, à Tef f adotada, de 8000K). Posteriormente, incluse, essa análise serviu de parâmetro para o trabalho de Rao, Giridhar e Lambert (2012), que aborda os perfis de abundâncias de Pós-AGB s que apresentam abundâncias depletadas. De modo geral, as causas e mecanismos da depleção de elementos refratários ainda permanecem desconhecidos e, salvo as poucas caracterı́sticas observacionais já comentadas, pouco se sabe dos processos fı́sicos por trás desse fenômeno. Dessa maneira, a análise das abundâncias da fotosfera das estrelas em que se acredita sofrerem depleção é um processo bastante delicado, baseada em um fenômeno ainda muito pouco entendido e que só poderá ser elucidado com o aumento de objetos estudados e com a comparação qualitativa dos resultados já encontrados para as estrelas classificadas com o perfil de depleção. Infelizmente, poucas análises de abundâncias de objetos que apresentam esse fenômeno estão à disposição para uma comparação estatı́stica (como, por exemplo, a estrela BD +39 4926, utilizada para comparação neste trabalho justamente por ter sido amplamente analisada e discutida na literatura) e, portanto, a classificação de novos objetos em estrelas depletadas é repleta de incertezas. Uma análise mais incisiva acerca desse comportamento poderia ser realizada através da abundância do enxofre e do zinco, que refletiriam a metalicidade estelar. A presença de um envoltório circunstelar e a sobreabundância desses dois elementos em relação ao Fe fortalece a ideia de que esses elementos estariam retidos nos grãos de poeira do envoltório circunstelar e a análise de suas abundâncias são necessárias para um conclusão mais definitiva deste comportamento. Infelizmente, esses elementos não foram analisados neste trabalho. A maioria das estrelas Pós-AGB s de alta latitude galática (incluindo a BD +39 4926) possuem velocidades radiais variáveis, o que não ocorre com a HD 105262. A Tabela 3 mostra que os valores de Vrad calculados para esta estrela não mostraram qualquer evidência de variabilidade em quase sete décadas de observação. Neste trabalho, no entanto, não foi analisada a curva de luz dessa estrela e portanto, tudo que podemos afirmar é que este objeto não apresenta sinais de binariedade em seu espectro. Uma análise da curva de luz dessa estrela é necessária para excluirmos (ou não) a possibilidade dela ser uma binária. O mesmo tipo de suposição acerca da massa estelar pode também ser feita para a estrela LS IV -0401: esse objeto é uma estrela Pós-AGB, muito pobre em metais e rica em Nitrogênio; com considerável enriquecimento de C, N e O em relação ao Ferro. A notável sobreabundância de N sugere que os processos de Segunda e Terceira Dragagens foram eficientes para esse elemento. Para ambos efeitos, os trabalhos publicados sugerem que o intervalo de Massa estelar deve ser superior a 5M⊙ . Os trabalhos de Frost et al. (1998), Wagenhuber e Groenewegen (1998), Pérez-Sánchez (2010) e Garcı́a-Hernández et al. (2013) abordam que a razão C/O diminui drasticamente para estrelas com M ∼ 5 76 M⊙ com metalicidades iniciais baixas. No inı́cio da fase TP-AGB, a terceira dragagem começa a aumentar a quantidade de C na atmosfera, mas quando ativado o HBB, o C é depletado em função do N; o que causaria a diminuição acentuada da C/O e o consequente aumento na abundância de N na fotosfera estelar (o trabalho de Frost et al. (1998), trata especifiamente desse comportamento, modelando uma amostra de estrelas em diversas faixas de metalicidade e massa). Em conseguinte, a abundância de N cresce fortemente através do HBB à custa de C em estrelas de massa intermediária (Masseron et al., 2010). Portanto, estrelas de massas intermediárias, cujo meio de formação fosse escasso em metais (como o halo galático, por exemplo), poderiam formar gigantes ricas em N devido à ação do HBB. Grande parte das estrelas CEMP já catalogadas (mais de 80% (Pols et al., 2012)!) são estrelas de massa intermediária, no intervalo entre 5 M⊙ < M < 8M⊙ . Por este motivo, estrelas CEMP que não apresentam enriquecimento em suas abundâncias dos elementos do processo-s costumam apresentar enriquecimento significativo na abundância de N, uma vez que para estrelas nesse intervalo de massa, as Segunda e Terceira dragagem são eficientes no transpote desse elemento às camadas mais externas da estrela. Trabalhos como os de Garcı́a-Hernández et al. (2013), Pols et al. (2012), Meynet et al. (2010a), Meynet et al. (2010c), Meynet et al. (2010b), Masseron et al. (2010), Matteucci (2012) por exemplo, falam diretamente dos possı́veis efeitos do HBB nas abundâncias fotosféricas de estrelas CEMP ricas em N; que – atualmente – é o principal argumento na tentativa de elucidar como se originam essa classe de estrelas. Dessa maneira, levando-se em consideração as abundâncias encontradas para a estrela LS IV -0401, que sugerem uma eficiência para o N nos eventos de Segunda e Terceira Dragagem, além da ausência de elementos produzidos pelo processo-s e da sobreabundância de C em relação ao Fe; sugere-se que este objeto encontra-se dentro do intervalo de massa 5 M⊙ < M < 8M⊙ ; o que também é caracterı́stico de estrelas CEMP ricas em N. Contudo, a indicação de que este objeto pertença à classe das estrelas CEMP é resultado único deste trabalho e portanto – somado aos diferentes resultados encontrados para os parâmetros atmosféricos desta estrela, ao fato do valor de Tef f utilizado na determinação das abundâncias quı́micas (8000 K) ter sido sistematicamente mais frio do que os resultados publicados na literatura para este objeto e, também, ao fato de que o estudo de estrelas CEMP ser ainda um campo novo dentro da Astrofı́sica estelar e, portanto, ainda muito pouco estudado – necessita ser tratada com algum cuidado. Um resultado mais afirmativo poderia ser concluı́do ao analisarmos também as abundâncias derivadas dos parâmetros atmosféricos encontrados pela análise fotométrica (incluindo as duas calibrações) e pelo ajuste da linha de Hγ além da análise já realizada para os resultados encontrados pelo equilı́brio de ionização do Fe. Uma análise conjunta nos permitiria discriminar de forma mais decisiva os melhores parâmetros a serem adotados. 77 Diferentemente das estrelas LS IV -0401 e HD 105262, a análise da estrela LS 3593 não nos permite sugerir um intervalo de massa ou nenhum traço evolutivo mais especı́fico além do estágio avançado de evolução e o fato desta estrela ser pobre em metais. Poderı́amos estimar uma massa estelar M< 5M⊙ , pois a Segunda dragagem, obviamente, não foi eficiente para as abundâncias dos elementos α e para o N; que apresenta uma sobreabundância em relação ao ferro apenas ligeiramente maior do que o O. A abundância do Carbono não pode ser calculada e, portanto, uma análise mais criteriosa dos processos evolutivos pelos quais esse objeto passou não pode ser feita. A única indicação possı́vel é a sugestão de que esse objeto evoluiu para a fase Pós-AGB sem ter sofrido o processo de Terceira Dragagem, devido à total ausência de elementos s e à fraca intensidade das pouquı́ssimas linhas de C em seu espectro (que não produziram resultados de abundâncias convergentes). Apesar das incertezas, os resultados encontrados neste trabalho configuraram um interessante cenário para o estudo de abundâncias quı́micas, no sentido de oferecerem discussões sobre análises diferentes: as três estrelas da amostra apresentam abundâncias peculiares, que levam a cenários distintos de desenvolvimento evolutivo, apesar de serem todas estrelas Pós-AGB s. Este é apenas um pequeno exemplo da diversidade quı́mica encontrada em estrelas nessa fase, resultado de combinações diversas dos processos sofridos por elas em sua evolução. O potencial da análise da composição quı́mica de estrelas PósAGB s para construção de modelos de evolução AGB −→ PN s já foi demonstrado (trabalhos como o de Stasińska et al. (2006), por exemplo, tratam exatamente desta temática) mas o número reduzido de objetos identificados até hoje como estrelas Pós-AGB s limita o aprimoramento desses modelos. O aumento de fontes identificadas permitiria traçar modelos de evolução de estrelas evoluı́das com mais detalhes, elucidando vários aspectos ainda obscuros na evolução de estrelas de massas baixas e intermediárias no final de sua evolução. Os resultados deste trabalho descrevem as estrelas estudadas como estrelas de baixa metalicidade em estágio avançado de evolução. Pelo menos duas das estrelas da amostra (HD 105262 e LS IV -0401) aparentam pertencer ao intervalo de estrelas de massa intermediária; enquanto que a terceira possui tão poucas linhas em seu espectro (e de fraca intensidade) que sua análise não nos permite ir muito além dos valores atribuı́dos às suas abundâncias fotosféricas. E, mesmo dentre o intervalo de estrelas de massa intermediária, as distinções quanto aos processos fı́sicos sofridos pelos objetos tornam suas análise completamente diferentes: Enquanto uma das estrelas mostra sinais de depleção de elementos refratários, a outra aparenta pertencer à um grupo cuja origem na teoria de evolução estelar ainda permanece mal estudada; com abundâncias bem diferentes entre si. O fato de encontrarmos uma Tef f cerca de 3000 K mais baixa do que o esperado pela classificação espectral publicada para a estrela LS IV -0401 (com base na fotometria ubvβ) já chama a atenção para a classificação espectral desse objeto e os métodos de determinação dos 78 parâmetros atmosféricos utilizados nesta classificação. As perspectivas futuras deste projeto incluem a determinação da abundância do zinco para a estrela HD 105262, de forma a analisarmos diretamente a metalicidade estelar e averiguarmos o perfil de depleção que ela apresenta; e da análise das abundâncias derivadas dos parâmetros pelos demais métodos (análise fotométrica e ajuste da linha de γ) realizados para estrela LS IV-0401, para analisarmos mais claramente o perfil de abundâncias dessa estrela, de forma a confirmar (ou não) a classificação desta estrela como um objeto CEMP. Uma perspectiva interessante, também, seria a modelagem da atmosfera de outras estrelas Pós-AGB s de baixa metalicidade ou ainda, de candidatas à estrelas Pós-AGB s do halo galático, na tentativa de discriminar os processos evolutivos pelos quais passaram e comparar suas análises com as estrelas estudadas neste trabalho. Para isso, deve ser feita uma busca na literatura por essas estrelas, considerando diferentes regimes de massa e metalicidade, assim como diferentes faixas de temperatura efetiva. 79 REFERÊNCIAS Abt, H. A. HD 105262, A Newly-Discovered HR 4049 Star with a Large Proper Motion. PASP, v. 108, p. 844, out. 1996. ALBIZKIJ, WA. Publ. Crimean AstroPhys. Obs., 1947. Aller, L. H.; Goldberg, L. Atoms, stars, and nebulae. [S.l.: s.n.], 1971. Anders, E.; Grevesse, N. Abundances of the elements - Meteoritic and solar. GeCoA, v. 53, p. 197–214, jan. 1989. Aoki, W. et al. Carbon-enhanced Metal-poor Stars. I. Chemical Compositions of 26 Stars. ApJ, v. 655, p. 492–521, jan. 2007. 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