( PDF ) Aglomerados globulares ricos em metais: traçadores da evolução química da galáxia

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Universidade de S˜ao Paulo

Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciˆencias Atmosf´ericas

Departamento de Astronomia

Aglomerados Globulares Ricos em Metais:

Tra¸cadores da Evolu¸c˜ao Qu´ımica da Gal´axia

Alan Alves Brito

Supervisora: Professora Doutora Beatriz Barbuy

Tese de Doutorado submetida ao Instituto de Astronomia,

Geof´ısica e Ciˆencias Atmosf´ericas da Universidade de S˜ao

Paulo, como requisito parcial `a obten¸c˜ao do t´ıtulo de Doutor

em Ciˆencias. Sub-´area de concentra¸c˜ao: Astrof´ısica Estelar.

S˜ao Paulo, 7 de Abril de 2008

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Ficha catalogr´aﬁca elaborada pelo Servi¸co de Biblioteca e Documenta¸c˜ao do IAG-USP

Alves-Brito, Alan

Aglomerados globulares ricos em metais: tra¸cadores da evolu¸c˜ao qu´ımica da

Gal´axia/Alan Alves-Brito. – S˜ao Paulo: [s.n.], 2008.

226f.

Tese (doutorado) - Universidade de S˜ao Paulo, Instituto de Astronomia, Geof´ısica

e Ciˆencias Atmosf´ericas

Orientador: Beatriz Leonor Silveira Barbuy

1. Abundˆancia estelar 2. Atmosferas estelares 3. Evolu¸c˜ao estelar 4. Gal´axias 5.

S´ıntese espectral I. T´ıtulo

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Dedico esta Tese de Doutorado a Painho e a Mainha,

retirantes nordestinos em S~ao Paulo em 1982 e

meus dois maiores exemplos de disciplina,

trabalho, determina¸c~ao e sucesso na vida.

Agradecimentos

Ao concluir uma etapa importante da minha carreira cient´ıﬁca, eu gostaria de agradecer

a muitas pessoas e institui¸c˜oes que me ajudaram a implementar este importante Projeto

de Vida. Certamente n˜ao foi f´acil chegar at´e aqui, mas como j´a dizia o ﬁl´osofo e escritor

Albert Camus, na profundeza do inverno, ﬁnalmente aprendi que dentro de mim repousava

um ver˜ao invenc´ıvel.

A Professora Dra. Beatriz Barbuy, pela orienta¸c˜ao deste trabalho, pelas palavras de

incentivo e pelas v´arias cr´ıticas ao longo destes anos. Muito obrigado por todos os de-

saﬁos propostos, pelas oportunidades e situa¸c˜oes ´ımpares que foram cruciais para o meu

amadurecimento na vida cient´ıﬁca. Foram anos de muito aprendizado.

A Dra. Dinah Moreira Allen, pela paciˆencia, pelo suporte, pelos ouvidos atentos, pelo

respeito. Eu nunca terei como agradecˆe-la pela dedica¸c˜ao e amizade. Vocˆe foi fundamental

para que eu conseguisse chegar at´e aqui. Muito obrigado, Dinah!

Eu gostaria de especialmente agradecer ao Dr. Jorge Mel´endez pela ajuda incondicional

durante todo o meu programa de p´os-gradua¸c˜ao [mestrado e doutorado] e pelo suporte du-

rante meu Doutorado Sandu´ıche na Australian National University. Dr. Jorge Mel´endez

´e um exemplo a ser seguido e uma das minhas mais claras referˆencias cient´ıﬁcas.

I would like to express my sincere gratitude to Dr. Manuela Zoccali, Professor Dante Min-

niti and Professor Martin Asplund for their personableness, support, advice and guidance.

I would like to thank them for the valuable assistance they provided to me and their strong

moral support that assisted my achievements with this work.

Mis mas sinceros agradecimientos a todas las personas del Departamento de Astronom´ıa

y Astrof´ısica de la Pontiﬁcia Universidad Cat´olica de Chile por la acogida que me dieron

en las dos oportunidades que estube all´a. Muchas gracias!

I am also grateful to all the people from the Research School of Astronomy and Astro-

physics [RSAA] at the Australian National University [ANU, Australia] and from the

Department of Astronomy at the University of Virginia [USA] for making me feel very

welcome when I was undertaking a period of doctoral studies there.

Meus agradecimentos aos colegas do Grupo de Popula¸c˜oes Estelares do IAG/USP, aos

que ainda aqui est˜ao e os que j´a se foram: M.Sc. Rodolfo Smiljanic, Dra. Paula Coelho,

Dr. Bruno Castilho e Dr. Ricardo Schiavon.

Aos Professores do IAG com os quais convivi ao longo de todos estes anos e tanto aprendi.

Em especial aos meus professores em cursos de P´os-Gradua¸c˜ao: Amˆancio Fria¸ca, Antˆonio

M´ario Magalh˜aes, Gast˜ao Lima Neto, Ronaldo Eust´aquio, Walter Maciel e Zulema Abra-

ham. Meus cumprimentos especiais `as professoras Cla´udia Mendes [pela ajuda e suporte

em todos os momentos], Silvia Rossi [valeu por tudo!] e Tha´ıs Idiart [minha relatora

durante o mestrado].

A Painho [Daniel da Silva Brito], Mainha [Janice Alves Brito] e aos meus irm˜aos [Adriano,

Aline e Alison] pelo amor e amizade e por compreenderem a minha ausˆencia. Eu os amo

muito.

I would like to specially thank Mr. Michael Mowat for his company and friendship while

I was studing at the RSAA/ANU in Australia [Oz]. Canberra will forever be in my mind

and in my heart now. Thank you very much, Michael [BAA], for being with me during

all great and unforgettable moments in Oz. [LCBFF]. :)

Aos meus amigos de l´a, da minha Bahia: Luciana de Matos [minha irm˜a, minha grande

amiga, minha colega de proﬁss˜ao; sonhamos juntos], Iraildes Sales [amiga, corajosa, de-

terminada, inteligente — uma pequena grande not´avel], Dissinho, Leide, Marcio Santana

e Marcelo Santana. A Ozana Barreto, Paula R´ubia, Gal e Bel, quatro mulheres ex-

traordin´arias!

Aos meus amigos de c´a, da cidade que me fez olhar a vida por um outro prisma: Claudio

Melioli [meu grande amigo, desde o primeiro instante. Como esquecˆe-lo?] e Rhowena Jane

[eu quero uma casa no campus]. A Manuelle [Manu] e Eduardo [Edu] minhas lembran¸cas

di´arias da Bahia.

Aos Drs. Denise Gon¸calves, Isaura Fuentes e Ign´acio de la Rosa por momentos agrad´aveis

em Sampa e por v´arias discuss˜oes cient´ıﬁcas, seja atrav´es de propostas de observa¸c˜ao em

astrof´ısica, seja no Folhetim.

Aos meus colegas de Departamento: a Tatiana Lagan´a [unidos para destruir o exame

de qualiﬁca¸c˜ao ”com farinha”] e a S´ergio Scarano e Pˆamela Piovezan pelas discuss˜oes

cient´ıﬁcas em torno dos dados GMOS@GEMINI.

A Professora Dra. Vera Aparecida Fernandes Martin, minha orientadora de IC por 3 anos

atrav´es do Programa PIBIC/CNPq. Muito obrigado por iniciar-me no mundo da ciˆencia

proﬁssional.

Aos Drs. Paulo Poppe, Selma Rozane e Roc´ıo Melgarejo. Vocˆes foram fundamentais em

momentos importantes da minha trajet´oria acadˆemica. Muito obrigado!

A Marco, Ulysses, Patr´ıcia e Luiz pelas v´arias ajudas e suporte nos momentos de pˆanico

com este admir´avel mundo novo da informa¸c˜ao.

Ao pessoal da secretaria do Departamento de Astronomia, da secretaria de P´os-Gradua¸c˜ao

e da gr´aﬁca do IAG/USP: Marina, Concei¸c˜ao, Rose, Andr´e, Marcel, L´elis e Lucimara.

Ao povo Brasileiro e ao povo do Mundo afora que atrav´es da Funda¸c˜ao de Amparo `a

Pesquisa do Estado de S˜ao Paulo [FAPESP], da Coordena¸c˜ao de Aperfei¸coamento de

Pessoal de N´ıvel Superior [CAPES], do Conselho Nacional de Pesquisa e Desenvolvi-

mento Cient´ıﬁco e Tecnol´ogico [CNPq] e pelo Latin-American European Network for

Astrophysics [Alfa/LENAC] ﬁnanciaram os meus estudos em n´ıvel de gradua¸c˜ao e p´os-

gradua¸c˜ao ao longo destes anos.

Muito obrigado aos cientistas e cidad˜aos comuns da Bahia [Feira de Santana], de S˜ao Paulo

e do mundo que n˜ao est˜ao listados acima, mas que individualmente sabem o quanto con-

tribuiram para a minha forma¸c˜ao, n˜ao apenas como cientista mas tamb´em como cidad˜ao

brasileiro e do mundo.

A Deus, t˜ao presente em minha vida, com o melhor de mim e com o que h´a de melhor no

outro.

—————————–

O presente trabalho de pesquisa fez uso das seguintes fontes, softwares e/ou banco de

dados em Astrof´ısica:

• NASA’s Astrophysical Data System Bibliographic Services (ADS)

• Very Large Telescope

• Gemini North Observatory

• 2MASS - Two Micron All Sky Survey

• IRAF, DAOSPEC, Skycat, DAOImage DS9, Supermongo, Latex 2

”O senhor escute meu cora¸c~ao, pegue no meu pulso.

O senhor avista meus cabelos brancos...

Viver - n~ao ´e? - ´e muito perigoso.

Porque ainda n~ao se sabe. Porque aprender-a-viver ´e que ´e o viver, mesmo.

O sert˜ao me produz, depois me engoliu, depois me cuspiu do quente da boca...

O senhor cr^e minha narra¸c~ao?”

Jos´e Guimar~aes Rosa (1908-1967) em Grande Sert˜ao: Veredas.

Sum´ario

Lista de Siglas e Abreviaturas xv

Grandezas F´ısicas Usadas xviii

Resumo xxi

Abstract xxiii

1 Introdu¸c˜ao Geral 1

1.1 O sistema de aglomerados globulares da Gal´axia . . . . . . . . . . . . . . . 4

1.1.1 Sobre a origem dos aglomerados globulares . . . . . . . . . . . . . . 6

1.1.2 Abundˆancias qu´ımicas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

1.1.3 Aglomerados globulares ricos em metais da Gal´axia: halo interno,

bojo ou disco espesso? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

1.2 Escopo da tese . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9

2 Observa¸c˜oes e redu¸c˜ao de dados 12

2.1 NGC 6553: amostra UVES@VLT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

2.1.1 Fotometria e identiﬁca¸c˜ao das estrelas . . . . . . . . . . . . . . . . 12

2.1.2 Espectroscopia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

2.2 NGC 6553 : amostra FLAMES@VLT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

2.2.1 Espectroscopia e fotometria . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

2.2.2 Delimita¸c˜ao da amostra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

2.3 M71 GMOS@GEMINI . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

2.3.1 Fotometria e identiﬁca¸c˜ao das estrelas . . . . . . . . . . . . . . . . 21

2.3.2 Espectroscopia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22

2.3.3 Redu¸c˜ao de dados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30

3 NGC 6553: aglomerado globular tra¸cador do bojo da Gal´axia 40

3.1 Introdu¸c˜ao — o bojo Gal´actico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40

3.2 Parˆametros estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44

3.2.1 Velocidades radiais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44

3.2.2 Larguras equivalentes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46

3.3 Parˆametros atmosf´ericos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51

3.3.1 Velocidade de microturbulˆencia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52

3.3.2 Temperaturas efetivas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53

3.3.3 As gravidades superﬁciais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58

3.3.4 Metalicidade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60

3.3.5 Incertezas na metalicidade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62

3.3.6 ETL versus n˜ao-ETL para a amostra . . . . . . . . . . . . . . . . . 63

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e interpreta¸c˜ao 63

3.4.1 S´ıntese espectral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63

3.4.2 Lista de linhas e abundˆancia solar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64

3.4.3 Metalicidade: [Fe/H] . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68

3.4.4 Elementos α: [O/Fe], [Mg/Fe], [Si/Fe], [Ca/Fe], [Ti/Fe] . . . . . . . 74

3.4.5 Elementos Z-´ımpar: [Na/Fe], [Al/Fe] . . . . . . . . . . . . . . . . . 83

3.4.6 Elementos do pico do ferro: [Mn/Fe], [Cu/Fe], [Zn/Fe] . . . . . . . 85

3.4.7 Elementos pesados: [Zr/Fe], [Ba/Fe], [La/Fe], [Eu/Fe] . . . . . . . . 92

3.4.8 Incertezas nas abundˆancias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94

3.5 Hist´orico de enriquecimento qu´ımico em NGC 6553 e aglomerados globu-

lares ricos em metais da Gal´axia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 96

4 Espectro combinado de alta raz˜ao sinal-ru´ıdo de NGC 6553 104

4.1 Introdu¸c˜ao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104

4.2 Velocidades radiais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106

4.3 Espectro combinado . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108

4.3.1 C´alculo das W

e normaliza¸c˜ao do cont´ınuo . . . . . . . . . . . . . 111

4.3.2 A raz˜ao sinal-ru´ıdo dos espectros . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115

4.4 Parˆametros atmosf´ericos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117

4.5 S´ıntese espectral e resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119

4.5.1 Elementos α . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119

4.5.2 Elementos de Z-´ımpar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121

4.5.3 Elementos pesados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124

4.6 Incertezas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124

4.7 Interpreta¸c˜ao dos resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125

5 Anomalias qu´ımicas em M71 131

5.1 Introdu¸c˜ao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131

5.2 An´alise . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135

5.2.1 Velocidades radiais observadas e heliocˆentricas . . . . . . . . . . . . 135

5.2.2 Temperaturas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 137

5.2.3 Gravidades superﬁciais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 139

5.2.4

Indices espectrais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 143

5.3 Resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 146

5.3.1 CN e CH . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 146

5.3.2

Indices de ferro . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 151

5.3.3 Ca4227 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 152

5.3.4 H

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 154

5.3.5 NaD e Al3953 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 157

iii

5.3.6 Fitting functions ou fun¸c˜oes de ajuste . . . . . . . . . . . . . . . . . 157

5.3.7 S´ıntese espectral de CN e CH . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 160

5.4 Discuss˜oes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 161

6 Conclus˜oes e perspectivas 166

6.1 Sinopse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 166

6.2 Perspectivas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 169

A S´ıntese espectral 171

A.1 Linhas atˆomicas e moleculares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 171

A.2 Modelos de atmosferas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 171

A.3 Opacidades . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 173

A.4 Constante de alargamento colisional . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 174

A.5 Estrutura hiperﬁna . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 175

Indices espectrais medidos 176

Referˆencias 183

Lista de Figuras

2.1 Proje¸c˜ao de Aittof em coordenadas gal´acticas (l,b) dos 150 aglomerados

globulares da Gal´axia catalogados em Harris (1996). C´ırculos cheios: aglo-

merados globulares pobres em metais com [Fe/H] < -1.00. C´ırculos abertos:

aglomerados globulares ricos em metais com [Fe/H] ≥ -1.00. Os aglomera-

dos globulares ricos em metais NGC 6553 [l = +5

◦

.25; b = −3

◦

.03], NGC

6838 (M71)[l = 56

◦

.74; b = −4

◦

.56], NGC 6528 [l = +1

◦

.14; b = −4

◦

.17] e

47 Tucanae [l = 305

◦

.90; b = −44

◦

.89] est˜ao identiﬁcados na ﬁgura. . . . . 13

2.2 Superior: Identiﬁca¸c˜ao das estrelas observadas no campo WFI de NGC

6553 UVES@VLT. Inferior: Mapa de identiﬁca¸c˜ao das observa¸c˜oes com a

grade de coordenadas equatoriais. Os eixos Norte, Sul, Leste e Oeste de

orienta¸c˜ao do campo s˜ao mostrados nas imagens. . . . . . . . . . . . . . . 14

2.3 Superior: espectros das estrelas de NGC 6553 UVES@VLT analisadas com

as suas respectivas velocidades radiais heliocˆentricas deteminadas. Infe-

rior: diagrama cor-magnitude (V:V − I) de NGC 6553 com fotometria de

Ortolani et al. (1995), mostrando os est´agios evolutivos das estrelas em

estudo (triˆangulos azuis). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

2.4 (a) Diagrama [Fe/H]-v

para o n´umero total de estrelas (N ∼ 200, c´ırculos

abertos) e para as estrelas selecionadas da amostra (N = 22, c´ırculos fecha-

dos) com −0.25 ≤ [Fe/H]≤ −0.05 e −15 ≤ v

≤ +15 kms

−1

. Os pain´eis

(b) e (c) apresentam, respectivamente, as distribui¸c˜oes de [Fe/H] e v

para

o total de estrelas. (d) Mesmo que painel (a), numa escala ampliada. . . . 19

2.5 Mapas de identiﬁca¸c˜ao para a amostra M71 mostrando a parte superior

do campo original de 5’ x 5’ de arco. Os eixos vetoriais Norte e Leste em

cada mapa de identiﬁca¸c˜ao est˜ao, respectivamente, `a direita e no sentido

para cima nas ﬁguras. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

2.6 Mapas de identiﬁca¸c˜ao para a amostra M71 mostrando a parte inferior do

campo original de 5’ x 5’. Os eixos vetoriais Norte e Leste em cada mapa

de identiﬁca¸c˜ao est˜ao, respectivamente, `a direita e no sentido para cima

nas ﬁguras. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24

2.7 Diagrama cor-magnitude (V,B-V)

de M71. (a): pontos pequenos: fotome-

tria de Cudworth (1985) e atualiza¸c˜ao; pontos grandes: estrelas do pro-

grama; quadrados abertos: estrelas do programa identiﬁcadas em Geﬀert &

Maintz (2000). (b): apenas as estrelas com probabilidade P de pertinˆencia

≥ 80%. Os s´ımbolos s˜ao como dados acima. Os parˆametros da is´ocrona

Yonsei-Yale ajustada aos dados est˜ao indicados na ﬁgura. . . . . . . . . . . 25

2.8 Imagem de calibra¸c˜ao de bias nos trˆes diferentes CCDs adotada para cor-

rigir as imagens cient´ıﬁcas (superior) e a estrela padr˜ao (inferior). . . . . . 32

2.9 (a): ﬂat-ﬁeld normalizado e (b): ﬂat-ﬁeld combinado, na M´ascara 2 do

programa observacional. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33

2.10 Imagem cient´ıﬁca de M71 na m´ascara 2. Pode-se notar as separa¸c˜oes ou

gaps entre os trˆes CCDs (linhas escuras verticais na imagem). Mais detalhes

s˜ao explicados no corpo do texto. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34

2.11 Exemplo de uma imagem de lˆampada usada para calibrar os espectros em

comprimento de onda. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

2.12 Exemplo de uma imagem subtra´ıda de c´eu para uma das m´ascaras de

M71. Nota-se que h´a ainda alguns res´ıduos de c´eu, sobretudo as linhas

mais intensas. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36

2.13 Fun¸c˜ao de sensibilidade obtida para a estrela EG 131 aplicada a todos os

espectros de M71. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38

2.14 Exemplo de espectros calibrados em ﬂuxo. Superior: espectro da estrela

padr˜ao EG 131. Inferior: espectro da estrela 484 (1-55, V = 14.26) obser-

vada com a m´ascara 2. Nota-se alguns ´ındices espectrais de interesse e os

gaps devido `a separa¸c˜ao dos 3 CCDS. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39

3.1 NGC 6553 267092 (a) Espectro observado. (b) Polinˆomio de Legendre

usado na normaliza¸c˜ao do continuum. (c) Espectro dos res´ıduos. (d) Uma

pequena regi˜ao espectral (5852 ≤λ ≤ 5864

A) do espectro observado com

algumas linhas em absor¸c˜ao identiﬁcadas. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45

3.2 Demonstra¸c˜ao da obten¸c˜ao da temperatura efetiva, gravidade superﬁcial,

velocidade de microturbulˆencia e metalicidade para a estrela NGC6553

II-64 com dados obtidos por fotometria (esquerda) e por espectroscopia

(direita). Na ﬁgura, a constante a refere-se ao coeﬁciente angular do ajuste

linear aos dados. Alto: FeI vs. χ. Meio: FeI vs. W

. Baixo: Fe I (c´ırculos)

e Fe II (quadrados) vs. W

. As linhas tracejadas correspondem aos valores

m´edios encontrados usando somente as medidas dentro de 1σ do valor m´edio. 61

3.3 Ajustes de HFS para linhas de Mn no Sol e em Arcturus: espectro obser-

vado (linha s´olida); espectro sint´etico (linha pontilhada); espectro sint´etico

usando o loggf total de VALD para a linha 6016

A (linha tracejada). . . . . 65

3.4 Diferentes valores de metalicidade encontrados na literatura para NGC

6553 atrav´es dos anos. Os quadrados abertos s˜ao para os trabalhos real-

izados utilizando fotometria, enquanto que os quadrados fechados s˜ao para

aqueles baseados em espectroscopia. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71

3.5 Espectro da estrela gigante II-85: compara¸c˜ao entre o espectro estudado

em Barbuy et al. (1999b), obtido com telesc´opio de 3.6m e espectr´ografo

CASPEC de R ∼ 20000 (a) e o do presente estudo obtido com o VLT de

8.2m e espectr´ografo UVES de R∼55000. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73

3.6 Diagrama de diagn´ostico qu´ımico: varia¸c˜ao da abundˆancia dos elementos-α

com a metalicidade com base na ﬁgura 1 de McWilliam (1997). . . . . . . . 75

3.7 Painel superior: S´ıntese espectral do tripleto de magn´esio em 6318.7

6319.2

A, 6319.4

A na estrela II-85, calculada com [Mg/Fe] = +0.27 (linha

pontilhada, melhor ajuste), [Mg/Fe] = +0.37 (linha curta tracejada) e

[Mg/Fe] = +0.17 (linha longa tracejada). Painel inferior: S´ıntese espec-

tral da linha de sil´ıcio 5948.548

A na estrela II-85 calculada com [Si/Fe]

= +0.20 (linha pontilhada, melhor ajuste), [Si/Fe] = +0.30 (linha curta

tracejada) e [Si/Fe] = +0.10 (linha longa tracejada). . . . . . . . . . . . . . 78

3.8 Raz˜oes [Ca/Fe] em aglomerados globulares do bojo (c´ırculos fechados)

comparadas com estrelas de campo do bojo (c´ırculos abertos) e estre-

las de campo do disco espesso (quadrados). Na nota¸c˜ao espec´ıﬁca para

NGC6528, NGC6528:G1 corresponde a an´alise feita por Zoccali et al. (2004)

e NGC6528:G2 em Origlia et al. (2005a). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79

vii

3.9 Padr˜ao de abundˆancia dos elementos α em NGC 6553: (i) m´edia para

4 estrelas deste trabalho e adotando oxigˆenio de Mel´endez et al. (2003)

(estrelas) e (ii) abundˆancias m´edias com base em 4 estrelas de Cohen et al.

(1999) (quadrados). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80

3.10 Padr˜ao [α/Fe] de abundˆancias nas quatro estrelas de NGC 6553 (c´ırculos

fechados) comparado com as estrelas de campo do bojo (c´ırculos abertos)

de Lecureur et al. (2007) e em estrelas de campo do disco espesso (cruzes)

de Reddy et al. (2006). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82

3.11 Painel superior: Raz˜ao [O/Fe] para gigantes do bojo (triˆangulos em ver-

melho), do disco espesso (c´ırculos cheios em azul), do disco ﬁno (c´ırculos

abertos em verde) e do halo (estrelas). Painel inferior: Raz˜ao [(C+N)/Fe]

de abundˆancia para gigantes do bojo (triˆangulos em vermelho), do disco

espesso (c´ırculos cheios em azul), do disco ﬁno (c´ırculos abertos em verde)

e do halo (estrelas). Barras t´ıpicas de erro s˜ao apresentadas na ﬁgura. . . . 84

3.12 [Mn/Fe] versus [Fe/H] para diferentes amostras de estrelas: (i) abundˆancia

m´edia para os aglomerados globulares ricos em metais neste trabalho e em

M71 com dados de Ram´ırez & Cohen (2002) (c´ırculos fechados). As barras

de erro correspondem `a dispers˜ao dos dados. (ii) Aglomerados abertos

analisados por Carretta et al. (2005) e Bragaglia et al. (2006) (c´ırculos

abertos). (iii) Estrelas de campo do disco com dados de Reddy et al. (2003,

2006) (cruzes). (iv) Gal´axia an˜a Sagittarius com dados de Bonifacio et

al. (2000) (pent´agonos) e McWilliam et al. (2003a,b) (quadrados), e (v)

estrelas de campo do bojo de McWilliam et al. (2003a,b) (triˆangulos). A

linha pontilhada na ﬁgura corresponde ao comportamento esperado para a

vizinhan¸ca solar, equanto que a linha cheia corresponde ao que se espera

para o bojo da Gal´axia. Ambas previs˜oes te´oricas foram fornecidas pela

Dra. Gabriele Cescutti. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90

3.13 [Cu/Fe] versus [Fe/H]. Exceto para Sagittarius, cujas raz˜oes foram obtidas

por McWilliam et al. (2005), os s´ımbolos e referˆencias s˜ao como dados na

ﬁgura 3.12. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91

3.14 [Zn/Fe] em fun¸c˜ao da metalicidade [Fe/H]. S´ımbolos e referˆencias s˜ao como

dados na ﬁgura 3.12. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93

viii

3.15 Raz˜oes m´edias de [O/Fe] (painel a) para NGC 6553, HP-1, NGC 6558,

47 Tucanae e NGC 6528 (c´ırculos fechados) comparadas ao padr˜ao de

abundˆancias qu´ımicas das estrelas de campo do bojo (c´ırculos abertos)

de Lecureur et al. (2007) e estrelas de campo do disco espesso (cruzes) de

Reddy et al. (2006) com base em linhas de alto potencial de excita¸c˜ao OI

em 7771

A. As raz˜oes [Mg/Fe], [Na/Fe] e [Al/Fe] s˜ao apresentadas nos

pain´eis (b), (c) e (d), respectivamente. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100

3.16 Raz˜oes m´edias de [Ba/Fe] (painel a), [Eu/Fe] (painel b) e [Ba/Eu] (painel

c) para NGC 6553, HP-1, NGC 6558, 47 Tucanae e NGC 6528 (c´ırculos

fechados) comparadas ao padr˜ao de abundˆancias qu´ımicas das estrelas de

campo do disco espesso (cruzes) de Reddy et al. (2006). No painel c a linha

cheia marca a raz˜ao [Ba/Eu] = −0.70, onde a contribui¸c˜ao na produ¸c˜ao

dos elementos pesados seria apenas pelo processo r. . . . . . . . . . . . . . 101

4.1 Histograma mostrando a distribui¸c˜ao das velocidades radiais observadas

nas 22 estrelas selecionadas de NGC 6553@FLAMES nas 3 redes de difra¸c˜ao:

HR11 (linha cheia em azul), HR13 (regi˜ao sombreada, linha pontilhada em

verde) e HR15 (linha tracejada em vermelho). . . . . . . . . . . . . . . . . 107

4.2 Compara¸c˜ao entre os espectros individuais (linha cheia) e o espectro com-

binado (linha pontilhada) de NGC 6553 FLAMES@VLT. As temperaturas

efetivas das estrelas individuais crescem na ﬁgura do painel (a)-(e) variando

de 4350 ≤ T

eﬀ

≤ 4900 K. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110

4.3 Espectro combinado nas trˆes diferentes redes usadas: (a) HR11, (b) HR13 e

da ordem HR13 na regi˜ao [OI] 6300

A. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111

4.4 Espectro combinado e normalizado de NGC 6553 na ordem HR13, com

linhas atˆomicas (superior) e moleculares (inferior) identiﬁcadas na regi˜ao.

O espectro equivale a cerca de 22 horas de observa¸c˜ao no VLT. . . . . . . . 118

4.5 Determina¸c˜ao dos parˆametros atmosf´ericos espectrosc´opicos usando o Abonj:

(a) [FeI/H] vs χ; (b) [FeI/H] vs W

; (c) [FeII/H] vs χ e (d) [FeII/H] vs W

. 120

4.6 S´ıntese espectral do magn´esio. (a): Linha de MgI 5711.080

A. (b): Regi˜ao

sintetizada do tripleto de magn´esio. Os valores e s´ımbolos s˜ao explicados

na ﬁgura. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121

4.7 Espectro combinado (linha cheia) e espectro sint´etico (linha pontilhada)

para linhas de SiI, CaI e NaI, cujos comprimentos de onda e valores de

abundˆancias obtidos s˜ao apresentados na ﬁgura. . . . . . . . . . . . . . . . 122

4.8 Exemplo da s´ıntese espectral (linha pontilhada) para a linha Ti I 6336

A comparada ao espectro combinado (linha cheia). Obtivemos para esta

linha uma sobreabundˆancia [Ti/Fe] = +0.38. A linha mais grossa no canto

esquerdo inferior da ﬁgura marca a presen¸ca de linhas moleculares no espectro.123

4.9 Exemplo de s´ıntese espectral para a linha de BaII 6141.700

A, da qual

obtemos [Ba/Fe] = −0.38. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124

4.10 Padr˜ao de abundˆancias de NGC 6553 obtido com espectros individuais

UVES@VLT (triˆangulos) e no espectro combinado com espectros FLAMES@VLT

(c´ırculos). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126

4.11 [O/Mg] em fun¸c˜ao da metalicidade para NGC 6553 e para aglomerados

globulares pobres e ricos em metais estudados em nosso Grupo de Pesquisa

(c´ırculos cheios) e em estrelas de campo do bojo (c´ırculos abertos) de

Lecureur et al. (2007). Barras de erro t´ıpicas s˜ao apresentadas na ﬁgura. . 128

4.12 [Na/O] em fun¸c˜ao da raz˜ao [Fe/H] para NGC 6553 e para aglomerados

globulares pobres e ricos em metais estudados em nosso Grupo de Pesquisa

(c´ırculos cheios) e em estrelas de campo (c´ırculos abertos) de Lecureur et

al. (2007). As barras de erro t´ıpicas s˜ao apresentadas na ﬁgura. . . . . . . 129

4.13 Compara¸c˜ao entre os espectros observados combinados de NGC 6553 (linha

cheia) e para o campo Blanco -6

◦

(linha pontilhada) na regi˜ao 6350-6370

A. 130

5.1 Rea¸c˜oes nucleares envolvidas no ciclo CNO. Figura apresentada em Arnould

et al. (1999). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133

5.2 Rea¸c˜oes nucleares envolvidas nos ciclos Ne:Na e Mg:Al. Figura apresentada

em Arnould et al. (1999). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133

5.3 Distribui¸c˜ao das velocidades radiais heliocˆentricas de M71 obtidas atrav´es

do m´etodo de correla¸c˜ao cruzada de Fourier. . . . . . . . . . . . . . . . . . 136

5.4 Calibra¸c˜oes de temperatura para estrelas gigantes (Alonso et al. 1999, 2001,

c´ırculos e quadrados) e para estrelas an˜as (Alonso et al. 1996, triˆangulos)

entre 0 ≤ (B-V)

≤ 1.5 e [Fe/H] = −0.73. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 138

5.5 Painel superior: espectro de M71 com ´ındices identiﬁcados. Painel in-

ferior: demonstra¸c˜ao de como ´e feito o c´alculo de um ´ındice espectral

usando o ´ındice de H

para um dos espectros de M71. A banda central

(regi˜ao sombreada em verde com linhas horizontais) e os pseudo-cont´ınuos

no azul (regi˜ao sombreada em azul com linhas inclinadas) e no vermelho

(regi˜ao sombreada em vermelho com linhas inclinadas) s˜ao apresentados. O

ﬂuxo m´edio em cada pseudo-cont´ınuo ´e usado para linearmente interpolar

o pseudo-cont´ınuo atrav´es da banda central. O ´ındice ´e calculado atrav´es

da raz˜ao de ﬂuxos no cont´ınuo (F

) e na banda central (F

ind

) integrados

entre λ

e λ

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 145

5.6 (a): CN

versus magnitude V e (b) CN

versus (B-V)

para a amostra de

M71, destacando o locus CN-forte (c´ırculos cheios) e CN-fraco (c´ırculos

abertos). As barras de erro correspondem ao desvio padr˜ao das medidas. . 148

5.7 Diagrama cor-magnitude (V,B-V) de M71 mostrando o grupo CN-forte

(estrelas) e CN-fraco (c´ırculos cheios). As estrelas an˜as e subgigantes apre-

sentadas (quadrados cheios) n˜ao permitem qualiﬁca¸c˜ao de grupo com base

em suas respectivas intensidades de CN. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 149

5.8

Indice CN

em fun¸c˜ao da gravidade superﬁcial. V´e-se que, em decorrˆencia

da baixa raz˜ao S/N, as estrelas com V > 15.5 (logg  2.4) n˜ao apresen-

tam uma clara separa¸c˜ao CN-forte:CN-fraco. As barras de erro s˜ao como

discutidas no texto. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 150

5.9 Banda G4300 em fun¸c˜ao da magnitude, onde os grupos CN-forte (c´ırculos

cheios) e CN-fraco (c´ırculos abertos) est˜ao apresentados separadamente.

As barras de erro s˜ao como discutidas no texto. . . . . . . . . . . . . . . . 151

5.10 Estrelas 390 (linha cheia, CN-forte) e 399 (linha pontilhada, CN-fraco) de

M71 mostrando a regi˜ao das bandas moleculares de CN e CH. . . . . . . . 152

5.11 Painel superior: ´ındice Mg

versus CN

. Painel inferior: ´ındice Mg

versus

eﬀ

. As barras de erro s˜ao como discutidas no texto. . . . . . . . . . . . . 153

5.12

Indice de Ca4227 como uma fun¸c˜ao da tempertaura efetiva. As barras de

erro s˜ao como discutidas no texto. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 154

5.13 Painel superior: Ca4227 versus <Fe>, com Fe = (Fe4383 + Fe5270 +

Fe5335 + Fe5406)/4. Painel inferior: Ca4227 versus Mg

. As barras de

erro s˜ao como discutidas no texto. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 155

5.14 (a):

Indice H

em fun¸c˜ao da magnitude V e (b): H

versus T

eﬀ

. As barras

de erro s˜ao como discutidas no texto. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 156

5.15 Painel superior: NaD versus CN

. Painel inferior: Al3953 versus CN

. As

barras de erro apresentadas nas ﬁguras s˜ao como explicadas ao longo do

texto. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 158

5.16 Painel superior: Al3953 versus NaD. Painel inferior: Mg

versus Al3953.

As barras de erro apresentadas nas ﬁguras s˜ao como explicadas no texto. . 159

5.17 Espectro observado (linha pontilhada) e espectro sint´etico (linha s´olida)

na regi˜ao das bandas moleculares de CN e CH. Superior: Estrela 390

(CN-forte): (T

eﬀ

, logg, v

) = (4434 K, 1.54, 1.5 kms

−1

) com c´alculo para

[C/Fe]=0.0 e [N/Fe]=+1.0; Inferior: Estrela 399 (CN-fraco): (4419 K, 1.8,

1.5 kms

−1

) com c´alculo realizado para [C/Fe]=0.0 e [N/Fe]=+0.50. . . . . 162

xii

Lista de Tabelas

2.1 Jornal das observa¸c˜oes NGC 6553 UVES@VLT. . . . . . . . . . . . . . . . 17

2.2 Jornal das observa¸c˜oes NGC 6553 FLAMES@VLT. . . . . . . . . . . . . . 20

2.3 Estrelas do programa M71 GMOS@GEMINI: identiﬁca¸c˜ao das estrelas (1,

como dada nas m´ascaras GMOS e em Cudworth (1985)), coordenadas equa-

toriais (2)-(3), velocidade radial [km/s] (4), probabilidade P de pertinˆencia

(5, como dada em Cudworth (1985) e em comunica¸c˜ao privada de 2006),

magnitude V (6), cores (7)-(8). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

2.4 Descri¸c˜ao dos dados M71 GEMINI-GMOS, sob Projeto GN2002B-Q42. . . 31

3.1 Larguras equivalentes medidas e respectivas incertezas: W

± σ

A].

Os valores de loggf adotados na coluna (4) s˜ao do NIST (Martin et al.

2002; Fuhr & Wiese 2006)para as linhas de Fe I e de Mel´endez & Barbuy

(2008) para as linhas de Fe II. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48

3.2 Temperaturas fotom´etricas T

eﬀ

derivadas usando V −I, V −K e J −K com

base nas rela¸c˜oes de AAM99. Abaixo, (V − I)

e (V − I)

faz referˆencia

`as cores j´a corrigidas da extin¸c˜ao interestelar nos sistemas fotom´etricos

Johnson e Cousins, respectivamente. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57

3.3 Parˆametros estelares e atmosf´ericos ﬁnais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62

3.4 Lista de linhas atˆomicas usada para a s´ıntese espectral: (1) esp´ecie atˆomica,

(2) comprimento de onda, (3) potencial de excita¸c˜ao, (4) constante de

amortecimento C6 e (5) loggf. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66

3.5 HFS para linhas de Mn I. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69

3.6 HFS para linhas de Cu I. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70

3.7 Compara¸c˜ao das W

das linhas de FeI usadas neste trabalho em comum

com o trabalho de Barbuy et al. (1999b). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73

xiii

3.8 Compara¸c˜ao dos valores de abundˆancia solar e raz˜oes de abundˆancia obti-

das para NGC 6553 entre o presente trabalho e Cohen et al. (1999). . . . . 79

3.9 Raz˜oes de abundˆancia m´edia para Mn, Cu, e Zn para estrelas em NGC

6553, 47 Tuc e NGC 6528. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86

3.10 Abundˆancias m´edias obtidas. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95

3.11 Erros estimados sobre as abundˆancias variando ∆T

eﬀ

= ±100 K, ∆log g

= ±+0.3 e ∆v

= ±0.2 km s

−1

. O erro total ´e dado na ´ultima coluna. . . . 97

3.12 Raz˜oes m´edias de abundˆancias nos aglomerados globulares ricos em metais

analisados pelo Grupo de Popula¸c˜oes Estelares do IAG/USP. . . . . . . . . 98

4.1 Velocidades radiais observadas em cada rede de difra¸c˜ao com respectivas

FWHM [p´ıxel] calculadas. A velocidade radial heliocˆentrica ´e dada na

´ultima coluna. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108

4.2 Parˆametros atmosf´ericos para as 22 estrelas individuais de NGC 6553 . . . 109

4.3 Lista de linhas e larguras equivalentes medidas com respectivas incertezas. 112

5.1 Magnitude, cores e parˆametros atmosf´ericos para as estrelas do programa:

identiﬁca¸c˜ao das estrelas (1, como dado em Cudworth (1985)), coordenadas

das estrelas J2000 (2)-(3), magnitude V (4), cores das estrelas (5)-(6), mag-

nitude bolom´etrica (7), gravidades superﬁciais [dex] (8) e temperaturas [K]

(9). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 139

5.2 Deﬁni¸c˜ao dos ´ındices . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144

5.3 Compila¸c˜ao dos valores de metalicidade para M71 . . . . . . . . . . . . . . 161

B.1

Indices espectrais medidos e respectivas incertezas associadas. . . . . . . . 176

B.2

Indices espectrais medidos e respectivas incertezas associadas. . . . . . . . 179

B.3

Indices espectrais medidos e respectivas incertezas associadas. . . . . . . . 181

xiv

Lista de Siglas e Abreviaturas

2MASS Two Micron All Sky Survey

AAM99 Alonso et al. 1999, 2001

AGB Asymptotic Giant Branch

BSS Blue Stragglers

CCD Charge Coupled Device

CDM Cold Dark Matter

CIT California Institute of Technology

DAOSPEC Dunlop Astrophysical Observatory Spectroscopy

DCM Diagrama Cor-Magnitude

DN Data Number

ELS62 Eggen, Lynden-Bell & Sandage (1962)

ELT Extremely Large Telescope

ESO European Southern Observatory

ETL Equil´ıbrio Termodin^amico Local

FITS Flexible Image Transport System

FWHM Full Width at Half Maximum

FLAMES Fibre Large Array Multi Element Spectrograph

FORS2 FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph

FORTRAN FORmula TRANslation

GLIMPSE Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire

GMOS Gemini Multi-Object Spectrograph

HB Horizontal Branch

HFS Hyperfine Structure

HST Hubble Space Telescope

HR Hertzsprung-Russell

IMF Initial Mass Function

IRAF Image Reduction Analysis Facility

MACHO Massive Compact Halo Objects

MARCS Model Atmosphere in a Radiative Convective Scheme

MDF Metallicity Distribution Function

MIDAS Munich Image Data Analysis Systems

MFIV M´etodo do Fluxo do Infravermelho

MS Main Sequence

NIST National Institute of Standards & Technology

RGB Red Giant Branch

SDSS Sloan Digital Sky Survey

SFR Star Formation Rate

SNs Supernovas

SSP Simple Stellar Populations

SGB Subgiant Branch

SZ78 Searle & Zinn (1978)

TCS Telesc´opio Carlos S´anchez

UT Universal Time

UVES Ultraviolet Visual Echelle Spectrograph

VALD Vienna Atomic Line Database

VLT Very Large Telescope

WFI Wide-Field Imager

WMAP Wilkinson Microwave Anisotropy Probe

xvi

WCS World Coodinate System

Largura(s) Equivalente(s)

xvii

Grandezas F´ısicas Usadas

Nesta se¸c˜ao algumas das vari´aveis usadas na tese, bem como suas respectivas unidades

(`as vezes dadas no Sistema Internacional e outras vezes no sistema CGS), s˜ao listadas.

Para mais detalhes recomenda-se ao leitor uma busca na literatura cient´ıﬁca especializada.

1. Quantidades Cinem´aticas, Espaciais, Temporais, Dinˆamicas e Adimension-

ais:

• α

J2000

,δ

J2000

: coordenadas equatoriais [hora,minuto,segundo].

• l,b: coordenadas gal´acticas [grau]. 1grau = 3600” de arco.

• h: altura [m]

• v

: velocidade radial observada [kms

−1

• v

: velocidade radial helioc^entrica [kms

−1

• z: redshift (z > 0) ou blueshift (z <0).

• c: velocidade da luz. c = 2.99792458 x 10

kms

−1

• (m-M)

: m´odulo de dist^ancia.

• t

: tempo de queda livre.

• t

din

: tempo din^amico.

• R

gal

: raio galactoc^entrico [kpc]. 1pc = 3.086 × 10

km.

• UA: unidade astron^omica. 1UA = 1.496×10

• X, Y, Z: coordenadas gal´acticas retangulares [kpc].

• c: par^ametro de concentra¸c~ao de um aglomerado globular.

xviii

• r

: raio de meia massa. [arcmin]

• R: poder resolutor. R = λ/∆λ.

2. Quantidades Fotom´etricas:

• B,V: magnitudes ´opticas nas bandas B e V.

• J, H, K

: bandas J,H,K

2MASS no infravermelho.

• (B-V)

: cor intr´ınseca.

• E(B-V)

: extin¸c~ao interestelar.

• BC: corre¸c~ao bolom´etrica.

• M

: magnitude visual da estrela.

• M

bol,

: magnitude bolom´etrica do Sol. M

bol,

= 4.75.

• M

bol

: magnitude bolom´etrica da estrela.

• L



: luminosidade do Sol. L



= 3.8515 x 10

−1

• L: luminosidade da estrela.

• F

: fluxo de uma estrela.

• F

: fluxo definido pelo pseudo-cont´ınuo.

3. Quantidades F´ısicas Estelares:

• logg : gravidade superficial g [cms

−2

] parametrizada [dex].

• logg



: gravidade superficial do Sol [dex]. logg



= 4.44 dex.

• v

: velocidade de microturbul^encia [kms

−1

• M



: massa do Sol [SI,CGS]. 1M



= 1.99 × 10

kg.

• M: massa da estrela [SI,CGS].

• T

eﬀ

: temperatura efetiva da estrela [K].

xix

• T

eﬀ,

: temperatura efetiva do Sol [K]. T

eﬀ,

= 5800K.

• θ: inverso da temperatura efetiva. θ = 5040/T

eﬀ

• W

: largura(s) equivalente(s) [m

A]. 1

A = 10

−10

4. Quantidades Atˆomicas e Moleculares:

• λ: comprimento de onda da radia¸c~ao eletromagn´etica [

A].

• χ: potencial de excita¸c~ao de uma transi¸c~ao at^omica-molecular [eV].

• loggf: for¸ca de oscilador.

• C6: constante de amortecimento.

• A: massa at^omica.

• Z: n´umero at^omico.

5. Quantidades Estat´ısticas:

• P: probabilidade P de pertin^encia das estrelas individuais de um aglomerado.

• S/N: raz~ao sinal-ru´ıdo dos espectros [pixel

−1

• N: n´umero total de uma certa medida.

• σ: desvio padr~ao das medidas.

• σ

: incerteza sobre as larguras equivalentes.

Resumo

Aglomerados globulares ricos em metais desenvolvem papel fundamental como tra¸cadores

do hist´orico de forma¸c˜ao estelar e enriquecimento qu´ımico da Gal´axia. Abundˆancias

qu´ımicas de elementos chave nestes objetos nos permite inferir sobre as escalas de tempo

de forma¸c˜ao do disco espesso e do bojo onde muito deles s˜ao encontrados.

O objetivo do presente trabalho ´e determinar a metalicidade ([Fe/H]) e raz˜oes elementais

de abundˆancias (elementos α, Z-´ımpar, pico do ferro, processos s e r) em estrelas indivi-

duais de NGC 6553, aglomerado globular rico em metais do bojo da Gal´axia, elementos

do pico do ferro (Mn, Cu e Zn) em NGC 6528 e 47 Tucanae, al´em de ´ındices espectrais

(CN, CH, Na, Fe, Mg e Al) de 89 estrelas em M71, aglomerado globular considerado

referˆencia no estudo de popula¸c˜oes ricas em metais. Nossos resultados trazem v´ınculos

observacionais importantes sobre o hist´orico de forma¸c˜ao estelar e enriquecimento qu´ımico

no regime de mais alta metalicidade de nossa Gal´axia, al´em de ajudar a entender a origem

nucleossint´etica dos v´arios elementos estudados.

Os espectros ´opticos de estrelas gigantes de NGC 6553, NGC 6528 e 47 Tucanae foram

obtidos atrav´es dos espectr´ografos UVES e FLAMES do Very Large Telescope. A an´alise

destes espectros baseia-se nos modelos MARCS de atmosferas estelares usando um con-

junto de parˆametros estelares obtidos por fotometria e por espectroscopia. As abundˆancias

qu´ımicas foram obtidas por s´ıntese espectral de linhas individuais. No que tange M71,

foram observadas estrelas do Turn-oﬀ ao topo do Ramo das Gigantes (0.87 < log g <

4.65) do aglomerado, usando o espectr´ografo multi-objeto GMOS do Observat´orio Gem-

ini Norte. Foram obtidas velocidades radiais, cores, temperaturas efetivas, gravidades

superﬁciais e ´ındices espectrais para a amostra.

Obtivemos metalicidade [Fe/H]= −0.20 para NGC 6553, al´em de sobreabundˆancia nos

elementos α de Mg e Si ([Mg/Fe]=+0.28, [Si/Fe]=+0.21), abundˆancia solar de Ca e

Ti ([Ca/Fe]=+0.05, [Ti/Fe]=−0.01) e sobreabundˆancia moderada para o elemento Eu

do processo r, com [Eu/Fe] = +0.10. Os elementos do pico do ferro nas amostras de

NGC 6553, NGC 6528 e 47 Tucanae apresentam valores m´edios de −0.44 ≤ [Mn/Fe]

≤ −0.35, −0.10 ≤ [Cu/Fe] ≤ +0.00 e −0.05 ≤ [Zn/Fe] ≤ +0.18. Apresentamos ainda

xxi

um espectro de alt´ıssima raz˜ao S/N e alta resolu¸c˜ao de NGC 6553 que foi combinado

a partir de 22 espectros de estrelas gigantes do aglomerado. Conﬁrmamos resultados

anteriores no que concerne a bimodalidade de CN e anticorrela¸c˜ao CN-CH em estrelas

de M71. Encontramos uma correla¸c˜ao CN-Na e Al-Na, al´em de uma anticorrela¸c˜ao Mg-

Al. Fizemos uma compara¸c˜ao de nossos resultados de abundˆancias com os dispon´ıveis

na literatura, n˜ao apenas para estrelas de aglomerados globulares ricos em metais, mas

tamb´em para estrelas de campo.

As raz˜oes elementais de abundˆancias em NGC 6553 parecem muito similar `as raz˜oes

elementais de NGC 6528. O padr˜ao de abundˆancias qu´ımicas de NGC 6553 fortalece a

id´eia de que este aglomerado pertence de fato ao bojo da Gal´axia e pode ainda indicar um

hist´orico r´apido de evolu¸c˜ao qu´ımica no bojo da Gal´axia dominado por SNs do Tipo II.

No caso de M71, uma combina¸c˜ao do mixing convectivo e polui¸c˜ao primordial por estrelas

AGBs ou massivas nos est´agios iniciais do aglomerado s˜ao requisitados para explicar as

observa¸c˜oes. Encontramos evidˆencias de que os aglomerados globulares ricos em metais

foram formados a partir de um material pr´e-enriquecido em metais.

xxii

Abstract

Metal-rich globular clusters play an important role as tracers of the history of star forma-

tion and chemical enrichment of the Galaxy. Abundances of key elements in these objects

allow us to constrain the formation timescale of the Galactic thick disk and bulge, where

many of them are found.

The purpose of this study is to determine the metallicity ([Fe/H]) and elemental ratios

(α-, odd-Z, iron-peak, s- and r-process elements) in individual stars of the metal-rich bulge

globular cluster NGC 6553, the iron peak-elements (Mn, Cu and Zn) in NGC 6528 and

47 Tucanae, as well as CN, CH, Na, Fe, Mg and Al indices in spectra of 89 stars of the

template metal-rich globular cluster M71. Our results will draw important information

about the star formation and chemical enrichment of our Galaxy in the highest metallicity

regime, besides constraining the nucleosynthetic origin of all elements studied.

Optical spectra of giant stars in NGC 6553, NGC 6528 and 47 Tucanae are recorded by

using the high-resolution UVES and FLAMES spectrographs on the Very Large Tele-

scope. The analysis is based upon one-dimension, MARCS’s local thermal equilibrium

(LTE) model atmospheres using a set of photometric and spectroscopic stellar parameters.

The chemical abundances are derived by spectral synthesis of individual lines. Concern-

ing M71, stars from the Turn-oﬀ up to the Red Giant Branch (0.87 < log g < 4.65)

observed with the GMOS multi-object spectrograph at the Gemini-North telescope are

analyzed. Radial velocities, colours, eﬀective temperatures, gravities and spectral indices

are determined for the sample.

A metallicity [Fe/H]= −0.20 dex is derived for NGC 6553, together with α-element en-

hancement of Mg and Si ([Mg/Fe]=+0.28, [Si/Fe]=+0.21), solar Ca and Ti ([Ca/Fe]=+0.05,

[Ti/Fe]=−0.01), and a mild enhancement of the r-process element Eu with [Eu/Fe] =

+0.10. The sample stars of three metal-rich globular clusters (NGC 6553, NGC 6528 and

47 Tucanae) show mean values of −0.44 ≤ [Mn/Fe] ≤ −0.35, −0.10 ≤ [Cu/Fe] ≤ +0.00,

and −0.05 ≤ [Zn/Fe] ≤ +0.18. We present a very high S/N and high-resolution com-

posite spectrum of NGC 6553 by coadding 22 spectra of red giant stars in this cluster.

Previous ﬁndings related to the CN bimodality and CN-CH anticorrelation in stars of

xxiii

M71 are conﬁrmed. We also ﬁnd a CN-Na correlation, and Al-Na, as well as a Mg

-Al

anticorrelation. A comparison of our abundances with those available in the literature

not only for stars in metal-rich globular clusters but also for ﬁeld stars is done.

NGC 6553 appears to be very similar in its element abundance ratios to NGC 6528. The

chemical abundance pattern of NGC 6553 supports the idea that this cluster belongs to

the Galactic bulge and might indicate a rapid chemical evolution history dominated by

Type II Supernovae in the Galactic bulge. A combination of convective mixing and a

primordial pollution by AGB or massive stars in the early stages of the globular cluster

formation is required to explain the M71 observations. We ﬁnd evidence that the metal-

rich globular clusters were formed from a pre-enrichment material.

xxiv

Cap´ıtulo 1

Introdu¸c˜ao Geral

Desde o trabalho cl´assico do astrˆonomo E. Hubble sobre a sistematiza¸c˜ao de 400 nebulosas

extragal´acticas (Hubble 1926), tentar entender como as gal´axias se formam tem sido uma

das quest˜oes fundamentais da astrof´ısica e, neste s´eculo XXI, da cosmologia observacional.

Embora a nossa compreens˜ao geral sobre a forma¸c˜ao das gal´axias no universo tenha ex-

perimentado avan¸cos signiﬁcativos nos ´ultimos anos, devido principalmente `a constru¸c˜ao

de grandes telesc´opios (8-10 metros) e ao desenvolvimento de novas t´ecnicas de detec¸c˜ao

e an´alise de dados observacionais, n˜ao h´a ainda um modelo ´unico capaz de descrever, em

detalhes, como se deu a forma¸c˜ao e evolu¸c˜ao das gal´axias.

Neste sentido, a astrof´ısica contemporˆanea tem procurado interpretar resultados obser-

vacionais `a luz da teoria f´ısica para compreender a forma¸c˜ao e as interconex˜oes entre as

principais componentes gal´acticas. Para a gal´axia melhor estudada — a nossa pr´opria,

a Via L´actea—, seguindo o conceito de popula¸c˜oes estelares de Baade (1944), isso tem

sido implementado atrav´es da determina¸c˜ao da idade e das propriedades cinem´aticas,

dinˆamicas e qu´ımicas das popula¸c˜oes estelares de suas quatro sub-estruturas: o halo, o

bojo e os discos ﬁno e espesso (Majewski 1993; Freeman & Bland-Hawthorn 2002, para

uma revis˜ao).

Ao buscar responder algumas das muitas perguntas b´asicas sobre o que determina a

taxonomia (tipos), a morfologia, o ambiente e a evolu¸c˜ao das gal´axias, al´em de como se

deu a distribui¸c˜ao e a forma¸c˜ao das estrelas e por que as estrelas tendem a concentrar-se

em aglomerados, Eggen et al. (1962, ELS62) e Searle & Zinn (1978, SZ78) propuseram os

modelos cl´assicos mais discutidos na literatura sobre a forma¸c˜ao da Gal´axia.

No modelo do colapso monol´ıtico de ELS62 a forma¸c˜ao da Gal´axia de deu de forma r´apida

e ordenada, com o tempo de colapso da nuvem protogal´actica (M ∼ 10



) da ordem do

tempo de queda-livre

. Neste cen´ario, durante o colapso r´apido, as condensa¸c˜oes origina-

das e a energia irradiada do g´as quente (processo dissipativo) foram suﬁcientes para gerar

os aglomerados globulares e as estrelas pobres em metais do halo da Gal´axia. O modelo

de ELS62 foi proposto a partir das observa¸c˜oes de 221 estrelas an˜as de campo do halo.

Eles notaram que o aumento do excesso de cor no ultravioleta das estrelas, interpretado

como a assinatura para baixas abundˆancias met´alicas, era acompanhado por um aumento

na energia, ou seja, na excentricidade da ´orbita destas estrelas e por uma diminui¸c˜ao no

momento angular orbital. No cen´ario ELS62, a escala de tempo para transformar o g´as da

nuvem em estrelas e o momento angular da nuvem protogal´actica s˜ao os dois parˆametros

principais que controlam a morfologia da gal´axia resultante (Lynden-Bell 1967). Segundo

ELS62, no regime de alto momento angular, se a escala de tempo de transforma¸c˜ao do

g´as em estrelas for superior a escala de tempo dinˆamico (t

din

> 10

anos) da nuvem, as

gal´axias resultantes ser˜ao preferencialmente tipo disco e processos dissipativos continuar˜ao

aquecendo o disco para formar outras gera¸c˜oes de estrelas. Por outro lado, se a forma¸c˜ao

da gal´axia for acompanhada por uma baixa taxa de momento angular em escalas de tempo

inferiores `a escala de tempo dinˆamico, necessariamente as gal´axias resultantes do processo

ser˜ao do tipo esferoidais. Numa interpreta¸c˜ao deste cen´ario, as estrelas de gal´axias early

type formam-se muito cedo, a redshift z≥ 2, o que corresponde a uma idade do universo de

cerca de 1.3 bilh˜oes de anos, sendo que as estruturas mais massivas formam-se primeiro.

Do ponto de vista das abundˆancias qu´ımicas, espera-se no cen´ario ELS62 que os sistemas

estelares de uma gal´axia apresentem, por exemplo, excesso de elementos α e um gradiente

de abundˆancias.

Todavia, ao analisarem uma amostra de 177 gigantes vermelhas de 19 aglomerados glo-

bulares do halo da Via-L´actea, Searle & Zinn (1978) conclu´ıram n˜ao existir quaisquer

gradientes de abundˆancias no halo da Gal´axia, o que era inconsistente com o cen´ario do

colapso r´apido e ordenado de ELS62. SZ78 relataram ainda a existˆencia de uma dis-

crepˆancia idade-metalicidade nos aglomerados globulares. Desta forma, como alternativa,

SZ78 sugeriram que a forma¸c˜ao do halo deu-se por fragmenta¸c˜ao da nuvem protogal´actica,

onde cada fragmento individualmente poderia dar origem a outros objetos num tempo

superior `aquele do modelo de ELS62. A inexistˆencia de gradientes qu´ımicos mais as dis-

crepˆancias na rela¸c˜ao idade-metalicidade nos objetos estudados explicariam a forma¸c˜ao

da Gal´axia num processo lento e ca´otico pelo acr´escimo hier´arquico destes fragmentos da

nuvem primordial.

Fisicamente, o tempo de queda-livre (t

∼ 10

anos) est´a associado ao intervalo

de tempo necess´ario para que aconte¸ca o colapso de um sistema sem a contribui¸c~ao da

press~ao de radia¸c~ao, sendo inversamente proporcional `a raiz quadrada do n´umero de

part´ıculas que comp~oem o sistema f´ısico.

Do ponto de vista observacional o modelo SZ78 ganhou ´ımpeto com a descoberta da

gal´axia an˜a esferoidal Sagittarius no centro da nossa Gal´axia (Ibata et al. 1994). Dentro

das id´eias apresentadas por SZ78, a intera¸c˜ao (merging) observada entre a Via-L´actea e

a gal´axia an˜a Sagittarius, bem como seu pr´oprio sistema de aglomerados globulares —

Terzan 7, Terzan 8, Arp 2 e M54—, ´e um ind´ıcio de que a gal´axia an˜a Sagittarius pode

ter sido formada a partir de um dos fragmentos da nuvem primordial que deu origem `a

Gal´axia.

No ﬁnal do s´eculo XX, devido principalmente ao surgimento dos primeiros modelos de

forma¸c˜ao de estruturas no universo com a inclus˜ao da mat´eria escura fria (CDM, Cold

Dark Matter) e da observa¸c˜ao de gal´axias em altos redshifts, os cen´arios cl´assicos de

forma¸c˜ao de gal´axias passaram a ser desaﬁados. Muitas das propriedades gal´acticas des-

critas com os novos modelos semi-anal´ıticos (por exemplo, White & Rees 1978; White &

Frenk 1991; Kauﬀmann et al. 1993) bem como observadas nos grandes surveys de gal´axias

(por exemplo, The Hubble Deep Field) n˜ao podem mais ser explicadas apenas no contexto

dos modelos cl´assicos.

Sendo assim, no cen´ario hier´arquico as gal´axias early-type s˜ao formadas a partir de eventos

de fus˜ao (mergings) ou acres¸c˜ao de pequenas estruturas numa escala de tempo da ordem da

idade do universo. Neste cen´ario as primeiras estruturas a se formar s˜ao os halos de baixa

massa, constitu´ıdos basicamente de mat´eria escura dinamicamente fria — tipo de mat´eria

que n˜ao absorve nem emite radia¸c˜ao e que ´e constitu´ıda por part´ıculas n˜ao-relativ´ısticas

(v << c)—, e de b´arions (pr´otons e nˆeutrons). Neste cen´ario, a morfologia da gal´axia

resultante ser´a ent˜ao determinada pelo nu ´mero de eventos de fus˜ao/acres¸c˜ao ocorrendo

nos halos de mat´eria escura: um ou mais eventos de fus˜ao de halos de mat´eria escura

resultar˜ao na forma¸c˜ao de gal´axias esferoidais em seu centro; os halos mais massivos de

mat´eria escura ir˜ao gerar as gal´axias el´ıpticas gigantes, enquanto que as gal´axias tipo disco

ser˜ao formadas a partir de processos mais lentos de fus˜ao onde o g´as da intera¸c˜ao ter´a

tempo de se resfriar e se condensar no disco. As observa¸c˜oes atuais da fus˜ao da gal´axia

Antennae (Whitmore & Schweizer 1995) e da acres¸c˜ao da gal´axia an˜a esferoidal Sagittarius

pela Via-L´actea (Ibata et al. 1994) s˜ao evidˆencias observacionais em favor do cen´ario

hier´arquico de forma¸c˜ao das gal´axias. No entanto, embora constitua o paradigma atual

mais aceito para explicar a forma¸c˜ao das gal´axias, o modelo hier´arquico ainda enfrenta

problemas em explicar o alto n´umero de gal´axias sat´elites previstas para as gal´axias tipo

disco, a observa¸c˜ao de um grande n´umero de gal´axias massivas em redshifts 1 ≤ z ≤ 3,

bem como a alta taxa de momento angular prevista para as gal´axias espirais e, do ponto

de vista qu´ımico, a baixa raz˜ao [α/Fe] prevista para gal´axias el´ıpticas massivas.

Simula¸c˜oes num´ericas (por exemplo, Moore et al. 1999) auxiliadas pelos resultados re-

1.1 O sistema de aglomerados globulares da Gal´axia 4

centes da cosmologia, sugerem que a forma¸c˜ao da Gal´axia se d´a de forma hier´arquica

a partir da intera¸c˜ao de pequenas estruturas cuja contrapartida observacional seriam as

gal´axias an˜as. Em outras palavras, as gal´axias an˜as funcionam como os tijolos funda-

mentais de forma¸c˜ao das gal´axias no Universo. Desde que os aglomerados globulares da

nossa Gal´axia est˜ao entre os objetos mais velhos do universo, estudar a conex˜ao entre as

gal´axias an˜as e aglomerados globulares ser´a certamente um dos campos mais excitantes

da Astrof´ısica das pr´oximas d´ecadas.

1.1 O sistema de aglomerados globulares da Gal´axia

Dentro do conceito de popula¸c˜oes estelares de Baade (1944), os aglomerados globulares

s˜ao representativos da popula¸c˜ao II onde as estrelas gigantes vermelhas dominam a luz

integrada do espectro. Eles s˜ao caracterizados por estrelas da sequˆencia principal (MS,

Main Sequence), pelas estrelas do ramo das subgigantes (SGB, Subgiant Branch), pelo

ramo horizontal (HB, Horizontal Branch), pelas estrelas do ramo das gigantes vermelhas

(RGB, Red Giant Branch) e do ramo assint´otico das gigantes (AGB, Asymptotic Giant

Branch) e pelas blue stragglers (BSS). Estas caracter´ısticas morfol´ogicas correspondem

a c´alculos de evolu¸c˜ao estelar para idades acima de ∼ 8 bilh˜oes de anos (por exemplo,

Chiosi et al. 1992) e identiﬁcam os aglomerados globulares como as estruturas mais velhas

do universo e, consequentemente, fundamentais do ponto de vista qu´ımico e cosmol´ogico.

O conjunto de aglomerados globulares de uma gal´axia constitui um sistema de N corpos

com cerca de 10

a 10

estrelas fortemente ligadas gravitacionalmente e com massa M ∼



. Embora represente uma fra¸c˜ao desprez´ıvel da massa de uma gal´axia, os aglome-

rados globulares s˜ao objetos ideais para estudar a hist´oria de forma¸c˜ao e evolu¸c˜ao estelar.

Isso se deve basicamente ao fato de que os aglomerados globulares s˜ao o melhor exemplo

do que se denomina em astrof´ısica popula¸c˜ao estelar simples (SSP, Simple Stellar Popu-

lations), ou seja, todas as suas estrelas, em primeira aproxima¸c˜ao, apresentam a mesma

idade, mesma composi¸c˜ao qu´ımica e est˜ao localizadas `a mesma distˆancia do referencial do

observador. O estudo dos aglomerados globulares constitui-se, assim, como uma das mais

poderosas ferramentas para tra¸car as propriedades qu´ımio-dinˆamicas das gal´axias que os

hospedam. Vale ainda lembrar que os aglomerados globulares podem ser encontrados em

todas as gal´axias do tipo de Hubble, desde as irregulares at´e as an˜as e el´ıpticas gigantes

(Harris 1991; Brodie & Strader 2006).

Evidˆencias observacionais e te´oricas (ver Krauss & Chaboyer 2003, para uma revis˜ao

extensa da literatura) demonstram que os aglomerados globulares da Gal´axia possuem

uma idade m´edia de 13 ± 2.5 bilh˜oes de anos, quando resultados do WMAP (Wilkinson

1.1 O sistema de aglomerados globulares da Gal´axia 5

Microwave Anisotropy Probe) ﬁxam uma idade de 13.7 ± 0.2 bilh˜oes de anos para o

universo (Spergel et al. 2003). Este acordo na idade dos aglomerados quando comparada

aos resultados WMAP destaca a importˆancia cosmol´ogica dos aglomerados globulares.

Como os aglomerados globulares da Gal´axia est˜ao distribu´ıdos num raio galactocˆentrico

de 0.6 < R

gal

< 123.2 kpc, os estudos concernentes `as an´alises qu´ımicas est˜ao principal-

mente focados nas estrelas mais brilhantes, ou seja, nas estrelas do RGB do diagrama

Hertzprung-Russell (HR) ou diagrama cor-magnitude (DCM) destes objetos. Estas es-

trelas s˜ao tipicamente de baixa massa (M ≤ 1M



), frias e na fase evolutiva da sequˆencia

principal elas apresentam um n´ucleo radiativo onde acontece a fus˜ao do hidrogˆenio em

h´elio atrav´es das rea¸c˜oes da cadeia p − p e pelo ciclo carbono-nitrogˆenio-oxigˆenio (CNO)

(ver Salaris et al. 2002, e referˆencias listadas, para uma discuss˜ao detalhada sobre estrelas

no RGB).

Estimativas prevˆeem a existˆencia de aproximadamente 200 aglomerados globulares para

a nossa Gal´axia, mas apenas 160 foram observados at´e o momento. Na compila¸c˜ao de

Harris (1996) e posterior atualiza¸c˜ao

h´a 150 aglomerados catalogados. Hurt et al. (2000)

identiﬁcaram 2MASS-GC01 e 2MASS-GC02 como mais dois novos aglomerados globula-

res da Gal´axia. Bica et al. (2006) ﬁzeram uma revis˜ao das propriedades dos aglomera-

dos globulares listados em Harris (1996) e incluiram 3 outros recentemente descobertos:

GLIMPSE-CO1 (Kobulnicky et al. 2005), Whiting 1 (Carraro 2005) e SDSSJ1049+5103

(Willman et al. 2005). Sakamoto & Hasegawa (2006) descobriram o aglomerado globu-

lar SDSSJ1257+3419, enquanto que Ortolani et al. (2006) descobriram AL3, classiﬁcado

como um aglomerado globular do bojo da Gal´axia. Froebrich et al. (2007) descobriram

FSR 1735 na regi˜ao mais interna da Gal´axia, Bica et al. (2007) identiﬁcaram o objeto

FSR 584 no cat´alogo de Froebrich et al. (2007) como sendo o 159

aglomerado globular da

Gal´axia, enquanto que Bonatto et al. (2007) identiﬁcaram o aglomerado FSR 1767 como

sendo o 160

aglomerado globular da Gal´axia. Apenas para compara¸c˜ao, a gal´axia mais

pr´oxima `a nossa — M31 (Andrˆomeda)—, apresenta cerca de 300 aglomerados globula-

res enquanto que gal´axias el´ıpticas gigantes podem conter at´e milhares de aglomerados

(Brodie & Strader 2006). Presume-se que muitos dos aglomerados da Gal´axia ainda n˜ao

catalogados estejam misturados `a poeira nas regi˜oes de baixa latitute da Gal´axia, na

denominada zona de avoidance (Kraan-Korteweg & Lahav 2000).

http://physun.physics.mcmaster.ca/Globular.html

1.1 O sistema de aglomerados globulares da Gal´axia 6

1.1.1 Sobre a origem dos aglomerados globulares

Como os aglomerados globulares caracterizam-se como as estruturas mais velhas do uni-

verso, investigar as suas propriedades globais, origem e evolu¸c˜ao ´e uma quest˜ao funda-

mental no estabelecimento de v´ınculos observacionais e te´oricos aos modelos de forma¸c˜ao

de gal´axias.

As id´eias gerais acerca da gˆenese dos aglomerados globulares contemplam quatro linhas

principais:

(i) Processos de forma¸c˜ao prim´aria: nestas id´eias os aglomerados globulares formam-

se imediatamente ap´os a recombina¸c˜ao do universo, antes do colapso da nuvem proto-

gal´actica. Peebles & Dicke (1968) argumentam que os aglomerados originam-se a partir

de nuvens de g´as gravitacionalmente ligadas, cujas massas correspondem `a massa de Jeans,

antes da forma¸c˜ao da Gal´axia. Todavia, h´a alguns problemas pr´aticos nos modelos que

se baseiam na forma¸c˜ao dos aglomerados globulares anterior ao colapso de protogal´axias.

Primeiro, n˜ao h´a em gal´axias muitos objetos com massas acima de M ≈ 10



, o que

evidencia que os objetos mais massivos ou menos densos foram destru´ıdos por fenˆomenos

dinˆamicos. Segundo, os aglomerados tendem a concentrar-se mais no centro das gal´axias

em detrimento dos halos.

(ii) Processos de forma¸c˜ao secund´aria ou de acres¸c˜ao: os aglomerados globulares formam-

se durante o colapso da nuvem protogal´actica. Searle & Zinn (1978) e Zinn (1985) desta-

cam que esta seria a explica¸c˜ao mais plaus´ıvel para o sistema de aglomerados globulares

devido a algumas das propriedades em comum observadas entre as estrelas individuais

e aglomerados globulares de componentes esferoidais de gal´axias. Fall & Rees (1985)

discutem um modelo que se baseia na instabilidade t´ermica. Eles argumentam que os

aglomerados formam-se a partir do g´as de uma nuvem protogal´actica em colapso sendo

capaz de resfriar no tempo de queda-livre. Harris & Pudritz (1994) acentuam que o

modelo da masssa de Jeans n˜ao prevˆe uma fun¸c˜ao de massa em lei de potˆencia e que

o modelo de instabilidade t´ermica exige fontes sutis de calor. Eles prop˜oem um cen´ario

onde os aglomerados seriam produzidos na fragmenta¸c˜ao de nuvens moleculares gigantes

e altamente densas.

(iii) Processos de forma¸c˜ao terci´aria ou fus˜ao: os aglomerados globulares formam-se

ap´os o colapso da nuvem protogal´actica ainda nos primeiros est´agios de forma¸c˜ao da

gal´axia. Dentro desta id´eia destaca-se o trabalho de Ashman & Zepf (1992), que prevˆe a

forma¸c˜ao dos aglomerados a partir do merging de gal´axias tipo disco.

(iv) Processos de forma¸c˜ao hier´arquica: os aglomerados globulares formam-se no con-

texto da forma¸c˜ao hier´arquica de estruturas no universo. Eles representam a material-

1.1 O sistema de aglomerados globulares da Gal´axia 7

iza¸c˜ao dos cen´arios de fus˜ao e acres¸c˜ao para a forma¸c˜ao dos aglomerados (por exemplo,

em Beasley et al. 2002; Bekki 2005).

No caso do sistema de aglomerados globulares da Gal´axia, as determina¸c˜oes de idade, al´em

de evidˆencias cinem´aticas, dinˆamicas e qu´ımicas parecem evienciar que os aglomerados

globulares do halo externo (R

gal

> 8 kpc) seriam formados durante a fragmenta¸c˜ao da

nuvem protogal´actica (Searle & Zinn 1978), enquanto que os aglomerados globulares do

halo interno (R

gal

≤ 8 kpc) e do bojo estariam associados ao processos f´ısicos durante

o colapso dissipativo da nuvem primordial (Eggen et al. 1962; Mackey & van den Bergh

2005).

1.1.2 Abundˆancias qu´ımicas

Em 1957, F. Hoyle, E. Margaret, G. Burbidge, W. Fowler e, num estudo paralelo e in-

dependente, A.G. Cameron, mostraram que praticamente todos os elementos qu´ımicos

da Tabela Peri´odica acima do

He podem ser produzidos em estrelas (Burbidge et al.

1957; Cameron 1957). Mais de meio s´eculo depois, devido principalmente aos eﬁcientes

espectr´ografos da atualidade, como por exemplo o UVES (Ultraviolet Visual Echelle Spec-

trograph) e FLAMES (Fibre Large Array Multi Element Spectrograph) no Very Large

Telescope (VLT), MIKE no MAGELLAN, HIRES no KECK e PHOENIX no GEMINI

e, no campo te´orico, aos progressos na teoria de evolu¸c˜ao estelar em diferentes interva-

los de massa e metalicidade (ver, por exemplo, Woosley & Weaver 1995; van den Hoek

& Groenewegen 1997; Iwamoto et al. 1999; Umeda & Nomoto 2002), tornou-se poss´ıvel

obter, analisar e interpretar espectros de estrelas de aglomerados globulares usando dados

de alta resolu¸c˜ao e alta raz˜ao sinal-ru´ıdo (S/N) com o intuito de tra¸car o hist´orico da

evolu¸c˜ao qu´ımica da Gal´axia.

Do ponto de vista qu´ımico os aglomerados globulares s˜ao considerados laborat´orios as-

trof´ısicos para testar e calibrar a teoria de evolu¸c˜ao estelar e tamb´em para intepretar

a trajet´oria qu´ımica e dinˆamica de gal´axias a diferentes redshifts (por exemplo, Searle

& Zinn 1978; Harris 1991) e, neste sentido, os aglomerados globulares ricos em metais

desenvolvem papel fundamental, pois s˜ao considerados tra¸cadores de popula¸c˜oes do halo

interno, bojo e do disco espesso da Gal´axia.

Algumas das quest˜oes b´asicas que envolvem os estudos de abundˆancias qu´ımicas no sis-

tema de aglomerados globulares da Gal´axia s˜ao resumidas a seguir.

(i) As escalas de metalicidade [Fe/H] de aglomerados globulares da Gal´axia estabelecem

que estes objetos s˜ao cerca de duas vezes mais ricos em metais do que as estrelas mais

pobres em metais do halo, ou seja, os aglomerados da Gal´axia distribuem-se de −2.40 ≤

1.1 O sistema de aglomerados globulares da Gal´axia 8

[Fe/H] ≤ 0.00 (Zinn & West 1984; Rutledge et al. 1997; Kraft & Ivans 2003).

(ii) Exceto para ω Centauri e NGC 6522 o sistema de aglomerados globulares da Gal´axia

´e quimicamente homogˆeneo em metalicidade [Fe/H].

(iii) Abundˆancias qu´ımicas de Li e Be, elementos tamb´em importantes do ponto de

vista cosmol´ogico, tˆem sido usadas como cronˆometros qu´ımicos com o intuito de inferir

sobre a ´epoca de forma¸c˜ao de aglomerados globulares (por exemplo, Castilho et al. 2000;

Pasquini et al. 2007).

(iv) Em geral, as estrelas de aglomerados globulares apresentam raz˜oes [α/Fe] similar `as

estrelas de campo do halo e do bojo.

(v) Elementos do pico do ferro, sobretudo nos aglomerados globulares ricos em metais,

ainda n˜ao foram estudados em detalhes.

(vi) Varia¸c˜oes de abundˆancias de elementos leves como Li, C, N, O, Na, Mg e Al s˜ao

encontradas em aglomerados. Estrelas an˜as e gigantes de aglomerados com temperaturas

efetivas e gravidades superﬁciais similares apresentam diferentes abundˆancias de carbono

e nitrogˆenio, enquanto que as bandas moleculares de CN e CH s˜ao anti-correlacionadas.

As estrelas de campo, por sua vez, n˜ao apresentam comportamento similar e n˜ao h´a

um cen´ario ´uncio capaz de explicar as anomalias qu´ımicas (correla¸c˜oes e anticorrela¸c˜oes)

observadas em estrelas an˜as e gigantes de aglomerados globulares (Kraft 1994; Smith

1987; Gratton et al. 2004).

(vii) H´a poucas determina¸c˜oes de abundˆancias de elementos dos processos s e r em

estrelas de aglomerados globulares, sobretudo no regime de mais alta metalicidade.

Consequentemente, n˜ao h´a ainda modelos de evolu¸c˜ao qu´ımica detalhados que busquem

reproduzir o padr˜ao de abundˆancias qu´ımicas do sistema de aglomerados globulares da

Gal´axia.

1.1.3 Aglomerados globulares ricos em metais da Gal´axia: halo

interno, bojo ou disco espesso?

Por representar a convolu¸c˜ao entre uma poss´ıvel rela¸c˜ao idade-metalicidade e a hist´oria de

forma¸c˜ao estelar de um dado sistema, a fun¸c˜ao distribui¸c˜ao de metalicidade (MDF, Metal-

licity Distribution Function) ´e considerada um dos mais fortes v´ınculos observacionais aos

modelos de evolu¸c˜ao qu´ımica de gal´axias. Para os aglomerados globulares da Gal´axia a

ﬁgura 2.1 mostra que a distribui¸c˜ao de metalicidades ´e bimodal. Esta bimodalidade na

raz˜ao [Fe/H] ´e tamb´em acompanhada por uma bimodalidade nas cores destes objetos, no

1.2 Escopo da tese 9

sentido de que os aglomerados globulares ricos em metais s˜ao fotometricamente vermelhos

enquanto que os pobres em metais s˜ao azuis. A primeira interpreta¸c˜ao para uma dis-

tribui¸c˜ao bimodal em metalicidade e cor seria a premissa de que no m´ınimo dois epis´odios

distintos de forma¸c˜ao seriam os respons´aveis pela origem destas estruturas. Al´em disso,

trabalhos recentes tˆem mostrado que mesmo em aglomerados globulares extragal´acticos a

distribui¸c˜ao de metalicidade e de cores ´e bimodal, o que sugere um mecanismo universal

para explicar tais comportamentos (Brodie & Strader 2006).

Para a nossa Gal´axia e, consequentemente, gal´axias similares, Zinn (1985) propˆos que os

aglomerados globulares com picos em [Fe/H] = −1.5 estariam quimicamente e cinemati-

camente associados ao halo, enquanto que aqueles com [Fe/H] = −0.5 estariam qu´ımica e

cinematicamente associados ao disco. Em outras palavras, os aglomerados globulares ver-

melhos apresentariam alta velocidade rotacional e pequena dispers˜ao de velocidades, en-

quanto que os aglomerados globulares azuis exibiriam uma pequena velocidade de rota¸c˜ao

e alta dispers˜ao de velocidades. Por outro lado, Minniti (1995) seguido dos trabalhos par-

alelos de Cˆot´e (1999) e Barbuy et al. (1999a), chamam a aten¸c˜ao para o fato de que os

aglomerados globulares ricos em metais estejam preferencialmente associados ao bojo da

Gal´axia.

Desta forma, em conjunto a m´etodos cinem´aticos (usando velocidades radiais, por ex-

emplo) e dinˆamicos (atrav´es das massas), a determina¸c˜ao das abundˆancias qu´ımicas em

estrelas an˜as e gigantes de campo e em aglomerados globulares da Gal´axia, sobretudo

no regime de mais alta metalicidade, conﬁgura-se como um dos melhores m´etodos para

decidir sobre a qual estrutura da Gal´axia pertenceriam os aglomerados globulares e, par-

ticularmente, os ricos em metais.

1.2 Escopo da tese

Os resultados de an´alises qu´ımicas detalhadas com base em dados de alta resolu¸c˜ao e alta

raz˜ao sinal-ru´ıdo (R ≥ 20000 : S/N > 50), bem como a medida e a an´alise de ´ındices

espectrais em dados de baixa resolu¸c˜ao (R ≤ 8000) tanto em estrelas pertencentes a

aglomerados globulares quanto estrelas de campo, permitem uma interpreta¸c˜ao realista

dos processos nucleossint´eticos ocorridos ap´os o cen´ario padr˜ao do Big Bang (Gamow

1948) e fornecem ainda informa¸c˜oes relevantes sobre quais processos contribu´ıram para a

forma¸c˜ao dos aglomerados globulares e da gal´axia hospedeira, ao que Freeman & Bland-

Hawthorn (2002) referem-se como cosmologia de campo pr´oximo.

No ´optico, uma vez superados problemas de alta extin¸c˜ao e problemas de ac´umulo de

1.2 Escopo da tese 10

estrelas numa certa regi˜ao (crowding), o bojo da nossa Gal´axia, o qual compreende uma

regi˜ao em latitude gal´actica de cerca de 0

◦

 |b|  20

◦

, ´e uma das regi˜oes mais importantes

e interessantes para o estudo da forma¸c˜ao e evolu¸c˜ao de gal´axias no Universo.

Sendo assim, o principal objetivo deste trabalho ´e aprimorar o padr˜ao de abundˆancias

qu´ımicas para o bojo e para o halo interno da Gal´axia usando espectros estelares de

alta qualidade de NGC 6553 e NGC 6838 (M71), dois aglomerados globulares ricos em

metais tra¸cadores da evolu¸c˜ao qu´ımica da Gal´axia. Estes aglomerados s˜ao referˆencia e

calibradores no estudo de popula¸c˜oes estelares velhas e ricas e desenvolvem papel funda-

mental na interpreta¸c˜ao e na s´ıntese de gal´axias el´ıpticas distantes e bojos de gal´axias

espirais. As novas escalas de abundˆancia para NGC 6553, bem como os resultados em

torno das anomalias qu´ımicas de M71 s˜ao v´ınculos observacionais importantes para o

estabelecimento de modelos de evolu¸c˜ao qu´ımica das subcomponentes da Gal´axia, dos

processos f´ısicos respons´aveis pela forma¸c˜ao do seu sistema de aglomerados globulares e

da forma¸c˜ao dos elementos qu´ımicos individuais estudados.

Para tanto, contamos com trˆes diferentes amostras de dados:

• 4 espectros de estrelas gigantes de alta resolu¸c˜ao e alta raz˜ao S/N de NGC 6553

obtidos com o espectr´ografo UVES do VLT (R = 55000, NGC 6553 UVES@VLT).

S˜ao os melhores dados de estrelas individuais dispon´ıveis para este aglomerado na

atualidade.

• 22 espectros de estrelas gigantes de NGC 6553 obtidos com o espectr´ografo FLAMES

do VLT (R= 22000, NGC 6553 FLAMES@VLT).

• 145 estrelas, entre an˜as e gigantes, obtidas com o espectr´ografo GMOS do Obser-

vat´orio Gemini-Norte (R = 2000, M71 GMOS@GEMINI).

No cap´ıtulo 2 caracterizamos cada amostra e explicamos em detalhes o processo de redu¸c˜ao

dos dados da amostra M71 GMOS@GEMINI.

No cap´ıtulo 3 apresentamos para NGC 6553 a mais nova escala de metalicidade [Fe/H]

raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas de elementos α (Mg, Ca, Si, Ti), elementos origin´arios de

processos ligados `a captura de pr´otons (Na, Al), elementos do pico do ferro (Mn, Cu, Zn)

Numa escala absoluta a abundˆancia de um elemento A est´a relacionada `a abundˆancia de hidrogˆenio

por (A) = log(N

) + 12. Isso implica que dentro de um mesmo elemento de volume podem ser

encontrados N

´atomos do elemento A por N

= 10

´atomos de hidrogˆenio. Desta forma, numa escala

relativa ao Sol (), [A/B] = log(N

)

∗

− log(N

)



. Analogamente, [Fe/H] = log(N

F e

)

∗

−

log(N

F e

)



. Isso quer dizer que uma estrela com [Fe/H] = −5 ser´a 100000 vezes mais deﬁciente em

metais do que o Sol.

1.2 Escopo da tese 11

e de elementos dos processos s (Zr, La, Ba) e r (Eu). Fazemos ainda uma compara¸c˜ao dos

nossos resultados de abundˆancias qu´ımicas com os obtidos para outros aglomerados glo-

bulares ricos em metais da Gal´axia analisados pelo nosso Grupo de Popula¸c˜oes Estelares,

bem como para estrelas de campo do disco espesso e do bojo da Gal´axia da literatura.

No cap´ıtulo 4 apresentamos, pela primeira vez, a determina¸c˜ao de metalicidade e raz˜oes

de abundˆancias qu´ımicas de elementos α, elementos de Z-´ımpar e elementos pesados para

um espectro combinado de alt´ıssima raz˜ao S/N (S/N ∼ 800) de NGC 6553 resultante da

soma estat´ıstica de 22 espectros individuais neste aglomerado.

No cap´ıtulo 5 estudamos as varia¸c˜oes de abundˆancias qu´ımicas usando 14 ´ındices espec-

trais (CN

, CN

, Ca4227, G4300, Fe4383, H

, Fe5015, Mg

, Mg

, Mgb, Fe5270, Fe5335,

Fe5406, NaD e Al3953) em 89 estrelas de M71. E, ﬁnalmente, apresentamos no cap´ıtulo

6 as conclus˜oes e perspectivas do trabalho.

Cap´ıtulo 2

Observa¸c˜oes e redu¸c˜ao de dados

Neste cap´ıtulo descrevemos as amostras de dados estudadas e os detalhes do processo

de redu¸c˜ao dos espectros de M71. A ﬁgura 2.1 apresenta, numa proje¸c˜ao de Aitoﬀ, a

distribui¸c˜ao em coordenadas gal´acticas dos 150 aglomerados globulares catalogados em

Harris (1996). Deste total, 45 (30%) s˜ao classiﬁcados como ricos em metais ([Fe/H] ≥

−1.00), enquanto que 105 (70%) s˜ao denominados pobres em metais ([Fe/H] < −1.00).

2.1 NGC 6553: amostra UVES@VLT

2.1.1 Fotometria e identiﬁca¸c˜ao das estrelas

As observa¸c˜oes nas bandas BVI de NGC 6553 foram realizadas em Junho de 2002 no

telesc´opio ESO-MPI de 2.2 m localizado em La Silla, no Chile. Os dados foram obtidos

dentro do programa dedicado ao mapeamento de aglomerados globulares da Gal´axia com

o Wide Field Image (WFI) (Zoccali et al. 2001). Exceto para duas estrelas da amostra,

II-64 e 267092, as magnitudes JHK

foram obtidas da miss˜ao espacial Two Micron All

Space Survey (2MASS)

(Skrutskie et al. 2006). As magnitudes em bandas variadas s˜ao

fundamentais para a determina¸c˜ao fotom´etrica dos parˆametros atmosf´ericos.

A ﬁgura 2.2 apresenta a identiﬁca¸c˜ao (mapa de identiﬁca¸c˜ao) das quatro estrelas de NGC

6553 da amostra UVES@VLT no campo ´optico do WFI/ESO. No painel superior da ﬁgura

o c´ırculo representa aproximadamente o raio de cerca de 1 minuto de arco do mapa de

identiﬁca¸c˜ao apresentado em Hartwick (1975), usado para a escolha das estrelas. Os eixos

http://ipac.caltech.edu./2mass/releases/allsky/

2.1 NGC 6553: amostra UVES@VLT 13

Figura 2.1: Proje¸c˜ao de Aittof em coordenadas gal´acticas (l,b) dos 150 aglomerados glo-

bulares da Gal´axia catalogados em Harris (1996). C´ırculos cheios: aglomerados globulares

pobres em metais com [Fe/H] < -1.00. C´ırculos abertos: aglomerados globulares ricos em

metais com [Fe/H] ≥ -1.00. Os aglomerados globulares ricos em metais NGC 6553 [l =

◦

.25; b = −3

◦

.03], NGC 6838 (M71)[l = 56

◦

.74; b = −4

◦

.56], NGC 6528 [l = +1

◦

.14;

b = −4

◦

.17] e 47 Tucanae [l = 305

◦

.90; b = −44

◦

.89] est˜ao identiﬁcados na ﬁgura.

2.1 NGC 6553: amostra UVES@VLT 14

Figura 2.2: Superior: Identiﬁca¸c˜ao das estrelas observadas no campo WFI de NGC 6553

UVES@VLT. Inferior: Mapa de identiﬁca¸c˜ao das observa¸c˜oes com a grade de coordenadas

equatoriais. Os eixos Norte, Sul, Leste e Oeste de orienta¸c˜ao do campo s˜ao mostrados

nas imagens.

Norte (N), Sul (S), Leste (L) e Oeste (O) est˜ao marcados na ﬁgura. No painel inferior

mostramos o mapa de identiﬁca¸c˜ao de NGC 6553, onde uma grade de posi¸c˜ao deﬁne as

coordenadas equatoriais (α,δ, J2000) das estrelas.

2.1.2 Espectroscopia

Os dados espectrosc´opicos foram obtidos junto ao telesc´opio Kueyen de 8.2 m do con-

junto VLT do ESO, no Cerro Paranal [70

◦





W; 24

◦





S; h = 2635 m], durante

2.1 NGC 6553: amostra UVES@VLT 15

as noites dos dias 26 e 27 de junho de 2000. Os espectros foram obtidos por interm´edio

do espectr´ografo UVES, acoplado ao telesc´opio Kueyen do VLT e descrito em detalhes

em Kaufer et al. (2003), tendo a Professora Dra. Beatriz Barbuy (supervisora), o Pro-

fessor Dr. Eduardo Bica (UFRGS) e a Dra. Vanessa Hill (Observat´orio de Paris) como

observadores.

Foi utilizado um detector CCD (Charge Coupled Device) Tek de 2048 x 4096 p´ıxeis, cada

p´ıxel com uma dimens˜ao de 15µm x 15µm. A rede de difra¸c˜ao echelle usada tinha uma

densidade de ranhuras de 31.6 l/mm. A regi˜ao espectral coberta foi de 4800

A a 6800

A, com boas condi¸c˜oes de seeing, numa varia¸c˜ao de 0



.61 a 0



.87 e massa de ar de 1.5.

Em 5800

A e com uma fenda de 1”de arco a resolu¸c˜ao ´e R ∼ 50000, enquanto que com

uma fenda de 0.8”de arco a resolu¸c˜ao alcan¸cada ´e R ∼ 60000. A dispers˜ao da rede ´e de

0.0147

A/p´ıxel. A raz˜ao sinal-ru´ıdo (S/N) foi obtida atrav´es da m´edia dos v´arios valores

de S/N obtidos em diferentes regi˜oes de cont´ınuo (regi˜oes livres de linhas) ao longo dos

espectros observados. Para a determina¸c˜ao da raz˜ao S/N usamos a c´odigo splot do

Image Reduction Analysis Facility (IRAF

), um pacote de c´odigos computacionais para

a redu¸c˜ao e an´alise de imagens astronˆomicas.

As redu¸c˜oes foram realizadas utilizando as rotinas para os espectros echelle no contexto do

pacote Munich Image Data Analysis Systems (MIDAS). As redu¸c˜oes autom´aticas pipeline

para o UVES realizam corre¸c˜oes para subtra¸c˜ao de bias, subtra¸c˜ao de fundo inter-ordem,

ﬂat-ﬁeld, extra¸c˜ao da ordem, subtra¸c˜ao do c´eu e calibra¸c˜ao em comprimento de onda

usando imagem da lˆampada de t´orio (Th).

A tabela 2.1 traz o jornal das observa¸c˜oes para as quatro estrelas em an´alise. A identi-

ﬁca¸c˜ao das estrelas (coluna 1) ´e dada segundo Hartwick (1975) e a denomina¸c˜ao usada

no programa de observa¸c˜ao realizado com o WFI do ESO. Al´em disso apresentamos as

coordenadas equatoriais das estrelas no equin´ocio J2000 (colunas 2 e 3), seguidas da data

de observa¸c˜ao (coluna 4), tempo universal (UT, coluna 5), tempo de integra¸c˜ao em se-

gundos (coluna 6) e a raz˜ao S/N por elemento de resolu¸c˜ao dos espectros (coluna 7). A

raz˜ao (S/N) por p´ıxel pode ser obtida pela divis˜ao dos valores da coluna 7 da tabela pelo

fator ∼2.8.

Na ﬁgura 2.3 pode-se notar a qualidade dos espectros observados, bem como a local-

iza¸c˜ao das estrelas do pograma no diagrama cor-magnitude de NGC 6553 usando dados

fotom´etricos do Hubble Space Telescope (HST) de Ortolani et al. (1995). Vˆe-se que a

amostra em an´alise ´e composta por 3 estrelas gigantes no n´ıvel do ramo horizontal e 1

estrela no topo do ramo das gigantes.

http://iraf.noao.edu/

2.1 NGC 6553: amostra UVES@VLT 16

6140 6145 6150 6155

0.2

0.4

0.6

0.8

Zr I

0.2

0.4

0.6

0.8

1.2

Ba II Fe I Na I

6140 6145 6150 6155 6160

0.2

0.4

0.6

0.8

Na I

0.2

0.4

0.6

0.8

1.2

Fe I

II-85 (266938)

III-8 (265717)

II-64 (267122)

267092

1 1.5 2 2.5 3 3.5

Figura 2.3: Superior: espectros das estrelas de NGC 6553 UVES@VLT analisadas com as

suas respectivas velocidades radiais heliocˆentricas deteminadas. Inferior: diagrama cor-

magnitude (V:V − I) de NGC 6553 com fotometria de Ortolani et al. (1995), mostrando

os est´agios evolutivos das estrelas em estudo (triˆangulos azuis).

2.2 NGC 6553 : amostra FLAMES@VLT 17

Tabela 2.1: Jornal das observa¸c˜oes NGC 6553 UVES@VLT.

Estrela α

J2000

Data UT Exp (S/N)/resolu¸c˜ao

[h m s] [g m s] [s]

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)

II-64 267122 18:09:18.31 -25:55:01.15 26/06/2000 14:21:25.00 2x3600 110

II-85 266938 18:09:17.96 -25:55:04.89 26/06/2000 14:21:25.00 2x3600 200

III-8 265717 18:09:13.05 -25:55:30.00 27/06/2000 17:37:49.00 2x3600 170

267092 18:09:13.42 -25:55:01.85 27/06/2000 17:37:49.00 2x3600 110

2.2 NGC 6553 : amostra FLAMES@VLT

2.2.1 Espectroscopia e fotometria

Para esta parte do trabalho contamos com uma amostra de 22 estrelas de NGC 6553

observada nos meses de maio e junho de 2004 com o VLT, usando o FLAMES no modo

GIRAFFE (Pasquini et al. 2002). Estes dados fazem parte de um survey, tendo o Professor

Dr. Alv´ıo Renzini (European Southern Observatory) como Principal Investigador, cujo

principal objetivo ´e a observa¸c˜ao, an´alise e interpreta¸c˜ao de uma grande amostra de

estrelas (∼ 1000) espalhadas em quatro campos do bojo da Gal´axia: janela de Baade

= 1

◦

, b = −4

◦

), Blanco −6

◦

(l = 0

◦

, b = −6

◦

), Blanco −12

◦

(l = 0

◦

, b = −12

◦

) e janela

NGC6553

(l = 5

◦

, b = −3

◦

), nos quais estrelas de aglomerados globulares foram tamb´em

inclu´ıdas. Todas as estrelas tˆem magnitudes VI obtidas do ESO Imaging Survey com o

FLAMES. As magnitudes foram obtidas usando o telesc´opio ESO-MPI em La Silla, Chile.

As observa¸c˜oes foram feitas no modo ﬁla e os dados foram reduzidos pela Dra. Manuela

Zoccali (PUC/Chile).

O GIRAFFE alcan¸ca uma resolu¸c˜ao R = 22000 cobrindo diferentes intervalos em com-

primento de onda. Para a amostra NGC 6553 FLAMES@VLT, foram usadas 3 redes de

difra¸c˜ao: HR11 (5600-5870

A), HR13 (6120-6400

A) e HR15 (6660-6860

A). Os espectros

foram automaticamente reduzidos (corre¸c˜ao de bias, ﬂat-ﬁeld, extra¸c˜ao, calibra¸c˜ao em

comprimento de onda) usando um software

especialmente desenvolvido para reduzir os

dados GIRAFFE.

Uma das regi~oes do bojo Gal´actico com relativamente baixo valor de extin¸c~ao e alta

metalicidade.

Perceber a diferen¸ca sutil na nota¸c~ao: NGC6553 refere-se as estrelas do campo l =

◦

e b = −3

◦

; NGC 6553 refere-se ao aglomerado globular.

http://girbldrs.sourceforge.net

2.3 M71 GMOS@GEMINI 18

2.2.2 Delimita¸c˜ao da amostra

Para delimitar a amostra ﬁnal do programa de estrelas usamos quatro crit´erios:

• Metalicidade: numa primeira determina¸c˜ao espectrosc´opica de [Fe/H] para cerca de

200 estrelas do campo NGC6553 separamos apenas as estrelas que apresentavam

metalicidades variando de −0.25 ≤ [Fe/H]≤ −0.05 dex. Este intervalo em [Fe/H]

foi adotado seguindo a determina¸c˜ao recente de metalicidade para NGC 6553 de

Alves-Brito et al. (2006), como descrito no cap´ıtulo 3 deste trabalho.

• Velocidade radial heliocˆentrica: junto com o crit´erio de metalicidade selecionamos

as estrelas com velocidades radiais heliocˆentricas entre −15 ≤ v

≤ +15 kms

−1

• Cores: nesta etapa, com uma amostra limitada pelos crit´erios de [Fe/H] e v

dos

´ıtens acima, as estrelas foram novamente inspecionadas com base em sua disposi¸c˜ao

no diagrama cor-magnitude (V:V-I), onde descartamos as estrelas com (V-I) > 2.5

mag.

• Qualidade dos espectros: como ´ultimo crit´erio, os espectros foram inspecionados

quanto `as contagens. Neste crit´erio, 3 estrelas foram eliminadas por apresentarem

contagens muito baixas (< 800). A amostra ﬁnal de NGC 6553 consta de 22 estrelas

com alta probabilidade de pertinˆencia ao aglomerado seguindo crit´erios consistentes

e complementares de composi¸c˜ao qu´ımica (metalicidade), cinem´atica (velocidade

radial) e fotometria (cor).

A ﬁgura 2.4a exibe o diagrama [Fe/H]-v

para o total de ∼ 200 estrelas (c´ırculos abertos),

com as 22 estrelas selecionadas (c´ırculos fechados) seguindo os 4 crit´erios descritos acima.

Os valores m´edios de metalicidade e velocidade radial est˜ao indicados. As ﬁguras 2.4b,c

mostram, respectivamente, a distribui¸c˜ao de metalicidade e velocidade radial para o total

de estrelas. A tabela 2.2 apresenta informa¸c˜oes b´asicas sobre o programa de observa¸c˜ao

da amostra FLAMES@VLT. As estrelas est˜ao divididas no grupo das brilhantes (V ≤

16.7) e no grupo das fracas (V>16.7).

2.3 M71 GMOS@GEMINI

Do ponto de vista observacional, M71 ´e frequentemente citado na literatura como um

aglomerado de referˆencia nos estudos de popula¸c˜oes ricas em metais no Hemisf´erio Norte,

tal qual 47 Tucanae no Hemisf´erio Sul. M71 est´a localizado a baixa latitude gal´actica

2.3 M71 GMOS@GEMINI 19

-1 -0.5 0 0.5

-200

-100

100

200

[Fe/H]

-1 -0.5 0 0.5

[Fe/H]

-200 -100 0 100 200

-1 -0.5 0 0.5

-200

-100

100

200

Figura 2.4: (a) Diagrama [Fe/H]-v

para o n´umero total de estrelas (N ∼ 200, c´ırculos

abertos) e para as estrelas selecionadas da amostra (N = 22, c´ırculos fechados) com −0.25

≤ [Fe/H]≤ −0.05 e −15 ≤ v

≤ +15 kms

−1

. Os pain´eis (b) e (c) apresentam, respectiva-

mente, as distribui¸c˜oes de [Fe/H] e v

para o total de estrelas. (d) Mesmo que painel (a),

numa escala ampliada.

2.3 M71 GMOS@GEMINI 20

Tabela 2.2: Jornal das observa¸c˜oes NGC 6553 FLAMES@VLT.

Identiﬁca¸c˜ao α

J2000

Data UT V V-I

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)

Brilhantes

n6553bri013 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.68 2.39

n6553bri041 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.60 2.24

n6553bri048 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.51 2.13

n6553bri050 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.43 2.07

n6553bri053 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.42 2.03

n6553bri055 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.51 2.16

n6553bri058 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.36 2.24

n6553bri059 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.40 2.09

n6553bri060 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.64 2.34

n6553bri061 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.41 2.17

n6553bri062 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.58 2.34

n6553bri064 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.63 2.21

n6553bri066 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.41 2.14

n6553bri069 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.41 2.33

n6553bri071 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.54 2.38

n6553bri072 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.69 2.31

n6553bri085 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.51 2.14

n6553bri090 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.57 2.25

n6553bri116 272.19317 −25.84043 18/06/2004 06 : 23 : 35 16.49 2.13

Fracas

n6553fai012 272.19341 −25.84039 01/05/2004 08 : 18 : 07 16.74 2.34

n6553fai055 272.19341 −25.84039 01/05/2004 08 : 18 : 07 16.76 2.34

n6553fai072 272.19341 −25.84039 01/05/2004 08 : 18 : 07 16.72 2.28

2.3 M71 GMOS@GEMINI 21

(l = 56

◦

.74; b = −4

◦

.56), apresenta avermelhamento E(B-V) = 0.27 ± 0.05 e m´odulo

de distˆancia aparente (m-M)

= 13.60 ± 0.10 (Geﬀert & Maintz 2000). Ele exibe alta

metalicidade m´edia, [Fe/H] = −0.73 (Harris 1996), e idade entre 10 a 12 bilh˜oes de anos

(Grundahl 2002; Meissner & Weiss 2006). Dinescu et al. (1999) obtiveram as componentes

espaciais de velocidade (U, V, W) = (77 ± 14, −58 ± 10, −2 ± 14) kms

−1

e uma baixa

excentricidade da ´orbita para M71, caracterizando-o como um t´ıpico aglomerado globular

do disco espesso da Gal´axia.

2.3.1 Fotometria e identiﬁca¸c˜ao das estrelas

O imageamento do campo de M71 e as observa¸c˜oes espectrosc´opicas das 145 estrelas da

amostra foram obtidas utilizando o telesc´opio Frederick C. Gillett (Gemini Norte, 8m)

situado no Mauna Kea, Hawaii, Estados Unidos da Am´erica.

As pr´e-imagens do campo de M71 para a elabora¸c˜ao das quatro m´ascaras de observa¸c˜ao

foram obtidas dia 18 de julho de 2002, com uma massa de ar m´edia de 1.157. Elas foram

obtidas no ﬁltro r

−

G0303, com comprimento de onda efetivo de 6300

A. Foram feitas 4

exposi¸c˜oes de 180 segundos com o CCD operando a 4e

−

/DN (el´etrons por n´umero de

dados, DN = data number) e ru´ıdo de leitura de 6.6e

−

. O campo coberto foi de 5 x 5

minutos de arco.

Como reportado pela equipe do GEMINI/GMOS

, devido a um problema no WCS (World

Coodinate System) do GMOS todas as observa¸c˜oes realizadas at´e o dia 12 de setembro de

2006 no Gemini Norte foram afetadas por um deslocamento de ∼5” de arco nas posi¸c˜oes

´opticas (α,δ) das estrelas. Para corrigir deste efeito e corretamente determinar a fotome-

tria das estrelas, um c´odigo escrito em linguagem de programa¸c˜ao FORTRAN (FORmula

TRANslation) foi usado para deslocar de cerca de 5” de arco as coordenadas α,δ de di-

ferentes bases de dados fotom´etricos de M71 da literatura. Abaixo descrevemos, passo

a passo, os procedimentos adotados para a obten¸c˜ao das magnitudes das estrelas em

diferentes bases de dados.

1. Usando a ferramenta astronˆomica SkyCat plotamos as 145 estrelas da amostra sobre

a pr´e-imagem de M71 observada no Gemini Norte. Criamos, assim, nosso pr´oprio

mapa de identiﬁca¸c˜ao (ver ﬁguras 2.5 e 2.6) da observa¸c˜ao seguindo as identiﬁca¸c˜oes

α,δ como originalmente dadas nas m´ascaras GMOS.

2. Escolhemos duas bases de dados fotom´etricos CCD de M71 no ´optico: Cudworth

(1985) e comunica¸c˜ao privada em 2006 e Geﬀert & Maintz (2000). Al´em de compor

http://www.gemini.edu/sciops/instruments/gmos/gmosIndex.html

2.3 M71 GMOS@GEMINI 22

os melhores dados fotom´etricos BV de M71, estes trabalhos foram preferencialmente

selecionados por fornecerem informa¸c˜oes relevantes para a amostra como completeza

e/ou a probabilidade de pertinˆencia das estrelas ao aglomerado com base em estudos

de movimento pr´oprio.

Cudworth (1985) apresenta movimentos pr´oprios e fotometria visual para 350 estre-

las de M71 limitadas `a magnitude V = 16. Al´em disso, uma vers˜ao atualizada deste

trabalho foi-nos gentilmente cedida pelo Professor Ken Cudworth (comunica¸c˜ao pri-

vada, 2006), onde ele determinou novos movimentos pr´oprios e realizou fotometria

BV para estrelas mais fracas (V > 16), somando 1522 estrelas

Por outro lado, Geﬀert & Maintz (2000) apresentam fotometria CCD BV para

4450 estrelas limitadas `a magnitude V = 18.5 e cobrindo um campo de 20 x 20

minutos de arco. Eles tamb´em nos enviaram (comunica¸c˜ao privada, 2002) uma

pequena amostra de 318 estrelas, para as quais foi estimada uma probabilidade P

de pertinˆencia ao aglomerado superior a 60%.

3. Levando em conta os resultados do c´odigo escrito em FORTRAN plotamos sepa-

radamente sobre a pr´e-imagem de M71 os dois conjuntos de dados fotom´etricos

listados acima. Tentamos desta forma criar dois outros mapas de identiﬁca¸c˜ao para

M71, um para a fotometria Cudworth (1985) e outro para Geﬀert & Maintz (2000).

Usando as ferramentas SkyCat, SAOImage DS9 e o nosso pr´oprio mapa de identi-

ﬁca¸c˜ao (item 1 acima), cada estrela da nossa amostra foi manualmente identiﬁcada

nos outros dois mapas de identiﬁca¸c˜ao constru´ıdos. Como ser´a apresentado ao

longo deste trabalho, as estrelas mais fracas da amostra n˜ao foram identiﬁcadas nos

dois conjuntos de dados fotom´etricos para M71.

Ap´os v´arias an´alises e compara¸c˜oes adotamos a fotometria Cudworth (1985) e atualiza¸c˜ao

de 2006 para a amostra. Na ﬁgura 2.7 apresentamos o diagrama cor-magnitude de M71

usando fotometria do Cudworth (1985). Vˆe-se que uma is´ocrona Yonsei-Yale (Kim et al.

2002), com [Fe/H] = −0.68, [α/Fe] = 0.00, de 12 bilh˜oes de anos, deslocada por (m-M)

13.60 mag e E(B-V) = 0.27 mag (Geﬀert & Maintz 2000), ajusta-se de forma satisfat´oria

ao diagrama cor-magnitude de M71.

2.3.2 Espectroscopia

Os dados M71 GMOS@GEMINI fazem parte do Projeto Observacional GN-2002B-Q-42,

tendo Dr. Bruno Castilho (LNA), Dr. Ricardo Schiavon (Observat´orio Gemini Norte) e

a Professora Dra. Beatriz Barbuy (supervisora) como idealizadores.

2.3 M71 GMOS@GEMINI 23

Figura 2.5: Mapas de identiﬁca¸c˜ao para a amostra M71 mostrando a parte superior do

campo original de 5’ x 5’ de arco. Os eixos vetoriais Norte e Leste em cada mapa de

identiﬁca¸c˜ao est˜ao, respectivamente, `a direita e no sentido para cima nas ﬁguras.

2.3 M71 GMOS@GEMINI 24

Figura 2.6: Mapas de identiﬁca¸c˜ao para a amostra M71 mostrando a parte inferior do

campo original de 5’ x 5’. Os eixos vetoriais Norte e Leste em cada mapa de identiﬁca¸c˜ao

est˜ao, respectivamente, `a direita e no sentido para cima nas ﬁguras.

2.3 M71 GMOS@GEMINI 25

Figura 2.7: Diagrama cor-magnitude (V,B-V)

de M71. (a): pontos pequenos: fotome-

tria de Cudworth (1985) e atualiza¸c˜ao; pontos grandes: estrelas do programa; quadrados

abertos: estrelas do programa identiﬁcadas em Geﬀert & Maintz (2000). (b): apenas as

estrelas com probabilidade P de pertinˆencia ≥ 80%. Os s´ımbolos s˜ao como dados acima.

Os parˆametros da is´ocrona Yonsei-Yale ajustada aos dados est˜ao indicados na ﬁgura.

2.3 M71 GMOS@GEMINI 26

Os dados espectrosc´opicos foram obtidos dia 5 de agosto de 2002, com 2 exposi¸c˜oes de

450 segundos em cada m´ascara. O tempo total de integra¸c˜ao foi calculado com base nas

estrelas mais brilhantes do aglomerado e levando em conta o limite de satura¸c˜ao para as

estrelas da sequˆencia principal presentes na amostra. Utilizou-se espectroscopia no modo

multi-objeto, a qual possibilita a detec¸c˜ao de centenas de estrelas de uma s´o vez, usando o

Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) descrito em detalhes em Hook et al. (2004).

Usou-se uma rede B600 (600 linhas/mm) com um comprimento de onda central em 5100

A e fendas de 1 segundo de arco com uma binagem 2



x 2



ao longo da dire¸c˜ao espacial

e do eixo de dispers˜ao. Esta conﬁgura¸c˜ao resultou em espectros com uma resolu¸c˜ao R

= 2000 (∆λ ∼ 3

A), com uma dispers˜ao de 0.09 nm/p´ıxel. Vale salientar, por´em, que

devido as diferentes distˆancias das fendas ao bisector das m´ascaras na dire¸c˜ao Norte-Sul, os

espectros apresentam diferentes coberturas em comprimento de onda. Outra caracter´ıstica

dos espectros GMOS ´e a presen¸ca de duas descontinuidades (gaps) devido `a separa¸c˜ao de

cerca de 0.5 mm entre os trˆes detectores CCDs usados. Os espectros cobrem uma ampla

faixa do vis´ıvel, estendem-se de 3700 a 6400

A. Este intervalo espectral foi escolhido pois

a regi˜ao do azul tem uma aplica¸c˜ao direta no estudo das gal´axias em alto redshifts, onde

a regi˜ao mais vermelha do espectro ﬁca comprometida devido principalmente `a emiss˜ao

e absor¸c˜ao de linhas tel´uricas. Outra vantagem ´e que o crowding de linhas atˆomicas

e moleculares de diferentes esp´ecies e a conhecida varia¸c˜ao na raz˜ao de abundˆancias em

aglomerados globulares e em gal´axias diﬁcultam a modelagem da regi˜ao azul de popula¸c˜oes

simples e, sendo assim, esta regi˜ao precisa ser melhor estudada. No conjunto de dados de

calibra¸c˜ao, observou-se a estrela padr˜ao espectro-fotom´etrica EG 131. A raz˜ao S/N por

p´ıxel dos espectros varia de 10 a 70 na regi˜ao da banda G em 4300

A. As tabelas 2.3 e 2.4

trazem, respectivamente, o jornal das observa¸c˜oes e uma descri¸c˜ao das imagens obtidas.

Tabela 2.3: Estrelas do programa M71 GMOS@GEMINI:

identiﬁca¸c˜ao das estrelas (1, como dada nas m´ascaras

GMOS e em Cudworth (1985)), coordenadas equatori-

ais (2)-(3), velocidade radial [km/s] (4), probabilidade P

de pertinˆencia (5, como dada em Cudworth (1985) e em

comunica¸c˜ao privada de 2006), magnitude V (6), cores

(7)-(8).

ID α

J2000

P V B-V (B-V)

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)

155 : KC-141 298.4016 +18.75612 16.13 91 15.34 1.23 0.960

138 : KC-127 298.3995 +18.79042 -8.10 90 14.44 1.07 0.800

114 : KC-136 298.3962 +18.76293 16.62 93 14.80 1.22 0.950

253 : KC-119 298.4147 +18.81320 123.03 95 14.52 1.11 0.840

2.3 M71 GMOS@GEMINI 27

Tabela 2.3 – continua¸c˜ao

ID α

J2000

P V B-V (B-V)

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)

1468

†

: ... 298.4188 +18.77991 -4.63 80 17.30 0.81 0.540

367 : KC-343 298.4335 +18.79543 10.66 8 16.33 0.63 0.360

327 : 1-73 298.4268 +18.78301 -31.76 96 14.79 1.20 0.930

346 : KC-215 298.4298 +18.79586 37.87 93 15.30 0.97 0.700

356 : 1-71 298.4318 +18.79003 -22.45 96 13.54 1.44 1.170

221 : 1-109 298.4103 +18.77245 23.54 96 14.87 1.24 0.970

207 : 1639 298.4085 +18.79252 -4.87 95 17.00 0.75 0.480

291 : 1-95 298.4206 +18.76555 16.01 96 13.30 1.29 1.020

306 : 1-75 298.4229 +18.79264 58.09 96 14.85 1.29 1.020

751 : 1289 298.4129 +18.78219 -1.69 90 17.83 0.84 0.570

3791

†

: ... 298.4245 +18.79684 32.12 80 16.83 1.07 0.800

1936 : 1280 298.4169 +18.77425 1.80 95 17.45 0.95 0.680

390 : 1-66 298.4382 +18.77940 -14.50 81 13.01 1.40 1.130

1511 : 1-113 298.4403 +18.79596 -11.98 95 12.43 1.80 1.530

1124 : 1-88 298.4363 +18.76084 5.84 90 14.26 0.99 0.720

69 : KC-202 298.4608 +18.81061 43.91 94 15.17 1.12 0.850

7677 : 1346 298.4740 +18.79896 87.14 84 18.14 0.86 0.590

†

: ... 298.4469 +18.77311 -6.75 80 17.30 0.71 0.440

488

†

: ... 298.4532 +18.78136 -1.78 80 16.83 0.76 0.490

7277 : KC-336 298.4665 +18.79440 17.59 ... ... ... ...

1351 : 1-45 298.4507 +18.79796 39.18 94 12.36 1.76 1.490

573 : KC-196 298.4697 +18.79116 23.10 69 15.60 1.17 0.900

505 : 1-34 298.4574 +18.78078 -107.0 95 14.45 1.05 0.780

1556 : 1-46 298.4642 +18.79901 75.48 93 12.29 1.75 1.480

7498 : A4 298.4715 +18.77711 29.98 94 12.20 1.69 1.420

917 : KC-200 298.4624 +18.80419 62.65 86 15.53 1.30 1.030

1796 : 1134 298.4556 +18.80151 86.97 91 18.69 0.83 0.560

458 : 1-43 298.4485 +18.79111 27.59 94 14.26 1.06 0.790

6761 : ... 298.4591 +18.77784 31.48 ... ... ... ...

566 : KC-363 298.4681 +18.77355 -74.33 0 16.36 1.43 1.160

439 : ... 298.4450 +18.77383 17.75 ... ... ... ...

619 : 1355 298.4770 +18.79714 12.77 97 17.94 0.80 0.530

1235 : 1670 298.4834 +18.79839 93.59 0 16.77 0.86 0.590

640 : 1-48 298.4814 +18.79968 62.93 94 14.39 1.07 0.800

122 : KC-303 298.3969 +18.77009 -30.64 0 16.01 0.81 0.540

1035 : 1600 298.3999 +18.77520 -17.97 97 17.57 0.95 0.680

787 : 1-59 298.4237 +18.80803 48.60 89 14.63 1.30 1.030

292 : X 298.4207 +18.73372 -46.00 90 14.40 1.07 0.800

258 : KC-152 298.4158 +18.73698 -2.72 85 15.03 1.26 0.990

2984

†

: ... 298.4104 +18.77345 -7.12 80 17.02 0.84 0.570

2.3 M71 GMOS@GEMINI 28

Tabela 2.3 – continua¸c˜ao

ID α

J2000

P V B-V (B-V)

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)

328

†

: ... 298.4270 +18.75018 -53.12 80 16.52 0.70 0.430

1060 : ... 298.4140 +18.77067 -2.37 80 ... ... ...

1294 : ... 298.4180 +18.78680 -5.85 ... ... ... ...

792

†

: ... 298.4254 +18.79479 -24.60 80 16.64 1.03 0.760

13 : 1-79 298.4087 +18.77783 34.37 51 13.99 1.43 1.160

232

†

: ... 298.4123 +18.77188 -11.50 80 16.84 1.06 0.790

402 : 1-87 298.4396 +18.76128 -12.73 95 14.37 1.05 0.780

4126 : ... 298.4290 +18.77043 -21.62 ... ... ... ...

1633 : KC-374 298.4338 +18.78996 2.45 0 16.27 1.23 0.960

2001 : 1-103 298.4317 +18.76827 -20.97 89 14.33 0.87 0.600

1873 : ... 298.4356 +18.78181 -31.61 ... ... ... ...

10387 : KC-267 298.4380 +18.77221 -34.8 39 15.69 0.44 0.170

1958 : ... 298.4417 +18.77365 -24.38 ... ... ... ...

921

†

: ... 298.4650 +18.77283 -4.46 80 16.53 0.72 0.450

526 : 1-53 298.4607 +18.81613 40.67 95 12.97 1.61 1.340

484 : 1-55 298.4526 +18.80644 48.75 92 14.26 1.10 0.830

6548 : 2071 298.4558 +18.80534 -5.19 90 19.85 1.05 0.780

1181 : 1058 298.4628 +18.79180 -22.38 93 17.79 0.80 0.530

1785 : 1-36 298.4463 +18.77901 -28.97 64 12.79 1.25 0.980

11860 : ... 298.4575 +18.80072 30.41 ... ... ... ...

5871 : ... 298.4479 +18.79313 -57.30 ... ... ... ...

6079 : ... 298.4502 +18.77050 -55.70 ... ... ... ...

7299 : ... 298.4678 +18.80609 -63.31 ... ... ... ...

7453 : ... 298.4694 +18.80521 36.21 ... ... ... ...

1214 : 2084 298.4746 +18.80516 32.43 60 19.00 0.91 0.640

951 : 2080 298.4727 +18.80355 48.11 82 18.08 0.77 0.500

2154 : ... 298.4710 +18.78277 -6.90 ... ... ... ...

1219 : 1356 298.4765 +18.79601 61.95 0 17.92 0.98 0.710

1716 : ... 298.4827 +18.79184 -29.50 ... ... ... ...

8009 : ... 298.4805 +18.79990 -139.8 ... ... ... ...

654 : 1669 298.4843 +18.80037 52.82 0 17.26 1.28 1.010

1926 : 1633 298.4001 +18.78803 -22.54 97 17.28 1.01 0.740

3 : 1995 298.3983 +18.77371 3.43 98 16.92 1.11 0.840

338 : 1-107 298.4283 +18.77441 0.02 90 13.70 1.13 0.860

391 : KC-234 298.4385 +18.76578 18.32 81 15.59 0.12 0.150

223 : KC-300 298.4105 +18.77746 5.90 26 16.11 1.12 0.850

314 : ... 298.4240 +18.79783 113.38 ... ... ... ...

1325 : 1-70 298.4343 +18.78580 18.25 92 14.43 1.09 0.820

294 : 1308 298.4210 +18.79190 37.53 0 16.31 0.83 0.560

4448 : ... 298.4327 +18.78299 0.11 ... ... ... ...

2.3 M71 GMOS@GEMINI 29

Tabela 2.3 – continua¸c˜ao

ID α

J2000

P V B-V (B-V)

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)

10218 : ... 298.4360 +18.78151 -10.03 ... ... ... ...

3915 : ... 298.4260 +18.78303 29.04 ... ... ... ...

813 : ... 298.4306 +18.77201 5.21 ... ... ... ...

266 : KC-223 298.4171 +18.77581 63.33 0 15.54 0.96 0.690

256 : KC-224 298.4154 +18.76982 61.72 0 15.13 0.63 0.360

1934 : ... 298.4136 +18.78399 7.47 ... ... ... ...

206 : 1604 298.4084 +18.77378 48.45 83 16.83 0.87 0.600

407 : 1-65 298.4402 +18.78101 4.68 80 14.20 1.31 1.040

1693 : ... 298.4683 +18.80594 51.17 ... ... ... ...

1818 : ... 298.4662 +18.80561 81.33 ... ... ... ...

6868 : ... 298.4617 +18.80363 84.90 ... ... ... ...

1210 : 1342 298.4741 +18.80269 72.68 92 18.50 0.83 0.560

2013 : ... 298.4565 +18.80247 120.85 ... ... ... ...

1161 : ... 298.4523 +18.80226 72.23 ... ... ... ...

6786 : ... 298.4601 +18.73407 -11.68 ... ... ... ...

12299 : ... 298.4637 +18.78218 12.36 ... ... ... ...

888

†

: ... 298.4543 +18.78301 3.27 80 17.39 1.37 1.100

7505 : ... 298.4702 +18.79745 60.95 ... ... ... ...

7573 : ... 298.4724 +18.79126 93.07 ... ... ... ...

452 : 1-21 298.4475 +18.76873 4.58 95 13.02 1.49 1.220

10927 : ... 298.4456 +18.77864 219.80 ... ... ... ...

5964 : ... 298.4495 +18.77822 11.88 ... ... ... ...

1897 : ... 298.4584 +18.77371 -2.35 ... ... ... ...

613 : 1378 298.4761 +18.78647 27.41 97 17.57 0.89 0.620

641 : KC-191 298.4816 +18.79488 25.35 85 15.01 1.20 0.930

651 : KC-170 298.4838 +18.75471 -15.25 92 15.57 1.14 0.870

720 : KC-125 298.4006 +18.79778 57.44 38 15.32 1.12 0.850

4 : 2021 298.3983 +18.78664 -31.06 99 17.59 0.96 0.690

399 : 1-81 298.4392 +18.77778 -0.78 95 13.69 1.41 1.140

1282 : KC-298 298.4108 +18.79258 -20.66 8 16.15 1.22 0.950

1081 : ... 298.4221 +18.77992 -2.77 ... ... ... ...

829 : KC-265 298.4352 +18.77724 -7.32 70 15.50 1.25 0.980

4482 : ... 298.4329 +18.79019 -21.82 ... ... ... ...

1486 : ... 298.4293 +18.77786 -16.28 ... ... ... ...

3909 : ... 298.4273 +18.78753 -17.13 ... ... ... ...

1087 : ... 298.4247 +18.77539 -7.65 ... ... ... ...

387 : ... 298.4374 +18.79451 -9.97 ... ... ... ...

778 : ... 298.4201 +18.78474 -22.07 ... ... ... ...

2045 : ... 298.4178 +18.78361 -26.96 ... ... ... ...

1292

†

: ... 298.4159 +18.77535 -10.03 80 17.31 1.19 0.920

2.3 M71 GMOS@GEMINI 30

Tabela 2.3 – continua¸c˜ao

ID α

J2000

P V B-V (B-V)

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)

242 : 1281 298.4135 +18.77435 21.63 94 17.56 0.99 0.720

212 : KC-128 298.4089 +18.78764 -21.42 0 15.19 1.37 1.100

5412 : ... 298.4417 +18.78268 -11.30 ... ... ... ...

574 : ... 298.4698 +18.80458 66.35 ... ... ... ...

78 : 1341 298.4731 +18.80265 51.13 96 18.08 0.79 0.520

1561 : ... 298.4658 +18.80221 55.75 ... ... ... ...

1894 : ... 298.4537 +18.80117 81.02 ... ... ... ...

881 : KC-252 298.4516 +18.78288 -19.77 0 15.38 0.69 0.420

7014 : ... 298.4625 +18.78173 -22.03 ... ... ... ...

11907 : ... 298.4568 +18.79274 -34.30 ... ... ... ...

523 : ... 298.4605 +18.78475 -11.23 ... ... ... ...

2229 : ... 298.4750 +18.78421 14.80 ... ... ... ...

2153 : ... 298.4674 +18.79044 1.29 ... ... ... ...

513 : 1-11 298.4587 +18.76193 1.72 87 14.81 1.19 0.920

5843 : 1-42 298.4474 +18.78542 -236.7 94 14.22 1.02 0.750

11331 : ... 298.4495 +18.77523 -18.35 ... ... ... ...

1144 : ... 298.4455 +18.78746 -6.37 ... ... ... ...

1815 : ... 298.4642 +18.77378 -12.25 ... ... ... ...

616 : 1158 298.4767 +18.77737 -4.03 99 17.50 0.89 0.620

8076 : ... 298.4831 +18.79152 -8.45 ... ... ... ...

1409 : ... 298.4810 +18.79049 -5.78 ... ... ... ...

2.3.3 Redu¸c˜ao de dados

A redu¸c˜ao de dados em Astronomia constitui-se como uma das etapas fundamentais do

trabalho cient´ıﬁco ﬁnal, uma vez que ´e pelo processo de redu¸c˜ao que removemos dos dados

brutos as assinaturas instrumentais para subsistir apenas as caracter´ısticas inerentes dos

objetos de estudo.

Os dados de M71 foram reduzidos usando os c´odigos especialmente desenvolvidos para

tratar espectros GMOS@GEMINI na vers˜ao atualizada do pacote IRAF. Foram feitas

corre¸c˜oes de bias, ﬂat-ﬁeld, raios c´osmicos, linhas de c´eu, calibra¸c˜ao em comprimento de

onda usando a imagem da lˆampada de cobre-argˆonio e calibra¸c˜ao em ﬂuxo dos espectros.

2.3 M71 GMOS@GEMINI 31

Tabela 2.4: Descri¸c˜ao dos dados M71 GEMINI-GMOS, sob Projeto GN2002B-Q42.

Identiﬁca¸c˜ao Descri¸c˜ao Data de observa¸c˜ao

M´ascara 1: GN2002B-Q42-1

N20020802S0020.ﬁts Imagem de lˆampada CuAr 02/08/2002

N20020805S0071.ﬁts Imagem de Calibra¸c˜ao : Flat-Field 05/08/2002

N20020805S0072.ﬁts Imagem de Calibra¸c˜ao : Flat-Field 05/08/2002

N20020805S0073.ﬁts Imagem Cient´ıﬁca : M71 05/08/2002

N20020805S0074.ﬁts Imagem Cient´ıﬁca : M71 05/08/2002

M´ascara 2: GN2002B-Q42-2

N20020802S0021.ﬁts Imagem de lˆampada CuAr 02/08/2002

N20020805S0078.ﬁts Imagem de Calibra¸c˜ao : Flat-Field 05/08/2002

N20020805S0076.ﬁts Imagem Cient´ıﬁca : M71 05/08/2002

N20020805S0077.ﬁts Imagem Cient´ıﬁca : M71 05/08/2002

M´ascara 3: GN2002B-Q42-3

N20020802S0022.ﬁts Imagem de lˆampada CuAr 02/08/2002

N20020805S0082.ﬁts Imagem de Calibra¸c˜ao : Flat-Field 05/08/2002

N20020805S0080.ﬁts Imagem Cient´ıﬁca : M71 05/08/2002

N20020805S0081.ﬁts Imagem Cient´ıﬁca : M71 05/08/2002

M´ascara 4: GN2002B-Q42-4

N20020802S0023.ﬁts Imagem de lˆampada CuAr 02/08/2002

N20020805S0086.ﬁts Imagem de Calibra¸c˜ao : Flat-Field 05/08/2002

N20020805S0084.ﬁts Imagem Cient´ıﬁca : M71 05/08/2002

N20020805S0085.ﬁts Imagem Cient´ıﬁca : M71 05/08/2002

Outras calibra¸c˜oes

N20020805S0023.ﬁts Imagem de Calibra¸c˜ao : Bias 05/08/2002

N20020805S0024.ﬁts Imagem de Calibra¸c˜ao : Bias 05/08/2002

N20020805S0025.ﬁts Imagem de Calibra¸c˜ao : Bias 05/08/2002

N20020805S0026.ﬁts Imagem de Calibra¸c˜ao : Bias 05/08/2002

N20020805S0027.ﬁts Imagem de Calibra¸c˜ao : Bias 05/08/2002

N20020806S0048.ﬁts Estrela Padr˜ao 06/08/2002

N20020806S0049.ﬁts Imagem de Calibra¸c˜ao : Flat-Field 06/08/2002

N20020807S0021.ﬁts Imagem de lˆampada CuAr 07/08/2002

N20020810S0071.ﬁts Imagem de Calibra¸c˜ao : Bias 10/08/2002

N20020810S0072.ﬁts Imagem de Calibra¸c˜ao : Bias 10/08/2002

N20020810S0073.ﬁts Imagem de Calibra¸c˜ao : Bias 10/08/2002

N20020810S0074.ﬁts Imagem de Calibra¸c˜ao : Bias 10/08/2002

N20020810S0075.ﬁts Imagem de Calibra¸c˜ao : Bias 10/08/2002

2.3 M71 GMOS@GEMINI 32

Figura 2.8: Imagem de calibra¸c˜ao de bias nos trˆes diferentes CCDs adotada para corrigir

as imagens cient´ıﬁcas (superior) e a estrela padr˜ao (inferior).

Subtra¸c˜ao de bias pelo c´odigo gbias

O bias corresponde a um ru´ıdo adicional aos dados cient´ıﬁcos no momento da leitura

dos CCDs, desta forma subtrair de bias signiﬁca corrigir as imagens destas interferˆencias.

Processamos imagens de bias tanto para as imagens cient´ıﬁcas quanto para a estrela

padr˜ao. A ﬁgura 2.8 mostra um exemplo de imagem de bias para as observa¸c˜oes GMOS

da amostra, onde se pode ver detalhes da estrutura espacial da imagem de bias. Os

n´ıveis de contagens alcan¸cados s˜ao de 740 ADU/p´ıxel, 630 ADU/p´ıxel e 365 ADU/p´ıxel,

respectivamente, para os trˆes detectores.

2.3 M71 GMOS@GEMINI 33

Figura 2.9: (a): ﬂat-ﬁeld normalizado e (b): ﬂat-ﬁeld combinado, na M´ascara 2 do pro-

grama observacional.

Subtra¸c˜ao de ﬂat-ﬁeld atrav´es do c´odigo gsflat

Todos os CCDs apresentam varia¸c˜oes na eﬁciˆencia quˆantica em todas as escalas, ou seja, os

detectores oferecem diferentes respostas em diferentes comprimentos de onda. Varia¸c˜oes

p´ıxel-a-p´ıxel s˜ao pequenas, todavia a contribui¸c˜ao em escalas maiores precisa ser levada em

conta. Sendo assim, a ﬁnalidade do ﬂat-ﬁelding ´e corrigir, p´ıxel-a-p´ıxel, as imogeneidades

dos detectores.

Ap´os v´arias itera¸c˜oes, o c´odigo gsflat produz uma imagem de ﬂat-ﬁeld normalizada e

outra combinada. Uma vez que os efeitos do ﬂat ﬁeld s˜ao multiplicativos, dividimos as

imagens dos objetos cient´ıﬁcos pela imagem normalizada de ﬂat-ﬁeld. A imagem combi-

nada, por sua vez, ´e adotada para a identiﬁca¸c˜ao autom´atica das fendas para espectros

GMOS com base na exposi¸c˜ao da lˆampada GCAL.

O c´odigo gsflat gerencia outros trˆes programas e entre eles est´a o c´odigo gscut que auto-

maticamente localiza e corta os espectros bidimensionais e gera um arquivo mutli-extens˜ao

onde cada extens˜ao corresponde a uma fenda da m´ascara. As imagens geradas em todas

as etapas do processo de redu¸c˜ao foram cuidadosamente veriﬁcadas usando a ferramenta

SAOImage DS9 para evitar propaga¸c˜ao de erros no resultado ﬁnal e nesta fase veriﬁcamos a

2.3 M71 GMOS@GEMINI 34

Figura 2.10: Imagem cient´ıﬁca de M71 na m´ascara 2. Pode-se notar as separa¸c˜oes ou gaps

entre os trˆes CCDs (linhas escuras verticais na imagem). Mais detalhes s˜ao explicados no

corpo do texto.

normaliza¸c˜ao do ﬂat-ﬁeld (ﬁgura 2.9) e, sobretudo, a identiﬁca¸c˜ao autom´atica das fendas.

Corre¸c˜ao de raios c´osmicos pelo c´odigo gscrrej

A ﬁgura 2.10 apresenta uma imagem cient´ıﬁca de M71 na m´ascara 2. Podemos notar, ao

longo de cada CCD, os espectros (faixas brancas ao centro e paralelas `a abscissa x), as

linhas de c´eu (faixas brancas retangulares e paralelas `a ordenada y) e os raios c´osmicos

(alguns pontos brancos espalhados sobre a imagem). Os raios c´osmicos foram removidos

das imagens atrav´es da c´odigo gscrrej, ﬁxando uma resolu¸c˜ao instrumental de 7 p´ıxeis

com base na largura `a meia altura de linhas de c´eu.

Calibra¸c˜ao em comprimento de onda atrav´es do c´odigo gswavelength

Calibrar em comprimento de onda signiﬁca converter a escala dos espectros de unidade

de imagem [p´ıxel] em escala de comprimento de onda [

A, por exemplo]. A calibra¸c˜ao em

comprimento de onda ´e feita usando espectros de compara¸c˜ao, que no nosso caso foi o es-

pectro de arco de uma lˆampada cobre-argˆonio (CuAr) obtida com a mesma conﬁgura¸c˜ao

espectrosc´opica que as imagens cient´ıﬁcas (os espectros de ciˆencia de M71). Como os

comprimentos de onda de laborat´orio de linhas espectrais de CuAr s˜ao bem conhecidos,

torna-se poss´ıvel tra¸car uma rela¸c˜ao entre o comprimento de onda e a unidade de in-

forma¸c˜ao do CCD [p´ıxel] usando o espectro CuAr. Na redu¸c˜ao de dados o processo de

2.3 M71 GMOS@GEMINI 35

Figura 2.11: Exemplo de uma imagem de lˆampada usada para calibrar os espectros em

comprimento de onda.

calibra¸c˜ao em comprimento de onda requer muitas intera¸c˜oes para garantir a qualidade

no resultado ﬁnal, principalmente quando se trabalha no modo multi-objeto.

Desta forma, em linhas gerais, o c´odigo gswavelength faz um ajuste em duas dimens˜oes

[x,y] para cada fenda. No nosso escolhemos polinˆomios de Chebyshev com ordem variando

de 4 a 6. A id´eia principal nesta etapa do procedimento ´e retirar os pontos mais distantes

da curva do ajuste, ou seja, as linhas espectrais que n˜ao foram corretamente identiﬁcadas.

Dado o conjunto total de pontos e a resolu¸c˜ao dos espectros, adotamos uma dispers˜ao de

corte de 0.30

A. Obtivemos, ao ﬁnal, um padr˜ao aleat´orio de res´ıduos. Caso a calibra¸c˜ao

n˜ao tivesse sido satisfatoriamente efetuada ver´ıamos uma tendˆencia senoidal dos res´ıduos.

A ﬁgura 2.11 mostra o exemplo de uma imagem CuAr usada para a identiﬁca¸c˜ao das

linhas e calibra¸c˜ao em comprimento de onda.

Combinando espectros pelo c´odigo gemcombine

O passo seguinte `a calibra¸c˜ao em comprimento de onda dos espectros foi combin´a-los

usando o c´odigo gemcombine. A combina¸c˜ao de mais de uma imagem de um mesmo

espectro ´e importante pois aumenta a raz˜ao sinal-ru´ıdo do espectro ﬁnal. No entanto,

para combinar as imagens, ou espectros bidimensionais, deve-se antes veriﬁcar se as linhas

de c´eu e as fendas est˜ao na mesma posi¸c˜ao para todas as imagens e tamb´em se n˜ao h´a

grandes diferen¸cas nas intensidades. Estes aspectos foram veriﬁcados em cada imagem

2.3 M71 GMOS@GEMINI 36

Figura 2.12: Exemplo de uma imagem subtra´ıda de c´eu para uma das m´ascaras de M71.

Nota-se que h´a ainda alguns res´ıduos de c´eu, sobretudo as linhas mais intensas.

via o SAOImage DS9.

Subtra¸c˜ao do c´eu atrav´es do c´odigo gsskysub

Para a subtra¸c˜ao do c´eu utilizamos o c´odigo gsskysub. Esta etapa tamb´em demanda

aten¸c˜ao especial no processo de redu¸c˜ao de dados, principalmente quando se trabalha com

espectros de baixa resolu¸c˜ao, pois consiste em marcar a regi˜ao do espectro que equivale `a

contribui¸c˜ao do c´eu. As regi˜oes correspondentes ao c´eu foram marcadas visualizando-se

cada espectro bidimensional no SAOImage DS9. A regi˜ao em p´ıxel marcada foi escolhida

de forma a evitar as linhas de c´eu, pois caso contr´ario a intensidade das linhas ﬁcaria

deslocada de uma certa constante e a raz˜ao sinal-ru´ıdo diminuiria (ver ﬁgura 2.12).

Extra¸c˜ao dos espectros pelo c´odigo gsextract

Os espectros unidimensionais foram extra´ıdos atrav´es do c´odigo gsextract, deﬁnindo

interativamente a abertura para cada espectro. Para maximizar a raz˜ao sinal-ru´ıdo ´e

recomendado pela equipe GEMINI-GMOS a utiliza¸c˜ao de uma abertura correspondente a

cerca de 1.2 da largura `a meia altura do perﬁl do sinal. As fun¸c˜oes polinomiais aos pontos

s˜ao escolhidas de tal forma a ajustarem-se muito bem `as extremidades dos espectros e a

garantirem uma baixa dispers˜ao dos pontos.

2.3 M71 GMOS@GEMINI 37

Calibra¸c˜ao em ﬂuxo

Calibrar os espectros em ﬂuxo envolve diferentes informa¸c˜oes sobre os espectros, condi¸c˜oes

de observa¸c˜ao e ainda a redu¸c˜ao da estrela padr˜ao.

• Redu¸c˜ao da estrela padr˜ao

Com o intuito de calibrar os espectros de M71 em ﬂuxo observou-se a estrela padr˜ao

EG 131 com a mesma rede de difra¸c˜ao, com o mesmo comprimento de onda central,

massa de ar e binning das imagens cient´ıﬁcas. Todos os procedimentos descritos

acima para a redu¸c˜ao dos espectros de M71 foram aplicados na redu¸c˜ao da estrela

padr˜ao. A ´unica diferen¸ca no processo ´e que a redu¸c˜ao da padr˜ao faz-se ao modo

long-slit do GMOS, com suas pr´oprias imagens de bias e ﬂat-ﬁelds.

Com a redu¸c˜ao e calibra¸c˜ao da estrela pad˜ao obtivemos a fun¸c˜ao de sensibilidade que

representa a resposta dos instrumentos utilizados na aquisi¸c˜ao dos dados. Atrav´es

do c´odigo sensfunc obtem-se a fun¸c˜ao de sensibilidade pela compara¸c˜ao do espec-

tro observado da estrela padr˜ao a um banco de dados do GEMINI-GMOS contendo

informa¸c˜oes sobre a estrela.

Em resumo, o que o c´odigo gstandard faz ao calibrar a estrela padr˜ao ´e (i) proces-

sar, a partir de um banco de dados, a distribui¸c˜ao de energia para a estrela padr˜ao

observada; (ii) corrigir a distribui¸c˜ao de energia pela extin¸c˜ao atmosf´erica para o

s´ıtio de observa¸c˜ao; (iii) comparar esta distribui¸c˜ao de energia corrigida com a do

espectro padr˜ao observado e, por ´ultimo, iv) derivar a fun¸c˜ao de sensibilidade (ver

ﬁgura 2.13) que fornece a resposta total do sistema.

• Calibra¸c˜ao em ﬂuxo pelo c´odigo gscalibrate

Nesta ´ultima etapa, atentando-se para a massa de ar e extin¸c˜ao atmosf´erica para

Mauna Kea, o c´odigo gscalibrate aplica a fun¸c˜ao de sensibilidade a cada espectro

observado. Como resultado do processo obtivemos os 145 espectros do aglomerado

globular rico em metais M71 extra´ıdos e calibrados em ﬂuxo, como mostra a ﬁgura

2.14.

2.3 M71 GMOS@GEMINI 38

Figura 2.13: Fun¸c˜ao de sensibilidade obtida para a estrela EG 131 aplicada a todos os

espectros de M71.

2.3 M71 GMOS@GEMINI 39

Figura 2.14: Exemplo de espectros calibrados em ﬂuxo. Superior: espectro da estrela

padr˜ao EG 131. Inferior: espectro da estrela 484 (1-55, V = 14.26) observada com a

m´ascara 2. Nota-se alguns ´ındices espectrais de interesse e os gaps devido `a separa¸c˜ao dos

3 CCDS.

Cap´ıtulo 3

NGC 6553: aglomerado globular

tra¸cador do bojo da Gal´axia

Neste cap´ıtulo faremos uma breve revis˜ao de alguns dos trabalhos focados na an´alise

qu´ımica de popula¸c˜oes estelares do bojo da Gal´axia e, particularmente, em NGC 6553,

e sobre os cen´arios que buscam explicar a forma¸c˜ao do bojo Gal´actico. Em seguida apre-

sentamos a an´alise, resultados e interpreta¸c˜ao da investiga¸c˜ao qu´ımica detalhada realizada

para a amostra NGC 6553 UVES@VLT.

3.1 Introdu¸c˜ao — o bojo Gal´actico

Embora os bojos de gal´axias estejam associados `as regi˜oes de intensa forma¸c˜ao estelar e,

por isso mesmo, sejam considerados uma das componentes mais importantes e interes-

santes para o estudo da forma¸c˜ao e evolu¸c˜ao de gal´axias no universo, o bojo da Via-L´actea

n˜ao foi ainda satisfatoriamente estudado e se conﬁgura como a estrutura menos explorada

da Gal´axia, sobretudo do ponto de vista das abundˆancias qu´ımicas. A raz˜ao principal ´e o

alto valor de extin¸c˜ao interestelar do bojo, adicionados `a problemas de ac´umulo de estrelas

numa certa regi˜ao (crowding) e `as grandes distˆancias envolvidas, o que diﬁculta a real-

iza¸c˜ao de trabalhos de alta-resolu¸c˜ao espectral envolvendo an´alises qu´ımicas detalhadas

mesmo em ´epoca dos grandes telesc´opios e espectr´ografos.

Como mostra Dwek et al. (1995), o bojo da nossa Gal´axia cobre uma regi˜ao de cerca de

◦

 |b|  20

◦

em latitude gal´actica e apresenta uma estrutura triaxial que lembra uma

barra com raz˜oes de eixo dadas por 1:0.33 ± 0.11:0.23 ± 0.08. Esta estrutura classiﬁca a

Via-L´actea como sendo o prot´otipo de uma gal´axia espiral barrada.

Em termos de luminosidade, cuja contribui¸c˜ao deve-se principalmente `as estrelas do tipo

3.1 Introdu¸c˜ao — o bojo Gal´actico 41

K e M, o bojo alcan¸ca uma luminosidade integrada da ordem de ∼ 10



e comp˜oe uma

fra¸c˜ao importante da massa da Gal´axia (M ≈ 1.3 x 10



). Cinematicamente o bojo

´e uma componente intermedi´aria entre a popula¸c˜ao dinamicamente quente do disco e a

popula¸c˜ao dinamicamente fria do halo da Gal´axia (Kormendy & Kennicutt 2004).

H´a quase 50 anos, quando surgiram os primeiros modelos tentando explicar o processo

de forma¸c˜ao da Gal´axia (ver cap´ıtulo 1), os resultados observacionais focavam apenas

nas popula¸c˜oes estelares do disco e do halo, uma consequˆencia natural das limita¸c˜oes

observacionais da ´epoca. Desta forma, estes primeiros modelos n˜ao incluiam o bojo da

Gal´axia como uma estrutura independente e com suas pr´oprias caracter´ısticas.

Agora, com a constru¸c˜ao de telesc´opios de grande porte e melhorias nas t´ecnicas de

observa¸c˜ao, as popula¸c˜oes estelares do bojo da Gal´axia tˆem sido alvo de v´arios estudos

qu´ımicos detalhados buscando responder quest˜oes fundamentais sobre a origem e evolu¸c˜ao

do bojo e da pr´opria Gal´axia. Abaixo destacamos os principais trabalhos realizados

envolvendo muitas destas popula¸c˜oes estelares do bojo da Gal´axia.

Estrelas gigantes de campo de tipos K e M

McWilliam & Rich (1994) ﬁzeram a primeira an´alise qu´ımica detalhada para 11 estrelas

gigantes de tipo K na janela de Baade (l = 1

◦

, b = −4

◦

). Neste trabalho cl´assico,

usando um telesc´opio de 4 m e espectros de R = 17000 e S/N = 50, eles caracterizaram

espectroscopicamente a MDF do bojo (−1≤ [Fe/H] ≤ 0.45) e obtiveram as abundˆancias

qu´ımicas de outras esp´ecies atˆomicas desde o l´ıtio at´e o eur´opio.

Desde ent˜ao muitos trabalhos tˆem procurado caracterizar o padr˜ao de abundˆancias qu´ımicas

de estrelas gigantes de tipos K e M do bojo Gal´actico usando dados de alta qualidade

no ´optico (Castro et al. 1996; Fulbright et al. 2006; Zoccali et al. 2006; Lecureur et al.

2007; Fulbright et al. 2007) e no infravermelho (Ram´ırez et al. 2000; Rich & Origlia 2005;

Cunha & Smith 2006; Rich et al. 2007; Mel´endez et al. 2008).

Estrelas an˜as e gigantes via microlentes gravitacionais

Fisicamente, um evento microlente gravitacional est´a relacionado ao efeito lentes grav-

itacionais descrito em Zwicky (1937) sendo que em eventos de microlentes os objetos de

pequenas massas como planetas ou estrelas comp˜oem a lente e, neste caso, embora o

desvio da luz seja impercept´ıvel, o brilho aparente da fonte varia drasticamente, o que

permite que o evento seja monitorado. Devido ao crowding observado no bojo da Gal´axia,

eventos de microlente gravitacionais s˜ao frequentes e ´uteis para tra¸car a forma¸c˜ao desta

componente Gal´actica.

Nos ´ultimos 10 anos, eventos de microlente gravitacional tˆem sido usados para determinar

3.1 Introdu¸c˜ao — o bojo Gal´actico 42

as abundˆancias qu´ımicas de objetos fracos, em particular estrelas an˜as do bojo da Gal´axia.

Minniti et al. (1998) determinaram a abundˆancia de l´ıtio para 97 BLG 45, uma estrela da

sequˆencia principal no bojo da Gal´axia, cuja ampliﬁca¸c˜ao foi detectada dentro do projeto

MACHO (Massive Compact Halo Objects). Quatro anos depois, Minniti et al. (2002)

observaram o evento GSC2.2-S222123214159 de microlente gravitacional e determinaram a

metalicidade e a abundˆancia de oxigˆenio para uma estrela gigante. Recentemente, 3 outras

estrelas an˜as tipo espectral G — OGLE-2006-BLG-265, MOA-2006-BLG-099S e OGLE-

2007

−

BLG-349S —, tiveram as suas abundˆancias calculadas em eventos de microlentes

gravitacionais (Johnson et al. 2007, 2008; Cohen et al. 2008).

Nebulosas planet´arias

As nebulosas planet´arias, est´agios ﬁnais da evolu¸c˜ao de uma estrela tipo Sol, s˜ao tamb´em

ut´eis para desvendar a hist´oria de enriquecimento qu´ımico de gal´axias, principalmente em

regi˜oes de alto avermelhamento e que envolvem grandes escalas de distˆancia como o bojo

da Gal´axia. Al´em disso, muitas das transi¸c˜oes atˆomicas que s˜ao facilmente detectadas

nestes objetos diﬁcilmente ser˜ao medidas em estrelas. Consequentemente, as abundˆancias

qu´ımicas das nebulosas planet´arias reﬂetem as condi¸c˜oes da nuvem interestelar `a ´epoca

de forma¸c˜ao destes objetos, o que traz v´ınculos observacionais interessantes para estudar

os processos nucleares e de mistura que aconteceram na estrela progenitora.

H´a na literatura determina¸c˜ao de abundˆancias para o oxigˆenio, nitrogˆenio, enxofre, argˆonio

al´em de outras linhas espectrais importantes para nebulosas planet´arias do bojo da

Gal´axia (Ratag et al. 1997; Cuisinier 2000; Escudero & Costa 2001; Zhang & Liu 2003;

Wang & Liu 2007; Maciel et al. 2007).

Aglomerados globulares

Analisando o diagrama cor-magnitude de aglomerados globulares, Ortolani et al. (1995)

foram os primeiros a demonstrar que efetivamente o bojo enriquecido em metais da

Gal´axia ´e velho ( 10 Ganos), contrariamente ao que se pensava at´e ent˜ao uma vez

que o bojo era comparado `a popula¸c˜ao pobre e velha do halo.

Barbuy et al. (1998) apresentaram os parˆametros fundamentais para 16 aglomerados glo-

bulares dentro de 5

◦

do centro da Gal´axia e apresentaram seus parˆametos b´asicos: E(B-V),

distˆanica e metalicidade [Fe/H].

Com dados de alta resolu¸c˜ao e alta raz˜ao S/N, NGC 6553 e outros aglomerados globulares

pobres e ricos em metais do bojo tˆem sido quimicamente explorados: Terzan 4 ([Fe/H]=

−1.60, Origlia & Rich (2004)); HP-1 ([Fe/H]= −1.00, Barbuy et al. (2006)); NGC 6558

([Fe/H]= −0.97, Barbuy et al. (2007)); UKS 1 ([Fe/H]= −0.78, Origlia et al. (2005b));

NGC 6539 ([Fe/H]= −0.76, Origlia et al. (2005b)); NGC 6342 ([Fe/H]= −0.60, Origlia

3.1 Introdu¸c˜ao — o bojo Gal´actico 43

et al. (2005a)); NGC 6388 ([Fe/H]=−0.44, Carretta et al. (2007)); NGC 6441 ([Fe/H]=

−0.39, Gratton et al. (2006)); Liller 1 ([Fe/H] = −0.30, Origlia et al. (2002)); Terzan

5 ([Fe/H]= −0.21, Origlia & Rich (2004)) e NGC 6528 ([Fe/H]= −0.11, Carretta et al.

(2001); Zoccali et al. (2004); Origlia et al. (2005a)).

No caso particular de NGC 6553, embora observacionalmente localizado em baixa latitude

gal´actica (l = +5

◦

.25; b = −3

◦

.03) e projetado na dire¸c˜ao do centro gal´actico (ver ﬁgura

2.1), seu valor de extin¸c˜ao interestelar E

B−V

= 0.63 mag ´e considerado baixo quando

comparado a outros aglomerados globulares ricos em metais num raio R

gal

< 3 kpc do

centro da Gal´axia. Ademais, sua alta luminosidade M

= −0.77 mag (Harris 1996)

contribui para que NGC 6553 esteja entre os mais bem estudados aglomerados do bojo.

Ainda assim, poucas estrelas (N < 15) de NGC 6553 foram estudadas com dados de

alta qualidade: (i) Barbuy et al. (1992) analisaram 1 estrela gigante usando observa¸c˜oes

CCD com R ∼ 20000; (ii) Barbuy et al. (1999b), utilizando uma resolu¸c˜ao R ∼ 20000,

analisaram 2 estrelas gigantes; (iii) Cohen et al. (1999), com R ∼ 34000, analisaram 5

estrelas do ramo horizontal; (iv) usando a banda H do infravermelho pr´oximo e resolu¸c˜ao

R ∼ 25000, Origlia et al. (2002) estudaram 2 estrelas, enquanto que (v) Mel´endez et al.

(2003), tamb´em usando dados no infravermelho, analisaram 5 estrelas gigantes a uma

resolu¸c˜ao R ∼ 50000.

As propriedades inerentes de idade, cinem´atica, dinˆamica e abundˆancias qu´ımicas no

´optico e no infravermelho das popula¸c˜oes sumariamente citadas acima, mais aspectos

morfol´ogicos do bojo da Gal´axia, revelam que esta compontente ´e velha e enriquecida

em metais, com propriedades similares a de outras componentes esferoidas no universo

como as gal´axias el´ıpticas (Renzini 2006). Estas caracter´ısticas intr´ınsecas contemplam

dois cen´arios b´asicos que tentam explicar a forma¸c˜ao do bojo de gal´axias espirais como a

nossa pr´opria (ver Kormendy & Kennicutt 2004, para uma discuss˜ao detalhada).

O primeiro cen´ario, ou bojo cl´assico, baseia-se na id´eia de forma¸c˜ao monol´ıtica da Gal´axia.

O bojo seria formado durante o colapso da nuvem protogal´actica onde a taxa de forma¸c˜ao

estelar no centro cresce bastante devido a alta densidade do g´as na regi˜ao. Dentro do

contexto da cosmologia moderna o bojo seria fruto de subsequentes fus˜oes (mergings)

ap´os o colapso da nuvem primordial (Kauﬀmann 1996).

Por outro lado, amparado por simula¸c˜oes num´ericas, no segundo cen´ario, ou pseudo-bojo,

a forma¸c˜ao ocorre a partir de instabilidades dinˆamicas (como por exemplo bra¸cos espirais

e barras) no disco destas gal´axias. Neste cen´ario de evolu¸c˜ao secular o bojo forma-se

numa escala de tempo superior ao tempo dinˆamico de gal´axias.

Voltaremos, ao longo deste trabalho, a muitos dos aspectos particulares — pr´os e contra

3.2 Parˆametros estelares 44

— de cada cen´ario proposto para a forma¸c˜ao do bojo e/ou aglomerados globulares da

Gal´axia. Segue abaixo a descri¸c˜ao detalhada da an´alise e obten¸c˜ao das abundˆancias

qu´ımicas para a amostra NGC 6553 UVES@VLT.

3.2 Parˆametros estelares

3.2.1 Velocidades radiais

Estatisticamente, medidas de velocidades radiais com alta precis˜ao em estrelas de aglo-

merados globulares s˜ao usadas para estudar a simetria e a complexidade da evolu¸c˜ao

dos aglomerados globulares, como por exemplo efeitos dinˆamicos internos e externos e

efeitos de rota¸c˜ao. Do ponto de vista cinem´atico, a determina¸c˜ao de velocidades radi-

ais observadas (v

) em espectros de alta-resolu¸c˜ao de aglomerados globulares constitui-se

como um dos crit´erios seletivos para ratiﬁcar a probabilidade de pertinˆencia das estrelas

ao aglomerado. Al´em disso, este parˆametro possibilita o estudo de poss´ıveis misturas

(blends) de linhas tel´uricas na regi˜ao de linhas espectrais importantes em absor¸c˜ao como,

por exemplo, a regi˜ao da linha proibida de oxigˆenio [OI] 6300

As velocidades radiais da amostra NGC 6553 UVES@VLT foram obtidas atrav´es c´odigo

autom´atico DAOSPEC (Dunlop Astrophysical Observatory Spectroscopy) escrito em FOR-

TRAN pelo pesquisador P. Stetson do Dominion Astrophysical Observatory do Herzberg

Institute of Astrophysics, Canad´a.

Em linhas gerais, usando imagens FITS (Flexible Image Transport System) ou IRAF

(*.imh), o c´odigo funciona da seguinte maneira : dada uma lista de linhas atˆomicas e

parˆametros espec´ıﬁcos para o ajuste do espectro observado, como por exemplo a largura

a meia altura dos espectros (FWHM, Full Width at Half Maximum) e a cobertura em

comprimento de onda λ, DAOSPEC (i) encontra automaticamente o m´aximo poss´ıvel das

linhas em absor¸c˜ao deﬁnidas na lista, (ii) ajusta o continuum usando um polinˆomio

de Legendre com ordem previamente especiﬁcada, (iii) mede as larguras equivalentes

admitindo que as linhas tˆem perﬁl gaussiano e (iv) determina a velocidade radial observada

) de cada estrela utilizando a equa¸c˜ao cl´assica do desvio Doppler z

, que relaciona os

comprimentos de onda das linhas como observadas nos espectros (λ

obs

) e como dada em

laborat´orio (λ

lab

) com a velocidade radial. Na ﬁgura 3.1 n´os apresentamos para a estrela

NGC 6553 267092, um exemplo dos espectros de sa´ıda do DAOSPEC.

Em seguida, usando o c´odigo rvcorrect do IRAF, obtivemos a corre¸c˜ao das velocidades

z = (λ

obs

- λ

lab

)/(λ

lab

) e v

= z*c, onde c ´e a velocidade da luz. Redshift: z > 0;

blueshift: z < 0.

3.2 Parˆametros estelares 45

Figura 3.1: NGC 6553 267092 (a) Espectro observado. (b) Polinˆomio de Legendre usado

na normaliza¸c˜ao do continuum. (c) Espectro dos res´ıduos. (d) Uma pequena regi˜ao

espectral (5852 ≤λ ≤ 5864

A) do espectro observado com algumas linhas em absor¸c˜ao

identiﬁcadas.

3.2 Parˆametros estelares 46

radiais observadas ou corre¸c˜ao heliocˆentrica para as componentes do movimento do obser-

vador na dire¸c˜ao da observa¸c˜ao. Desta forma, atentando-se para as coordenadas equatori-

ais, data e ´epoca de observa¸c˜ao, tempo universal dos objetos, al´em de informa¸c˜oes sobre o

observat´orio como a altura, latitude e longitude, a corre¸c˜ao ´e feita para as componentes da

velocidade diurnal (rota¸c˜ao da Terra), da velocidade lunar (movimento do centro da Terra

sobre o baricentro Terra-Lua), da velocidade anual (movimento do baricentro Terra-Lua

sobre o centro do Sol) e da velocidade solar (movimento do Sol relativo ao sistema local de

referˆencia). A corre¸c˜ao heliocˆentrica somada aos valores das velocidades radiais Doppler

observadas, permite a obten¸c˜ao das velocidades radiais heliocˆentricas (v

Encontramos uma v

m´edia de −0.27 ± 1.99 (σ = 3.98, 4 estrelas) kms

−1

para a amostra.

Este resultado est´a em bom acordo com os encontrado na literatura. Na compila¸c˜ao

de Harris (1996), NGC 6553 apresenta uma velocidade radial m´edia de v

= −6.5 ± 2.7

kms

−1

. Rutledge et al. (1997) determinaram um valor de 8.4 (σ = 8.4, 21 estrelas) kms

−1

enquanto que Coelho et al. (2001) determinaram a velocidade radial m´edia de NGC 6553

com base em diferentes m´etodos e encontraram um valor m´edio de −1 kms

−1

. Numa

an´alise recente, com base em 5 estrelas gigantes deste aglomerado e com observa¸c˜oes feitas

no infravermelho usando o PHOENIX@GEMINI, Mel´endez et al. (2003) determinaram

uma velocidade radial heliocˆentrica m´edia de v

= +1.6 (σ = 6) kms

−1

. Dado que os nossos

espectros apresentam um poder resolutor R

de aproximadamente 55000, estimamos uma

resolu¸c˜ao em velocidade da ordem de 5.45 kms

−1

para os nossos espectros.

Com a ﬁnalidade de criarmos imagens corrigidas pelo desvio Doppler usamos o c´odigo

dopcor do pacote onedspec do IRAF. Conhecendo-se a v

ou equivalentemente o desvio

z, o c´odigo desloca os espectros para seus respectivos comprimentos de onda de laborat´orio.

A principal vantagem em deslocar os espectros ´e a identiﬁca¸c˜ao precisa das linhas para o

c´alculo manual das larguras equivalentes e/ou compara¸c˜ao dos espectros observados com

os espectros sint´eticos.

3.2.2 Larguras equivalentes

Os estudos detalhados de abundˆancias de elementos qu´ımicos em estrelas de aglomerados

globulares servem como v´ınculos observacionais importantes n˜ao somente aos cen´arios de

forma¸c˜ao destes objetos, mas tamb´em da pr´opria gal´axia hospedeira. Sendo assim, com

o intuito de aumentar a acur´acia dos resultados numa an´alise ﬁna de linhas individuais,

faz-se necess´ario que as larguras equivalentes (W

) estejam bem medidas. Necessita-se

tamb´em de boa precis˜ao nos parˆametros atˆomicos (fun¸c˜ao de parti¸c˜ao, for¸ca de oscilador,

R = λ/∆λ, onde ∆λ ∼ FWHM.

3.2 Parˆametros estelares 47

coeﬁcientes de alargamento das linhas) e um adequado modelo de atmosferas estelares.

As W

descrevem a ´area sob o perﬁl da linha limitada pelo continuum, o que faz com que

estas dependam da largura (FWHM) das linhas. Por serem diretamente proporcionais

ao n´umero de ´atomos absorvedores as W

funcionam como indicadores da absor¸c˜ao (ou

emiss˜ao) das linhas espectrais. Fisicamente, as W

constituem uma medida global da

intensidade das linhas, o que favorece as compara¸c˜oes entre medidas realizadas por di-

ferentes m´etodos e instrumentos. As W

das estrelas do programa, como dito na se¸c˜ao

anterior, foram medidas automaticamente pelo c´odigo DAOSPEC assumindo perﬁl gaus-

siano para as linhas. Como discutido em Alves-Brito (2004) a partir de compara¸c˜oes

manuais de W

obtidas com o IRAF, um ajuste gaussiano ´e uma aproxima¸c˜ao plaus´ıvel

para a maioria dos perﬁs de linhas que nos interessam em espectros de estrelas gigantes

frias com dados de qualidade, ou seja, as linhas moderadas cujas larguras equivalentes

variam de 10 < W

< 150 m

Na tabela 3.1 n´os mostramos as W

e respectivas medidas de incertezas (colunas de 5-8)

como calculadas por DAOSPEC para diversas linhas de Fe I e Fe II nas quatro estrelas

analisadas de NGC 6553. A coluna 3 da tabela refere-se ao potencial de excita¸c˜ao do

n´ıvel mais baixo da transi¸c˜ao dada em eletron volts [eV]. Os valores parametrizados da

for¸ca de oscilador (loggf, coluna 4) para as linhas de Fe I foram adotados da base NIST

(National Institute of Standards & Technology) de dados atˆomicos (Martin et al. 2002;

Fuhr & Wiese 2006), enquanto que para as linhas de Fe II foram adotados os valores

normalizados de Mel´endez & Barbuy (2008). Naturalmente que nem todas as linhas de

ferro foram utilizadas para a determina¸c˜ao de metalicidade. Mais detalhes ser˜ao dados

na se¸c˜ao relativa `a obten¸c˜ao das metalicidades.

Assumindo ainda que os espectros estejam livres de quaisquer efeitos instrumentais, que

o continuum local seja constante e que o perﬁl das linhas seja de fato gaussiano, Cayrel

(1988) desenvolveu uma equa¸c˜ao matem´atica capaz de veriﬁcar as incertezas sobre W

em dados de alta qualidade como os que estamos analisando:

1.5

S/N

√

ωδx (3.1)

onde σ

´e a incerteza em W

, S/N [pix

−1

] ´e a raz˜ao sinal-ru´ıdo, ω [

A] ´e a largura total

`a meia altura da linha espectral ou FHWM e δx [

Apix

−1

] ´e a dispers˜ao.

Para valores t´ıpicos deste trabalho (S/N = 110, w ∼ 0.15

A e δx = 0.0147

Apix

−1

estimamos uma incerteza σ

= 0.6 m

A. Isto representa uma incerteza de 4% para

medidas de linhas fracas (W

= 15 m

A) e menor que 1% para linhas mais intensas (W

3.2 Parˆametros estelares 48

= 150 m

A). Como a equa¸c˜ao 3.1 ´e altamente dependente de S/N e n˜ao leva em conta

incertezas devido `a localiza¸c˜ao precisa do continuum, o valor de σ

´e subestimado.

Como disp´unhamos de espectros de alta resolu¸c˜ao e alta raz˜ao S/N, estas incertezas s˜ao

estatisticamente desprez´ıveis sobre os resultados das abundˆancias de ferro.

Tabela 3.1: Larguras equivalentes medidas e respectivas incertezas:

± σ

A]. Os valores de loggf adotados na coluna (4) s˜ao

do NIST (Martin et al. 2002; Fuhr & Wiese 2006)para as linhas de

Fe I e de Mel´endez & Barbuy (2008) para as linhas de Fe II.

DAOSPEC

λ [

Ion χ

exc

[eV] loggf II-85 II-64 III-8 267092

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)

4788.751 Fe I 3.237 -1.805 116.3 ± 5.76 108.5 ± 6.22 99.9 ± 4.35 96.5 ± 3.94

4794.355 Fe I 2.424 -4.051 79.1 ± 6.35 52.2 ± 5.33 39.3 ± 3.90 46.1 ± 3.41

4798.265 Fe I 4.186 -1.537 70.9 ± 3.94 63.6 ± 3.89 74.1 ± 2.82 63.3 ± 3.22

4798.731 Fe I 1.608 -4.244 109.7 ± 5.20 95.4 ± 7.12 92.5 ± 3.31 94.9 ± 3.58

4808.147 Fe I 3.251 -2.789 65.3 ± 5.67 72.8 ± 4.00 64.1 ± 3.19 60.2 ± 2.45

4809.940 Fe I 3.573 -2.719 48.7 ± 3.63 42.6 ± 5.48 44.7 ± 4.23 39.4 ± 2.20

4859.741 Fe I 2.876 -0.860 198.5 ± 7.65 185.3 ± 7.38 172.1 ± 5.73 173.2 ± 6.17

4867.528 Fe I 1.608 -4.701 81.7 ± 4.81 55.3 ± 7.65 58.4 ± 3.56 49.3 ± 3.65

4873.752 Fe I 3.301 -3.059 42.3 ± 2.52 42.3 ± 5.65 36.3 ± 3.20 15.3 ± 3.98

4875.875 Fe I 3.332 -2.016 97.9 ± 4.18 101.9 ± 4.34 92.8 ± 3.43 87.2 ± 2.74

4924.770 Fe I 2.279 -2.222 166.3 ± 9.86 153.8 ± 6.55 158.2 ± 4.65 141.9 ± 4.25

4939.686 Fe I 0.859 -3.339 221.1 ± 3.35 186.6 ± 6.35 174.5 ± 4.42 169.2 ± 4.89

4946.385 Fe I 3.368 -1.180 146.6 ± 4.11 134.9 ± 5.22 120.3 ± 4.01 126.2 ± 2.79

4950.104 Fe I 3.417 -1.665 101.3 ± 7.60 112.0 ± 4.47 102.5 ± 3.37 109.2 ± 3.41

4961.915 Fe I 3.634 -2.277 83.5 ± 2.82 67.6 ± 3.69 64.5 ± 3.66 66.6 ± 2.85

4962.565 Fe I 4.178 -1.277 76.6 ± 2.78 74.0 ± 3.96 76.7 ± 3.58 72.5 ± 2.23

4969.916 Fe I 4.217 -0.699 105.9 ± 7.28 103.6 ± 5.60 101.8 ± 3.55 96.8 ± 2.97

4993.358 Fe II 2.806 -3.660 52.7 ± 2.92 51.8 ± 4.21 48.7 ± 2.51 51.1 ± 3.06

4994.129 Fe I 0.915 -3.079 213.0 ± 3.76 184.6 ± 3.75 164.9 ± 4.98 158.8 ± 4.78

4999.114 Fe I 4.186 -1.742 68.0 ± 6.13 56.3 ± 4.16 47.0 ± 12.06 55.6 ± 2.50

5000.743 Fe II 2.778 -4.540 — 17.1 ± 2.92 21.8 ± 2.79 19.7 ± 3.25

5016.476 Fe I 4.256 -1.683 54.7 ± 3.39 60.5 ± 2.87 48.5 ± 3.08 49.2 ± 2.72

5054.642 Fe I 3.640 -2.140 82.6 ± 4.73 73.2 ± 3.08 66.1 ± 4.75 64.9 ± 2.33

5058.496 Fe I 3.642 -2.830 30.6 ± 6.86 32.0 ± 4.01 27.5 ± 2.46 28.0 ± 3.29

5068.765 Fe I 2.940 -1.227 143.4 ± 3.43 151.4 ± 4.33 150.5 ± 3.54 140.9 ± 3.62

5074.748 Fe I 4.220 -0.196 106.6 ± 5.28 130.7 ± 4.72 124.5 ± 4.11 121.1 ± 3.01

5090.767 Fe I 4.256 -0.410 138.4 ± 5.31 107.4 ± 3.75 116.8 ± 3.40 105.1 ± 4.10

5141.739 Fe I 2.424 -2.146 138.4 ± 0.53 131.7 ± 4.34 128.8 ± 7.92 122.0 ± 3.15

5151.910 Fe I 1.011 -3.323 234.6 ± 4.14 186.3 ± 4.72 149.7 ± 6.84 158.1 ± 3.13

5162.292 Fe I 4.178 0.023 119.9 ± 6.18 153.1 ± 4.36 158.9 ± 6.39 161.6 ± 4.62

5194.941 Fe I 1.557 -2.090 261.6 ± 7.51 188.6 ± 5.23 186.0 ± 4.99 175.2 ± 5.58

5197.577 Fe II 3.230 -2.170 53.2 ± 6.76 71.1 ± 3.95 80.5 ± 3.20 85.7 ± 2.61

5197.929 Fe I 4.301 -1.636 47.4 ± 6.00 51.6 ± 4.15 49.3 ± 4.29 48.6 ± 4.43

5223.187 Fe I 3.635 -2.388 63.9 ± 4.91 55.5 ± 3.84 58.7 ± 4.57 50.1 ± 3.05

5228.403 Fe I 4.220 -1.287 88.2 ± 6.48 82.1 ± 3.18 86.9 ± 2.73 85.0 ± 2.88

5232.939 Fe I 2.940 -0.199 245.9 ± 8.30 190.2 ± 14.13 159.7 ± 15.67 221.9 ± 4.40

5234.625 Fe II 3.221 -2.180 47.8 ± 7.32 88.2 ± 3.24 89.9 ± 2.06 94.0 ± 2.62

5236.205 Fe I 4.186 -1.733 41.5 ± 3.92 42.7 ± 4.49 48.8 ± 5.34 58.3 ± 4.03

5242.491 Fe I 3.634 -0.838 103.9 ± 4.79 121.5 ± 3.82 115.2 ± 4.25 110.5 ± 3.85

3.2 Parˆametros estelares 49

Tabela 3.1 – continua¸c˜ao

DAOSPEC

λ [

Ion χ

exc

[eV] loggf II-85 II-64 III-8 267092

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)

5253.023 Fe I 2.279 -3.937 78.5 ± 6.01 68.1 ± 3.05 64.7 ± 2.87 61.4 ± 3.05

5253.461 Fe I 3.283 -1.675 104.7 ± 6.01 107.6 ± 3.66 106.8 ± 3.19 99.6 ± 3.69

5264.812 Fe II 3.230 -3.188 28.3 ± 1.99 54.4 ± 2.44 49.8 ± 2.11 60.2 ± 1.93

5281.790 Fe I 3.038 -1.015 188.7 ± 5.89 160.3 ± 9.92 143.2 ± 10.37 177.6 ± 4.70

5284.109 Fe II 2.891 -3.100 46.9 ± 2.74 71.2 ± 4.02 72.0 ± 2.90 77.0 ± 4.53

5295.299 Fe I 4.415 -1.692 45.8 ± 4.42 49.6 ± 3.10 47.8 ± 2.51 49.2 ± 1.68

5302.299 Fe I 3.283 -0.877 154.4 ± 3.48 155.0 ± 5.60 151.0 ± 3.69 156.3 ± 3.89

5307.360 Fe I 1.608 -2.986 174.6 ± 2.49 152.2 ± 4.46 158.8 ± 3.22 140.8 ± 2.88

5320.039 Fe I 3.642 -2.527 66.4 ± 2.54 50.2 ± 2.51 50.8 ± 2.21 55.0 ± 2.23

5322.041 Fe I 2.279 -3.035 133.6 ± 2.26 119.5 ± 2.79 114.8 ± 2.99 111.2 ± 2.56

5325.553 Fe II 3.221 -3.160 31.3 ± 1.63 60.1 ± 3.61 63.6 ± 2.01 55.9 ± 1.90

5364.858 Fe I 4.446 0.221 127.1 ± 3.15 137.4 ± 3.14 136.4 ± 2.60 130.1 ± 4.28

5379.574 Fe I 3.695 -1.476 91.4 ± 4.03 92.0 ± 3.68 98.4 ± 2.83 87.2 ± 3.26

5386.335 Fe I 4.154 -1.770 51.3 ± 4.25 53.5 ± 2.24 59.4 ± 2.93 50.3 ± 1.67

5398.277 Fe I 4.446 -0.669 84.3 ± 2.65 101.7 ± 3.62 98.9 ± 2.64 91.6 ± 2.41

5406.770 Fe I 4.371 -1.721 62.4 ± 2.07 62.6 ± 3.07 61.2 ± 2.26 59.6 ± 1.46

5415.192 Fe I 4.386 0.505 164.0 ± 2.35 156.0 ± 3.75 161.1 ± 3.42 148.6 ± 5.66

5424.069 Fe I 4.320 0.520 164.7 ± 3.98 175.5 ± 5.01 174.8 ± 3.66 172.7 ± 4.08

5425.257 Fe II 3.199 -3.220 21.2 ± 3.97 44.6 ± 3.12 43.8 ± 2.42 42.3 ± 2.08

5432.946 Fe I 4.446 -1.042 81.2 ± 3.10 83.8 ± 2.65 86.1 ± 2.70 88.7 ± 1.70

5436.297 Fe I 4.386 -1.542 52.2 ± 4.60 67.7 ± 3.00 54.9 ± 2.65 59.5 ± 1.82

5441.354 Fe I 4.312 -1.726 45.4 ± 4.62 55.2 ± 2.70 62.0 ± 1.84 52.1 ± 3.14

5460.871 Fe I 3.071 -3.571 72.6 ± 3.18 40.3 ± 2.50 33.0 ± 1.41 26.9 ± 1.80

5470.092 Fe I 4.446 -1.792 64.6 ± 3.49 49.5 ± 3.18 46.8 ± 1.98 44.2 ± 2.15

5501.464 Fe I 0.958 -2.957 256.6 ± 5.46 202.4 ± 4.79 196.4 ± 4.22 181.8 ± 3.18

5506.778 Fe I 0.990 -2.797 255.3 ± 3.53 208.8 ± 3.51 198.7 ± 2.89 196.2 ± 4.70

5522.447 Fe I 4.209 -1.561 58.6 ± 2.70 71.8 ± 2.56 64.0 ± 2.90 69.0 ± 2.69

5536.583 Fe I 2.832 -3.812 46.7 ± 2.75 37.1 ± 2.30 34.3 ± 1.31 28.3 ± 2.31

5543.937 Fe I 4.218 -1.146 83.4 ± 2.92 93.0 ± 1.91 88.9 ± 2.25 89.4 ± 1.64

5549.948 Fe I 3.695 -2.904 40.1 ± 2.97 33.6 ± 1.68 28.6 ± 1.74 27.7 ± 2.14

5560.207 Fe I 4.435 -1.188 65.3 ± 3.20 77.1 ± 2.66 74.8 ± 2.34 77.0 ± 2.28

5576.090 Fe I 3.430 -1.009 130.7 ± 2.68 133.7 ± 2.90 143.0 ± 2.14 136.2 ± 3.22

5579.336 Fe I 4.231 -2.406 42.5 ± 3.79 25.3 ± 1.62 23.2 ± 1.80 23.3 ± 1.74

5584.764 Fe I 3.573 -2.334 77.3 ± 2.89 76.4 ± 3.24 67.0 ± 2.18 67.5 ± 2.24

5586.756 Fe I 3.368 -0.206 168.0 ± 11.53 137.9 ± 12.22 134.9 ± 13.29 185.2 ± 5.26

5587.573 Fe I 4.143 -1.844 60.4 ± 2.65 73.4 ± 3.02 66.9 ± 1.79 60.4 ± 1.60

5607.664 Fe I 4.154 -2.258 41.6 ± 2.40 44.8 ± 1.98 36.5 ± 7.13 35.4 ± 1.38

5608.974 Fe I 4.209 -2.402 50.5 ± 3.39 35.5 ± 2.41 37.1 ± 1.94 28.7 ± 2.05

5615.644 Fe I 3.332 -0.140 156.4 ± 11.54 225.6 ± 7.50 219.9 ± 4.29 216.4 ± 3.88

5618.631 Fe I 4.209 -1.370 72.9 ± 2.35 79.4 ± 2.31 69.6 ± 2.24 78.7 ± 1.83

5633.970 Fe I 4.991 -0.269 79.2 ± 1.39 84.2 ± 2.21 85.0 ± 1.84 79.9 ± 2.19

5635.824 Fe I 4.256 -1.891 67.5 ± 2.09 61.4 ± 2.34 68.3 ± 3.08 57.0 ± 1.91

5636.696 Fe I 3.640 -2.608 50.3 ± 2.90 49.6 ± 3.02 46.2 ± 2.49 51.8 ± 2.07

5638.262 Fe I 4.220 -0.874 103.1 ± 1.53 103.2 ± 2.46 105.5 ± 2.12 76.2 ± 3.74

5652.320 Fe I 4.260 -1.948 52.3 ± 1.63 60.8 ± 1.71 57.7 ± 1.66 52.2 ± 1.80

5653.890 Fe I 4.386 -1.644 58.9 ± 3.11 62.3 ± 2.11 68.8 ± 2.35 64.1 ± 1.32

5679.020 Fe I 4.652 -0.914 61.4 ± 2.29 75.7 ± 3.54 78.6 ± 1.69 67.7 ± 2.73

5691.500 Fe I 4.301 -1.521 63.1 ± 3.46 71.2 ± 3.57 65.8 ± 2.00 65.5 ± 1.95

3.2 Parˆametros estelares 50

Tabela 3.1 – continua¸c˜ao

DAOSPEC

λ [

Ion χ

exc

[eV] loggf II-85 II-64 III-8 267092

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)

5701.545 Fe I 2.559 -2.216 168.2 ± 4.13 149.4 ± 3.48 145.7 ± 2.64 129.0 ± 1.89

5705.466 Fe I 4.301 -1.604 75.1 ± 2.31 70.4 ± 2.72 78.8 ± 1.76 70.3 ± 1.66

5731.762 Fe I 4.256 -1.286 83.9 ± 1.83 96.2 ± 2.34 94.9 ± 2.44 82.7 ± 1.86

5753.121 Fe I 4.260 -0.760 94.1 ± 3.14 99.3 ± 3.74 106.9 ± 3.36 94.0 ± 3.06

5853.149 Fe I 1.485 -5.268 88.3 ± 2.10 60.1 ± 3.86 44.8 ± 3.55 48.0 ± 2.47

5855.090 Fe I 4.608 -1.755 47.6 ± 1.25 39.9 ± 4.62 41.6 ± 2.49 38.6 ± 2.69

5856.080 Fe I 4.294 -1.640 66.7 ± 5.28 62.0 ± 2.44 57.3 ± 2.48 62.0 ± 2.35

5858.779 Fe I 4.220 -2.260 36.6 ± 2.25 29.6 ± 3.17 28.8 ± 1.87 28.9 ± 2.14

5883.813 Fe I 3.960 -1.355 85.2 ± 4.15 94.4 ± 3.45 95.3 ± 2.26 90.2 ± 2.14

5905.690 Fe I 4.652 -0.725 67.4 ± 1.23 74.6 ± 2.89 78.3 ± 2.88 74.3 ± 3.19

5916.249 Fe I 2.453 -2.993 114.7 ± 2.48 — 108.1 ± 2.54 103.2 ± 1.53

5927.786 Fe I 4.652 -1.093 65.1 ± 1.09 64.8 ± 2.02 67.8 ± 1.88 65.5 ± 2.03

5934.653 Fe I 3.929 -1.177 106.0 ± 7.00 111.4 ± 3.35 106.9 ± 2.77 108.5 ± 2.69

5952.716 Fe I 3.984 -1.429 82.0 ± 2.94 97.5 ± 2.98 91.0 ± 3.56 94.6 ± 2.47

5956.692 Fe I 0.859 -4.604 173.9 ± 3.62 137.8 ± 3.72 126.1 ± 3.81 120.5 ± 2.80

5991.376 Fe II 3.153 -3.510 26.0 ± 1.46 48.1 ± 2.83 43.4 ± 1.84 41.5 ± 3.05

6024.05 Fe I 4.548 -0.109 107.7 ± 2.28 124.9 ± 3.30 121.0 ± 2.43 119.0 ± 2.46

6027.050 Fe I 4.076 -1.222 87.5 ± 1.69 98.4 ± 2.21 79.1 ± 5.41 95.4 ± 2.72

6065.482 Fe I 2.609 -1.530 219.1 ± 5.09 174.4 ± 3.60 169.4 ± 3.26 174.0 ± 2.75

6079.000 Fe I 4.652 -1.126 64.5 ± 2.55 68.0 ± 2.19 66.3 ± 1.59 68.6 ± 2.10

6084.111 Fe II 3.199 -3.760 17.8 ± 1.21 31.3 ± 1.97 31.7 ± 2.27 31.9 ± 1.71

6093.670 Fe I 4.608 -1.514 49.8 ± 1.24 53.1 ± 1.51 53.0 ± 4.83 48.7 ± 1.78

6094.360 Fe I 4.652 -1.938 35.9 ± 0.78 37.6 ± 1.80 35.2 ± 1.58 34.1 ± 1.74

6096.662 Fe I 3.984 -1.931 70.1 ± 1.78 68.6 ± 2.21 67.2 ± 2.08 66.1 ± 1.88

6098.280 Fe I 4.559 -1.877 46.5 ± 1.21 33.2 ± 1.75 39.1 ± 1.86 36.9 ± 2.22

6136.615 Fe I 2.453 -1.399 214.0 ± 3.35 203.6 ± 4.28 184.3 ± 5.05 157.0 ± 3.67

6136.993 Fe I 2.198 -2.950 149.0 ± 3.99 140.8 ± 4.58 126.1 ± 3.10 127.4 ± 3.58

6145.408 Fe I 3.368 -3.703 7.3 ± 3.05 19.9 ± 4.86 8.0 ± 2.24 6.9 ± 2.59

6149.258 Fe II 3.889 -2.700 22.7 ± 1.22 42.0 ± 2.23 51.4 ± 2.42 38.3 ± 1.65

6151.617 Fe I 2.176 -3.299 127.7 ± 4.58 118.1 ± 2.53 102.4 ± 2.96 110.1 ± 2.72

6157.725 Fe I 4.076 -1.249 108.7 ± 1.92 106.6 ± 2.86 98.2 ± 2.02 96.4 ± 4.79

6159.370 Fe I 4.608 -1.968 55.2 ± 2.68 33.0 ± 2.04 37.0 ± 1.24 29.8 ± 1.69

6165.361 Fe I 4.143 -1.549 85.6 ± 5.24 77.2 ± 2.02 80.1 ± 2.10 84.8 ± 2.40

6173.340 Fe I 2.223 -2.879 152.1 ± 2.55 141.0 ± 4.26 134.6 ± 3.10 132.5 ± 3.28

6180.203 Fe I 2.728 -2.784 113.8 ± 2.18 117.2 ± 4.07 111.6 ± 2.98 109.3 ± 2.48

6187.987 Fe I 3.943 -1.718 89.6 ± 3.20 92.3 ± 2.38 85.6 ± 2.05 82.3 ± 1.98

6200.314 Fe I 2.609 -2.437 122.5 ± 3.77 129.5 ± 2.82 123.5 ± 2.34 132.3 ± 4.41

6213.429 Fe I 2.223 -2.646 142.2 ± 3.14 147.5 ± 3.97 141.4 ± 3.50 138.6 ± 2.88

6219.279 Fe I 2.198 -2.434 169.5 ± 4.27 154.1 ± 2.94 148.7 ± 2.65 231.2 ± 9.10

6226.730 Fe I 3.884 -2.202 73.4 ± 3.11 58.4 ± 2.77 57.7 ± 2.84 53.6 ± 3.67

6240.645 Fe I 2.223 -3.388 118.7 ± 5.27 110.5 ± 4.38 103.2 ± 3.31 98.4 ± 3.13

6246.317 Fe I 3.602 -0.956 126.7 ± 2.23 142.5 ± 3.18 142.8 ± 2.58 137.7 ± 2.45

6247.557 Fe II 3.892 -2.310 20.9 ± 1.86 46.3 ± 5.99 50.7 ± 2.12 54.6 ± 1.73

6252.554 Fe I 2.404 -1.687 179.2 ± 1.79 182.9 ± 3.27 172.1 ± 2.47 171.1 ± 3.04

6265.131 Fe I 2.176 -2.550 161.3 ± 2.30 160.7 ± 2.95 151.8 ± 3.47 148.1 ± 2.25

6270.222 Fe I 2.858 -2.711 102.0 ± 5.77 109.1 ± 3.88 105.8 ± 3.08 100.6 ± 3.02

6271.276 Fe I 3.332 -2.957 61.2 ± 1.48 62.3 ± 2.37 56.5 ± 1.96 59.4 ± 1.62

6290.545 Fe I 2.588 -4.340 40.0 ± 1.61 33.2 ± 1.66 19.2 ± 8.93 27.5 ± 1.78

3.3 Parˆametros atmosf´ericos 51

Tabela 3.1 – continua¸c˜ao

DAOSPEC

λ [

Ion χ

exc

[eV] loggf II-85 II-64 III-8 267092

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)

6297.792 Fe I 2.223 -2.740 154.8 ± 6.04 146.8 ± 3.53 134.8 ± 3.11 137.9 ± 2.78

6315.809 Fe I 4.076 -1.712 63.0 ± 2.72 79.6 ± 2.23 74.5 ± 2.48 73.6 ± 1.53

6322.690 Fe I 2.588 -2.426 129.5 ± 3.01 132.0 ± 3.28 121.3 ± 2.83 123.0 ± 2.40

6335.328 Fe I 2.198 -2.229 183.3 ± 2.77 167.2 ± 3.29 155.3 ± 2.54 151.6 ± 2.76

6336.823 Fe I 3.686 -1.053 121.6 ± 2.30 139.2 ± 2.81 130.7 ± 2.73 129.6 ± 2.82

6369.462 Fe II 2.891 -4.150 24.9 ± 1.25 28.3 ± 1.94 30.1 ± 1.77 28.5 ± 1.17

6392.538 Fe I 2.279 -4.028 153.6 ± 12.94 71.7 ± 2.79 56.9 ± 2.45 57.0 ± 2.44

6393.602 Fe I 2.432 -1.615 227.4 ± 11.34 195.0 ± 3.72 185.8 ± 3.40 182.0 ± 2.99

6411.647 Fe I 3.653 -0.821 146.5 ± 2.21 153.2 ± 3.44 130.5 ± 5.96 147.5 ± 1.88

6419.940 Fe I 4.733 -0.250 97.8 ± 1.79 107.5 ± 2.43 101.5 ± 2.47 105.0 ± 1.94

6430.844 Fe I 2.176 -2.005 224.6 ± 4.56 192.6 ± 4.09 180.7 ± 2.50 177.0 ± 2.51

6432.680 Fe II 2.891 -3.610 29.1 ± 1.12 52.7 ± 2.12 53.8 ± 1.39 55.8 ± 1.10

6456.383 Fe II 3.903 -2.060 33.5 ± 0.94 69.4 ± 2.38 72.2 ± 1.94 64.4 ± 2.37

6496.469 Fe I 4.795 -0.570 88.3 ± 3.58 89.7 ± 1.91 88.4 ± 1.96 84.1 ± 1.96

6498.937 Fe I 0.958 -4.699 185.1 ± 5.02 140.6 ± 4.51 124.6 ± 2.92 126.5 ± 2.81

6518.365 Fe I 2.832 -2.748 120.1 ± 2.56 105.1 ± 2.96 102.8 ± 2.86 105.7 ± 2.82

6546.239 Fe I 2.758 -1.648 195.2 ± 2.67 166.2 ± 3.09 154.7 ± 2.84 152.0 ± 2.20

6574.225 Fe I 0.990 -5.042 149.3 ± 3.07 114.3 ± 3.55 102.3 ± 2.70 98.4 ± 2.78

6592.913 Fe I 2.727 -1.600 180.9 ± 2.73 176.2 ± 2.71 166.2 ± 3.27 162.0 ± 2.80

6593.871 Fe I 2.433 -2.422 168.8 ± 3.78 152.9 ± 3.88 142.2 ± 2.39 148.3 ± 3.13

6597.557 Fe I 4.795 -1.061 60.3 ± 2.13 64.4 ± 5.59 62.1 ± 1.54 69.5 ± 1.67

6608.024 Fe I 2.279 -4.038 106.8 ± 7.00 70.6 ± 2.54 59.7 ± 2.07 56.5 ± 1.74

6677.989 Fe I 2.692 -1.472 191.9 ± 4.05 188.8 ± 3.82 174.8 ± 3.09 149.2 ± 6.43

6703.568 Fe I 2.759 -3.150 96.5 ± 2.38 93.4 ± 2.83 82.6 ± 2.48 84.4 ± 2.05

6713.770 Fe I 4.795 -1.602 33.1 ± 1.54 40.0 ± 1.52 36.7 ± 1.25 37.9 ± 1.36

6733.150 Fe I 4.638 -1.576 54.6 ± 2.20 48.7 ± 2.57 52.8 ± 1.61 50.4 ± 1.93

6739.520 Fe I 1.557 -4.941 98.4 ± 2.75 72.3 ± 2.15 64.0 ± 3.72 57.2 ± 2.06

6750.150 Fe I 2.424 -2.620 152.1 ± 3.87 150.7 ± 2.56 133.2 ± 2.44 125.0 ± 2.02

6786.856 Fe I 4.191 -2.060 57.9 ± 1.65 54.0 ± 2.29 50.7 ± 1.53 48.9 ± 1.41

6793.252 Fe I 4.076 -2.473 57.2 ± 2.06 36.6 ± 2.05 35.4 ± 1.80 32.6 ± 0.90

6806.847 Fe I 2.728 -3.208 101.8 ± 3.09 89.1 ± 3.41 88.3 ± 1.88 86.4 ± 2.14

3.3 Parˆametros atmosf´ericos

Na an´alise de abundˆancias qu´ımicas os parˆametros atmosf´ericos das estrelas — tempe-

ratura efetiva, gravidade superﬁcial g (ou logg), velocidade de microturbulˆencia e met-

alicidade, aliados a um modelo te´orico de atmosferas, s˜ao parˆametros essenciais para

reproduzir as condi¸c˜oes f´ısicas reinantes nas atmosferas estelares. Sendo assim, nesta

subse¸c˜ao, segue uma descri¸c˜ao de como obtivemos os parˆametros atmosf´ericos para as

estrelas do programa, tanto por fotometria com base nas cores das estrelas, quanto por

espectroscopia usando as larguras equivalentes das linhas de FeI e FeII.

3.3 Parˆametros atmosf´ericos 52

3.3.1 Velocidade de microturbulˆencia

Daqui em diante os parˆametros atmosf´ericos de temperatura efetiva, microturbulˆencia,

gravidade superﬁcal e metalicidade (T

eﬀ

, v

, logg, [Fe/H]) obtidos com base nas linhas de

Fe I e Fe II ser˜ao denominados parˆametros atmosf´ericos espectrosc´opicos.

Fisicamente, a velocidade de microturbulˆencia (v

) ´e um parˆametro livre isotr´opico deﬁnido

como uma velocidade oriunda de uma distribui¸c˜ao gaussiana associada a movimentos em

pequena escala em elementos de volumes da atmosfera estelar e que s˜ao muito menores

que o livre caminho m´edio dos f´otons. Este parˆametro ´e utilizado para explicar o acen-

tuado alargamento observado no perﬁl de linhas espectrais intensas dentro dos modelos

cl´assicos de atmosferas estelares em 1-dimens˜ao (1D) (Gray 1988). Contudo, no contexto

dos novos modelos de atmosferas estelares — hidrodinˆamicos, tridimensionais e depen-

dentes do tempo —, a v

deixa de ser um parˆametro livre. Nestes novos modelos as W

de linhas saturadas observadas em estrelas n˜ao s˜ao maiores que as previstas teoricamente

quando apenas os alargamentos t´ermico Doppler e colisional s˜ao levados em conta no

c´alculo (Asplund 2005).

Como a velocidade de microturbulˆencia est´a diretamente relacionada `a intesidade das lin-

has, o procedimento adotado para a obten¸c˜ao espectrosc´opica da v

´e observar o compor-

tamento de um conjunto de linhas de um mesmo elemento qu´ımico e est´agio de ioniza¸c˜ao,

por´em com diferentes W

, e exigir que as abundˆancias deste elemento em fun¸c˜ao da raz˜ao

/λ sejam independentes. Em outras palavras, deve-se impor que o coeﬁciente angular

da regress˜ao linear ajustada aos dados seja aproximadamente nulo. Para garantir robustez

na determina¸c˜ao de v

usamos linhas de Fe I, uma vez que esta ´e a ´unica esp´ecie atˆomica

com um n´umero expressivo de linhas ao longo dos espectros observados no ´optico.

Dado um conjunto de W

e um modelo de atmosferas obtivemos as abundˆancias de

Fe I atrav´es do c´odigo Abonj (Spite 1967) desenvolvido pela Professora Dra. Monique

Spite. Para cada estrela foram realizadas v´arias itera¸c˜oes com diferentes valores de v

programa Abonj at´e que a condi¸c˜ao de independˆencia fosse satisfeita.

Para estimarmos as incertezas internas variamos as velocidade de microturbulˆencia de

certas quantidades, come¸cando com ∆v

= ±0.05 kms

−1

, e recalculamos as abundˆancias

de FeI a cada passo. Ao ﬁnal de cada itera¸c˜ao, as abundˆancias de ferro foram novamente

analisadas no diagrama [FeI/H] versus W

, sendo que uma diferen¸ca de ± 0.2 kms

−1

foi

suﬁciente para variar drasticamente o aspecto do diagrama e este valor foi interpretado

como sendo o nosso valor de incerteza em v

Erros sistem´aticos sobre W

podem superestimar ou subestimar os valores das velocidade

de microturbulˆencia e as incertezas em seus valores afetam, no contexto dos modelos 1D

3.3 Parˆametros atmosf´ericos 53

de atmosferas, principalmente as abundˆancias determinadas a partir de linhas fortes (alto

valor de W

) como as de b´ario e c´alcio (Magain 1984).

3.3.2 Temperaturas efetivas

Em Astrof´ısica deﬁnimos temperatura efetiva de uma estrela como sendo a temperatura

equivalente de um corpo negro que irradia em todas as frequˆencias. Desta forma, a

temperatura efetiva est´a associada ao F

medido da estrela:

= σ

eﬀ

, (3.2)

onde σ

´e a constante de Stefan-Boltzmann.

H´a v´arios m´etodos que podem ser utilizados em Astrof´ısica para a obten¸c˜ao da tempera-

tura efetiva de uma estrela. Cada m´etodo, por´em, com suas vantagens e limita¸c˜oes.

Temperaturas fotom´etricas

Para a determina¸c˜ao das temperaturas efetivas fotom´etricas usamos as transforma¸c˜oes

emp´ıricas de Alonso et al. (1999, 2001, AAM99 daqui em diante) que se baseiam no

M´etodo do Fluxo do Infravermelho (MFIV). Em essˆencia o m´etodo mede a emissividade

das superf´ıcies estelares com base na raz˜ao entre o ﬂuxo integrado (proporcional a T

) e

o ﬂuxo monocrom´atico (proporcional a T) com comprimento de onda λ no infravermelho,

onde os efeitos de blanketing s˜ao menos dominantes quando comparados `a regi˜ao mais azul

do espectro. O objetivo principal do MFIV ´e derivar a temperatura efetiva e os diˆametros

estelares (Blackwell et al. 1980, 1991).

Adotando um avermelhamento E

B−V

= 0.70 para NGC 6553 (Guarnieri et al. 1998;

Mel´endez et al. 2003) e leis de avermelhamento de E

V −I

B−V

=1.33 (Dean, Warpen

& Cousins 1978), E

V −K

B−V

=2.744 e E

J−K

B−V

=0.52 (Rieke & Lebofsky 1985), ob-

tivemos cores corrigidas da extin¸c˜ao interestelar em diferentes sistemas fotom´etricos, as

quais foram usadas para derivar as temperaturas fotom´etricas.

A transforma¸c˜ao das cores (V - I)

do sistema fotom´etrico Cousins para cores (V - I)

sistema fotom´etrico Johnson foi feita utilizando as rela¸c˜oes de Bessell (1979):

(V − I)

0.713

, se (V − I)

< 0 (3.3)

3.3 Parˆametros atmosf´ericos 54

(V − I)

0.778

, se 0 < (V − I)

< 2 (3.4)

(V − I)

+ 0.13

0.835

, se 2 < (V − I)

< 3 (3.5)

As cores envolvendo as magnitudes JHK

no sistema fotom´etrico 2MASS foram conver-

tidas para o sistema fotom´etrico CIT (California Institute of Technology) e deste para o

sistema TCS (Telesc´opio Carlos S´anchez) por interm´edio das rela¸c˜oes estabelecidas em

Alonso et al. (1998) e Carpenter (2001). Abaixo listamos as principais equa¸c˜oes:

= K

CIT

− 0.024 (3.6)

(J − K)

CIT

(J − K

)

2MASS

+ 0.013

1.056

(3.7)

TCS

= K

+ 0.006(J − K)

CIT

+ 0.002 (3.8)

TCS

= K

+ 0.006(J − K

)

2MASS

+ 0.002 (3.9)

(J − K)

TCS

= 0.960(J − K

)

2MASS

− 0.002 (3.10)

As calibra¸c˜oes AAM99 s˜ao rela¸c˜oes emp´ıricas que relacionam temperatura, cor e corre¸c˜ao

bolom´etrica na banda V (CB) para estrelas gigantes a diferentes valores de metalicidade.

Nestas calibra¸c˜oes, polinˆomios gerais do tipo:

Ψ = Ψ(T, cor, CB, [Fe/H]), (3.11)

3.3 Parˆametros atmosf´ericos 55

fazem a transforma¸c˜ao de cores intr´ınsecas em temperaturas efetivas e corre¸c˜oes bolom´etricas.

Para estrelas gigantes com (V - I)

(Johnson), (V - K)

e (J - K)

(TCS) temos que:

eﬀ,V−I

= 0.5379 + 0.3981(V − I)

+ 4.432 × 10

−2

(V − I)

− 2.693 × 10

−2

(V − I)

(3.12)

eff,V −K

= 0.3770 + 0.3660(V − K)

− 3.170 × 10

−2

(V − K)

−3.074 × 10

−3

(V − K)



F e



− 2.765 × 10

−3



F e



−2.973 × 10

−3





(3.13)

eﬀ,J−K

= 0.5816 + 0.9134(J − K)

− 0.1443(J − K)

, (3.14)

onde nas equa¸c˜oes acima θ

eff

´e a fun¸c˜ao rec´ıproca da temperatura:

eﬀ

5040.

eﬀ

(3.15)

A magnitude bolom´etrica (luminosidade integrada das estrelas) ´e escrita analiticamente

como:

bol

= V

+ CB(V) − (m − M)

(3.16)

Na express˜ao 3.16, V

e (m - M)

dependem do avermelhamento interestelar, ao passo que

CB, de forma an´aloga `a rela¸c˜ao cor-temperatura, ´e calculada usando as duas express˜oes

abaixo de AAM99:

CB(V) =

−5.531 × 10

−2

− 0.6177 + 4.420X − 2.669X

+0.6943X





− 0.1071





− 8.612 × 10

−3





(3.17)

3.3 Parˆametros atmosf´ericos 56

CB(V) =

−9.930 × 10

−2

+ 2.887 × 10

−2

+ 2.275X − 4.425X

+0.3505X





− 5.558 × 10

−2





− 5.375 × 10

−3





(3.18)

Adotamos [Fe/H] = −0.20 (Mel´endez et al. 2003) como o valor inicial de metalicidade,

o que estabelece 3.56 ≤ log(T

eff

) ≤ 3.67 e 3.65 ≤ log(T

eff

) ≤ 3.83 como intervalos

permitidos de temperatura para as equa¸c˜oes 3.17 e 3.18, respectivamente. A vari´avel X ´e

uma fun¸c˜ao da temperatura escrita como:

X = log T

eﬀ

− 3.52. (3.19)

Na calibra¸c˜ao de AAM99 a varia¸c˜ao m´edia das cores com a temperatura n˜ao ´e alta.

Para as cores (V - I)

, (V - K)

e (J - K)

a varia¸c˜ao esperada ´e de ∆T

eff

/∆(V − I) =

10/0.01 K mag

−1

, ∆T

eff

/∆(V − K) = 5/0.01 K mag

−1

e ∆T

eff

/∆(J − K) = 23/0.01

K mag

−1

. A diferen¸ca (V - K) de magnitudes ´e considerada a melhor cor para o c´alculo

da temperatura efetiva fotom´etrica tendo em vista sua relativa independˆencia com a

metalicidade e pequena varia¸c˜ao m´edia da temperatura com a cor, que s˜ao resultado de

uma larga base (V-K) em comprimento de onda.

A tabela 3.2 mostra as magnitudes em cada banda, as cores obtidas e as temperaturas

fotom´etricas efetivas utilizando as calibra¸c˜oes de AAM99. Como teste, derivamos tamb´em

temperaturas fotom´etricas usando outras duas calibra¸c˜oes da literatura – Houdashelt et

al. (2000) e Montegriﬀo et al. (1998) – mas as diferen¸cas encontradas foram inferiores `as

incertezas estimadas. Levando em conta as incertezas de 1σ fornecidas pelas calibra¸c˜oes

de AAM99 para V −I (σ

V −I

= 125 K), V −K (σ

V −K

= 40:25 K), e J −K (σ

J−K

= 125

K), podemos estimar uma incerteza da ordem de 130 K nas temperaturas fotom´etricas.

Temperaturas espectrosc´opicas

Em condi¸c˜oes de Equil´ıbrio Termodinˆamico Local (ETL), a distribui¸c˜ao de Boltzmann

descreve o comportamento da popula¸c˜ao de ´atomos e mol´eculas em estados excitados. De

uma forma geral podemos escrever que a popula¸c˜ao η do j-´esimo n´ıvel ser´a ent˜ao dada

por:

φ(T)

exp(−

), (3.20)

3.3 Parˆametros atmosf´ericos 57

Tabela 3.2: Temperaturas fotom´etricas T

eﬀ

derivadas usando V − I, V − K e J − K

com base nas rela¸c˜oes de AAM99. Abaixo, (V − I)

e (V − I)

faz referˆencia `as cores j´a

corrigidas da extin¸c˜ao interestelar nos sistemas fotom´etricos Johnson e Cousins, respecti-

vamente.

Parˆametro II-64 II-85 III-8 267092

Magnitudes e Cores

V [mag] 16.492 15.339 16.297 16.608

I [mag] 14.418 12.724 14.285 14.663

J [mag] — 10.979 12.798 —

H [mag] — 9.975 11.983 —

[mag] — 9.647 11.749 —

(V − I)

1.143 1.684 1.081 1.014

(V − I)

1.469 2.172 1.389 1.303

Temperaturas fotom´etricas

V−I

[K] 4448 3773 4564 4700

V−K

[K] — 3853 4500 —

J−K

[K] — 3901 4564 —

media

[K] 4448 3842 4543 4700

onde:

: ´e o peso estat´ıstico do j-´esimo n´ıvel;

φ(T ): ´e a fun¸c˜ao de parti¸c˜ao dos elementos considerados dentro do j-´esimo n´ıvel, sendo

que φ(T ) =



∞

j=0

exp(−

);

: ´e o potencial de excita¸c˜ao do j-´esimo n´ıvel;

k: constante de Boltzmann;

T: temperatura.

Desta forma, ao linearizarmos a equa¸c˜ao acima em fun¸c˜ao da energia (χ

), a fun¸c˜ao resul-

tante ser´a de primeira ordem tendo o fator (1/kT) como coeﬁciente angular da regress˜ao.

Sendo assim, na pr´atica, a temperatura espectrosc´opica ´e obtida analisando Diagramas de

Boltzmann, ou seja, num plano abundˆancia qu´ımica (∝ `a popula¸c˜ao η

) versus a energia

(χ

) admite-se o equil´ıbrio de excita¸c˜ao quando o coeﬁciente angular (∝ 1/T) do ajuste

linear aos dados for aproximadamente zero.

Para a determina¸c˜ao das temperaturas efetivas espectrosc´opicas deste trabalho usamos as

abundˆancias de linhas de FeI, tendo em vista que s˜ao bastante numerosas e cobrem uma

3.3 Parˆametros atmosf´ericos 58

extensa base em comprimento de onda e valores do potencial de excita¸c˜ao. As abundˆancias

foram obtidas atrav´es do c´odigo Abonj, o qual determina as larguras equivalentes das

linhas utilizando modelos de atmosferas.

Embora a temperatura de excita¸c˜ao ou espectrosc´opica seja robusta no sentido de que n˜ao

depende da extin¸c˜ao interestelar ou das incertezas na determina¸c˜ao da distˆancia de NGC

6553, h´a outras fontes de incertezas associadas como os parˆametros atˆomicos das linhas.

Mesmo assim o acordo entre as temperaturas obtidas nos dois m´etodos ´e satisfat´orio. N´os

encontramos uma diferen¸ca m´edia de temperatura (espectrosc´opica menos a fotom´etrica)

da ordem de 25 ± 48 (σ = 96, 4 estrelas), ou seja, o valor m´edio obtido por fotometria ´e

25 K mais baixo que o encontrado por espectroscopia.

Uma varia¸c˜ao de 100K no valor da temperatura de excita¸c˜ao para cada estrela provoca

uma consider´avel varia¸c˜ao no comportamento das abundˆancias de Fe I em fun¸c˜ao dos

respectivos potenciais de excita¸c˜ao, de tal forma que este valor foi adotado como estimativa

de incerteza nos valores de temperatura obtidos por equil´ıbrio de excita¸c˜ao.

3.3.3 As gravidades superﬁciais

Diferentes m´etodos podem tamb´em ser empregados para o c´alculo da gravidade superﬁcial

de uma estrela. Os nossos valores parametrizados de gravidade superﬁcial (logg) foram

obtidos por fotometria e por espectroscopia.

Gravidade superﬁcial fotom´etrica

Das equa¸c˜oes cl´assicas de estrutura e evolu¸c˜ao estelar, pode-se demonstrar que a forma

parametrizada da gravidade superﬁcial, em unidades solares, pode ser escrita em fun¸c˜ao

da temperatura, da magnitude bolom´etrica e da massa da estrela da seguinte forma:

log(

∗



) = +4 log(

∗



) + 0.4(M

∗

bol

− M



bol

) + log(

∗



), (3.21)

onde adotamos T



= 5780 K, M

bol



= 4.75 mag, log g



= 4.44 dex, seguindo as re-

comenda¸c˜oes da Uni˜ao Astronˆomica Internacional, e M

∗

= 0.80 M



(VandenBerg 2000).

A magnitude visual M

e a M

bol

foram determinadas adotando m´odulo de distˆancia de

(m − M)

= 13.60 mag e um avermelhamento E(B − V ) = 0.70 mag (Guarnieri et al.

1998), junto com um A

= 2.17 e corre¸c˜oes bolom´etricas BC

calculadas das rela¸c˜oes

dispon´ıveis em AAM99.

3.3 Parˆametros atmosf´ericos 59

Pela teoria de propaga¸c˜ao de erros

podemos estimar incertezas internas sobre logg como

sendo:

logg





ln(10)g







σ M

∗



ln(10)

∗





+ 16



∗

ln(10)T

∗



+ 16



−



ln(10)T





+ 0.16





+0.16





+ 4



−

∗

ln(10)d

∗



, (3.22)

onde:

= σ

+ σ

(3.23)

N´os estimamos incertezas da ordem de ±0.20 dex sobre os valores de logg propagando

erros na temperatura fotom´etrica (σ

eﬀ

= 130 K), na massa da estrela (σ

∗

= 0.2M



e na magnitude bolom´etrica (σ

bol

∼ 0.2 mag). Como o signiﬁcado f´ısico das gravidades

superﬁciais est´a relacionado ao estabelecimento de gradientes de press˜ao na atmosfera

estelar e nos ambientes prop´ıcios `a forma¸c˜ao das linhas espectrais, os erros no valor de logg

n˜ao afetam em propor¸c˜oes consider´aveis as abundˆancias derivadas de linhas de elementos

neutros, tendo em vista que estas linhas s˜ao pouco sens´ıveis `a press˜ao. Por outro lado,

as linhas ionizadas, linhas proibidas e as asas das linhas mais intensas s˜ao fortemente

dependentes de incertezas sobre as gravidades superﬁciais.

Gravidade superﬁcial espectrosc´opica

As gravidades superﬁciais espectrosc´opicas foram tamb´em obtidas via m´etodo iterativo

com o Abonj exigindo equil´ıbrio de ioniza¸c˜ao (Lei de Saha) entre um variado n´umero

de linhas de mesma esp´ecie e em diferentes est´agios de ioniza¸c˜ao nos espectros – linhas

de Fe I e Fe II neste trabalho. Isto implica que na condi¸c˜ao de equ´ılibrio ambas esp´ecies

atˆomicas resultam no mesmo (ou aproximadamente) valor de abundˆancia, ou seja, [FeI/H]

≈ [FeII/H], uma vez obtidas as velocidades de microturbulˆencia e as temperaturas de

excita¸c˜ao.

Uma vez que uma grandeza ψ seja dada em fun¸c~ao de vari´aveis experimentais x

, x

,... e sobre estas vari´aveis estejam associados erros padr~oes completamente

independentes entre si, o erro padr~ao sobre ψ pode ser obtido genericamente por σ



i=1

(

∂ψ

∂x

)

3.3 Parˆametros atmosf´ericos 60

Encontramos uma diferen¸ca m´edia ∆ log g (espectroscopia - fotometria) = +0.17 ± 0.08

dex (σ = +0.17, 4 estrelas) para a nossa amostra, o que implica que na m´edia as gravidades

superﬁciais espectrosc´opicas s˜ao maiores do que as obtidas pela equa¸c˜ao cl´assica.

Como ´e esperado, as gravidades espectrosc´opicas s˜ao tamb´em afetadas por incertezas nos

parˆametros atˆomicos das linhas e nas medidas de W

. Estimamos que +0.30 dex seja um

valor t´ıpico de incerteza sobre os valores de logg obtidos espectroscopicamente, uma vez

que ∆logg = 0.30 dex corresponde a uma diferen¸ca maior que 1σ no valor de [FeII/H] na

condi¸c˜ao de equil´ıbrio.

O processo de obten¸c˜ao dos parˆametros atmosf´ericos por espectroscopia ´e iterativo at´e

que seja obtido um conjunto de parˆametros que satisfa¸ca as condi¸c˜oes de equil´ıbrio de

excita¸c˜ao e ioniza¸c˜ao descritas acima. A ﬁgura 3.2 mostra um exemplo de determina¸c˜ao

dos parˆametros atmosf´ericos para a estrela NGC 6553 II-64.

3.3.4 Metalicidade

Para determina¸c˜ao das metalicidades selecionamos linhas de Fe I e Fe II com larguras

equivalentes entre 15 < W

< 150 m

A, com o objetivo de evitar linhas muito fracas ou

muito intensas, e linhas com comprimentos de onda λ > 5800

A, com o objetivo de evitar

linhas do azul. Utilizamos os modelos MARCS de atmosferas estelares em uma dimens˜ao

(1D) para estrelas gigantes Plez et al. (1992, e posteriores atualiza¸c˜oes), os quais foram

originalmente desenvolvidos por Gustafsson et al. (1975). As metalicidades foram obtidas

tanto para o conjunto de parˆametros atmosf´ericos com base na fotometria quanto na

espectroscopia.

A depender dos valores de loggf, dos modelos de atmosferas ou da s´ıntese espectral o valor

da abundˆancia solar de ferro na literatura pode variar de at´e 0.2 dex (7.44 ≤ (Fe)



≤

7.64). Para este trabalho adotamos (Fe)



= 7.50 (Grevesse & Sauval 1998).

Ao longo do processo iterativo de obten¸c˜ao das metalicidades as linhas que apresen-

taram discrepˆancias superiores a 1σ do valor m´edio foram automaticamente rejeitadas do

cˆomputo m´edio ﬁnal. Ao ﬁnal, n˜ao encontramos qualquer tendˆencia das diferen¸cas de

metalicidade com a temperatura, o que evidencia as condi¸c˜oes de equil´ıbrio impostas. Os

parˆametros atmosf´ericos obtidos por espectroscopia foram adotados na an´alise qu´ımica

detalhada das estrelas.

Na tabela 3.3 apresentamos o conjunto ﬁnal de parˆametros atmosf´ericos para a amostra

NGC 6553 UVES@VLT. Vˆe-se que o conjunto de parˆametros atmosf´ericos fotom´etricos

convertem-se numa metalicidade m´edia [FeI/H] = −0.21 ± 0.02 (σ = 0.01) e [FeII/H]

3.3 Parˆametros atmosf´ericos 61

Figura 3.2: Demonstra¸c˜ao da obten¸c˜ao da temperatura efetiva, gravidade superﬁcial,

velocidade de microturbulˆencia e metalicidade para a estrela NGC6553 II-64 com dados

obtidos por fotometria (esquerda) e por espectroscopia (direita). Na ﬁgura, a constante

a refere-se ao coeﬁciente angular do ajuste linear aos dados. Alto: FeI vs. χ. Meio:

FeI vs. W

. Baixo: Fe I (c´ırculos) e Fe II (quadrados) vs. W

. As linhas tracejadas

correspondem aos valores m´edios encontrados usando somente as medidas dentro de 1σ

do valor m´edio.

3.3 Parˆametros atmosf´ericos 62

Tabela 3.3: Parˆametros estelares e atmosf´ericos ﬁnais

Star M

bol

eﬀ

logg [FeI/H] [FeII/H]

mag K km s

−1

dex dex dex

Fotometria

II-64 267122 +0.1987 4448 1.45 2.07 −0.23 ± 0.15 −0.10 ± 0.03

II-85 266938 −1.6190 3842 1.38 1.08 −0.23 ± 0.15 −0.29 ± 0.09

III-8 265717 +0.0653 4543 1.32 2.05 −0.21 ± 0.16 −0.23 ± 0.09

267092 +0.4672 4700 1.50 2.27 −0.19 ± 0.11 −0.46 ± 0.06

Espectroscopia

II-64 267122 — 4500 1.45 2.20 −0.20 ± 0.15 −0.20 ± 0.01

II-85 266938 — 3800 1.38 1.10 −0.23 ± 0.15 −0.29 ± 0.09

III-8 265717 — 4600 1.40 2.40 −0.17 ± 0.15 −0.17 ± 0.04

267092 — 4600 1.50 2.50 −0.21 ± 0.12 −0.22 ± 0.06

= −0.27 ± 0.15 (σ = 0.07), o que resulta numa diferen¸ca m´edia ∆Fe = [FeII/H] - [FeI/H]

= −0.06 ± 0.16 dex (σ = 0.08) para as 4 estrelas. Por outro lado, com base nos parˆametros

espectrosc´opicos, obtivemos [FeI/H] = −0.20 ± 0.02 (σ = 0.01) e [FeII/H] = −0.22 ±

0.05 (σ = 0.01), o que resulta numa diferen¸ca m´edia ∆Fe = [FeII/H] - [FeI/H] = −0.02

± 0.06 dex (σ = 0.02) para as 4 estrelas.

3.3.5 Incertezas na metalicidade

As incertezas apresentadas na tabela 3.3 s˜ao o desvio padr˜ao da m´edia das abundˆancias

das N linhas medidas em cada estrela. Estas estimativas n˜ao levam em conta os efeitos

das incertezas sobre os parˆametros atmosf´ericos que podem subestimar ou superestimar as

medidas. Sendo assim, variamos os parˆametros atmosf´ericos espectrosc´opicos (T:logg:v

)

de uma estrela da amostra (II-64) de incertezas t´ıpicas j´a discutidas nas se¸c˜oes acima

e estimamos os efeitos sobre a abundˆancia de ferro. Uma varia¸c˜ao ∆T

eﬀ

= ± 100K

resulta numa ∆[FeI/H] = −0.03 dex e ∆[FeII/H] = 0.12 dex; ∆logg = ± 0.30 dex resulta

em ∆[FeI/H] = −0.04 dex e ∆[FeII/H] = −0.11 dex; ﬁnalmente, uma varia¸c˜ao ∆v

= ± 0.20 kms

−1

acarreta ∆[FeI/H] = 0.07 dex e ∆[FeII/H] = 0.06 dex. Como era

esperado, as abundˆancias de [FeI/H] s˜ao mais dependentes das varia¸c˜oes na velocidade de

microturbulˆencia, enquanto que as abundˆancias de [FeII/H] s˜ao mais suscet´ıveis a erros

nas gravidades superﬁciais.

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 63

3.3.6 ETL versus n˜ao-ETL para a amostra

Th´evenin & Idiart (1999) estudaram em detalhes o problema da sobreioniza¸c˜ao do ferro

nas atmosferas de estrelas an˜as pobres em metais e mostraram que an´alises de abundˆancia

no equil´ıbrio termodinˆamico local levam a uma subestimativa de [Fe/H] quando normal-

izadas `as linhas de Fe I nestas atmosferas. Eles sugerem um fator de corre¸c˜ao de +0.30

dex nas estimativas de [FeI/H] para estrelas com [Fe/H] = −3.00 e um fator +0.10 dex a

metalicidades [Fe/H] = −1.00.

Neste trabalho, eles destacam que a qualquer profundidade ´optica na atmosfera de baixa

opacidade das estrelas an˜as pobres em metais as popula¸c˜oes dos n´ıveis atˆomicos do Fe I

s˜ao modiﬁcadas pelo escapamento dos f´otons ultravioleta. Consequentemente, como todo

o Fe na atmosfera destas estrelas encontra-se ionizado, a metalicidade derivada das linhas

de Fe II s˜ao preferencialmente adotadas como estimativa de [Fe/H] uma vez que estas

esp´ecies atˆomicas s˜ao menos sens´ıveis por desvios de ETL.

Th´evenin & Idiart (1999) mostram tamb´em que a gravidade superﬁcial ´e afetada no

sentido que o ﬂuxo dos f´otons ultravioleta para a superf´ıcie torna-se maior a densidades

atmosf´ericas mais baixas a uma dada T

eff

o que explica o fato que os logg obtidos no

equil´ıbrio de ioniza¸c˜ao s˜ao inferiores aos obtidos a partir da equa¸c˜ao cl´assica com distˆancias

determinadas pelos dados do sat´elite HIPPARCOS em estrelas pobres em metais.

Para as estrelas gigantes e supergigantes ricas em metais e de baixo valor de logg seria

necess´ario fazer uma an´alise mais cuidadosa com modelos de atmosferas mais complexos

(Idiart, comunica¸c˜ao privada em 2004). De qualquer forma a diferen¸ca m´edia entre as

abundˆancias de ferro obtidas pelas linhas de Fe I e Fe II por espectroscopia neste trabalho

´e muito pequena, o que sugere que as nossas medidas de metalicidade s˜ao insens´ıveis `a

varia¸c˜oes da condi¸c˜ao de ETL.

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, com-

para¸c˜oes e interpreta¸c˜ao

3.4.1 S´ıntese espectral

A s´ıntese espectral ´e um dos m´etodos astrof´ısicos usados na determina¸c˜ao das abundˆancias

qu´ımicas de esp´ecies atˆomicas e moleculares atrav´es da cria¸c˜ao de espectros sint´eticos, ou

seja, simula¸c˜ao em laborat´orio dos espectros observados. O m´etodo de s´ıntese espectral

possibilita o c´alculo do ﬂuxo te´orico que emerge da fotosfera estelar atrav´es da solu¸c˜ao

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 64

das equa¸c˜oes b´asicas da teoria de transporte radiativo. O sucesso do m´etodo depender´a

da qualidade dos parˆametros inerentes `as linhas atˆomicas, como comprimento de onda

da transi¸c˜ao, potencial de excita¸c˜ao (χ), for¸ca de oscilador (ou loggf), constantes de

amortecimento radiativas e colisionais e estrutura hiperﬁna, al´em das linhas moleculares

e da f´ısica dos modelos de atmosferas usados.

Exceto para o ferro, as abundˆancias qu´ımicas deste trabalho foram obtidas usando o

c´odigo Pfant de s´ıntese espectral (Spite 1967; Cayrel et al. 1991; Barbuy et al. 2003), ao

qual Barbuy (1982) incluiu a s´ıntese de linhas moleculares. Mais detalhes da f´ısica do

m´etodo de s´ıntese espectral, bem como da lista de linhas implementada ao c´odigo Pfant,

modelos de atmosferas, opacidades, a f´ısica das constantes de amortecimento e estrutura

hiperﬁna podem ser vistos no apˆendice A.

3.4.2 Lista de linhas e abundˆancia solar

Obtivemos as abundˆancias qu´ımicas para linhas de Na, Mg, Al, Si, Ca, Ti, Mn, Cu, Zn,

Zr, Ba, La e Eu. Os valores de loggf usados para os elementos-α e elementos oriundos da

captura de pr´oton s˜ao como dados em Barbuy et al. (2006).

Para o tripleto de Mn em 6000

A, c´alculos de HFS foram levados em conta usando dados

atˆomicos de Brodzinski et al. (1987) e Walther (1962). Adotamos spin nuclear I=2.5

para

Mn, ´unico nucl´ıdeo que contribui para a abundˆancia do manganˆes (Woodgate &

Martin 1957). Para a linha de MnI 6016

A, o valor loggf = −0.216, dispon´ıvel no Vienna

Atomic Line Database (VALD, Piskunov et al. 1995), fornece abundˆancias mais baixas de

manganˆes. Usando o loggf do VALD, o espectro sint´etico da linha ´e muito mais forte do

que as respectivas linhas observadas no Sol e em Arcturus, como mostra a ﬁgura 3.3. Por

esta raz˜ao, determinamos o loggf astrof´ısico para esta linha usando o atlas solar (Kur´ucz

et al. 1984) e o atlas de Arcturus (Hinkle et al. 2000) buscando encontrar um novo valor de

loggf que fosse compat´ıvel com as abundˆancias destas estrelas como dadas na literatura.

As abundˆancias de cobre foram obtidas a partir das linhas Cu I 5105

A, 5218

A e 5782

A HFS foi calculada usando dados de Bielski (1975), com uma fra¸c˜ao isot´opica de 0.69

para

Cu e 0.31 para

Cu.

A abundˆanica de zinco foi calculada usando a linha de Zn I em 4810

A com parˆametros

χ = 4.08 eV e loggf = −0.170 adotados de Bi´emont & Godefroid (1980).

Para as linhas de BaII 6141

A e 6496

A, LaII 6390

A e Eu II 6645 os c´alculos de HFS

foram implementados usando os dados atˆomicos de Biehl (1976) e Lawler et al. (2001).

Para o c´alculo relativo das abundˆancias, adotamos as abundˆancias solares de Grevesse &

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 65

Figura 3.3: Ajustes de HFS para linhas de Mn no Sol e em Arcturus: espectro observado

(linha s´olida); espectro sint´etico (linha pontilhada); espectro sint´etico usando o loggf total

de VALD para a linha 6016

A (linha tracejada).

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 66

Sauval (1998), que para os elementos do pico do ferro s˜ao (Mn)



=5.39, (Cu)



=4.21 e

(Zn)



=4.60.

Entre os elementos do pico do ferro estudados, Mn ´e o ´unico cuja abundˆancia solar fo-

tosf´erica difere por at´e ±0.14 dex do valor meteor´ıtico. Duas raz˜oes principais poderiam

explicar esta discrepˆancia. Primeiro, o valor meteor´ıtico est´a errado: isso, em princ´ıpio

n˜ao ´e plaus´ıvel dado que o Mn ´e muito bem analisado quimicamente em meteoritos atrav´es

de processos de ativa¸c˜ao de nˆeutrons e as incertezas sobre os valores medidos s˜ao muito

pequenas. Segundo, o valor fotosf´erico est´a errado: esta premissa seria mais plaus´ıvel para

explicar a diferen¸ca observada, uma vez que os ´ultimos c´alculos da abundˆancia fotosf´erica

de Mn foram realizados por Booth et al. (1984).

Por outro lado, numa compila¸c˜ao de v´arios valores da abundˆancia solar de Mn da litera-

tura, Asplund (2005) mostra que a discrepˆancia na abundˆancia solar do Mn ´e da ordem

de 0.08 dex, embora com barras de erro superiores aos valores m´edios de cada medida.

Faz-se necess´ario, por´em, uma an´alise cuidadosa das probabilidades de transi¸c˜ao e tempos

de vida envolvendo o Mn, al´em de an´alises com os novos modelos de atmosferas em 3D e

fora das condi¸c˜oes LTE para poder melhor entender tais discrepˆancias.

As tabelas 3.4, 3.5 e 3.6 apresentam, respectivamente, o conjunto de todas as linhas

que foram utilizadas na s´ıntese espectral dos elementos-α, elementos Z-´ımpar, elementos

pesados e elementos do pico do ferro (Mn e Cu). Cada tabela identiﬁca a esp´ecie atˆomica,

os potenciais de excita¸c˜ao χ, constantes de amortecimento C6, loggf e HFS quando for o

caso.

Tabela 3.4: Lista de linhas atˆomicas usada para a s´ıntese

espectral: (1) esp´ecie atˆomica, (2) comprimento de onda,

(3) potencial de excita¸c˜ao, (4) constante de amorteci-

mento C6 e (5) loggf.

Esp´ecie λ(

A) χ(eV) C6 loggf

(1) (2) (3) (4) (5)

Elementos α

Mg I 6318.720 5.110 0.30E−31 −2.100

Mg I 6319.242 5.110 0.30E−31 −2.360

Mg I 6319.490 5.110 0.30E−31 −2.900

Si I 5948.548 5.082 2.19E-30 −1.170

Si I 6142.490 5.620 0.30E−31 −1.580

Si I 6145.020 5.610 0.30E−31 −1.500

Si I 6155.020 5.620 0.30E−30 −0.850

Si I 6243.823 5.610 0.30E−32 −1.300

Si I 6244.480 5.610 0.30E−31 −1.270

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 67

Tabela 3.4 – continua¸c˜ao

Esp´ecie λ(

A) χ(eV) C6 loggf

(1) (2) (3) (4) (5)

Si I 6414.987 5.870 0.30E−30 −1.128

Ca I 6102.723 1.879 4.54E−31 −0.930

Ca I 6156.030 2.521 4.00E−31 −2.590

Ca I 6161.297 2.523 4.00E−31 −1.420

Ca I 6162.173 2.523 3.00E−31 −0.090

Ca I 6166.439 2.521 3.97E−31 −1.156

Ca I 6169.042 2.523 3.97E−31 −0.900

Ca I 6169.563 2.526 4.00E−31 −0.630

Ca I 6439.075 2.526 3.40E−32 +0.300

Ca I 6455.598 2.523 3.39E−32 −1.550

Ca I 6464.679 2.520 3.40E−32 −2.480

Ca I 6471.662 2.526 3.39E−32 −0.800

Ca I 6493.788 2.526 3.37E−32 +0.000

Ca I 6499.654 2.526 3.37E−32 −0.850

Ca I 6508.850 2.526 3.37E−32 −2.510

Ca I 6572.778 0.000 1.75E−32 −4.320

Ti I 5866.452 1.067 2.16E−32 −0.840

Ti I 5965.828 1.879 2.14E−32 −0.409

Ti I 5978.543 1.873 2.14E−32 −0.496

Ti I 6064.629 1.046 2.06E−32 −1.944

Ti I 6091.174 2.267 3.89E−32 −0.423

Ti I 6126.217 1.067 2.06E−32 −1.424

Ti I 6258.110 1.440 4.75E−32 −0.360

Ti I 6303.756 1.443 1.53E−32 −1.566

Ti I 6312.237 1.460 4.75E−32 −1.552

Ti I 6336.102 1.443 0.30E−31 −1.742

Ti I 6508.153 1.430 1.46E−32 −2.050

Ti I 6554.224 1.443 2.72E−32 −1.219

Ti I 6556.062 1.460 2.74E−32 −1.075

Ti I 6599.130 0.900 2.94E−32 −2.085

Ti I 6743.124 0.900 0.30E−31 −1.628

Ti II 6491.582 2.060 0.30E−31 −2.100

Ti II 6559.576 2.050 0.30E−31 −2.480

Elementos Z-´ımpar

Na I 5682.647 2.102 0.30E−30 −0.700

Na I 5688.217 2.102 0.30E−30 −0.457

Na I 6154.225 2.102 0.90E−31 −1.570

Na I 6160.753 2.104 0.30E−31 −1.270

Al I 6696.032 3.143 0.30E−31 −1.481

Al I 6698.667 3.143 0.30E−31 −1.782

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 68

Tabela 3.4 – continua¸c˜ao

Esp´ecie λ(

A) χ(eV) C6 loggf

(1) (2) (3) (4) (5)

Elementos pesados

Zr I 6143.216 0.070 0.30E−31 −1.100

Ba II 6141.728 0.704 −0.070 −0.08

Ba II 6496.900 0.604 −0.380 −0.08

La II 6390.483 0.320 −1.410 +0.01

Eu II 6645.127 1.380 +0.120 +0.09

3.4.3 Metalicidade: [Fe/H]

Determinar e interpretar a fun¸c˜ao distribui¸c˜ao de metalicidade (MDF) do bojo da nossa

Gal´axia ´e fundamental para investigar o hist´orico de forma¸c˜ao do bojo e da Via-L´actea.

Neste sentido, aglomerados globulares ricos em metais, devido principalmente `as suas

similaridades qu´ımicas com popula¸c˜oes de campo do bojo (Ortolani et al. 1995; Zoccali

et al. 2003), podem ser utilizados como objetos de referˆencia no estudo da metalicidade

de popula¸c˜oes ricas em metais na regi˜ao interna `a Gal´axia.

Particularmente no caso de NGC 6553 o seu valor de metalicidade tem sido amplamente

debatido na literatura no decorrer dos ´ultimos anos, como apresentado na ﬁgura 3.4. Vˆe-se

que at´e 1992, para as an´alises que se baseiam em m´etodos fotom´etricos ou espectrosc´opicos

de baixa resolu¸c˜ao, h´a um amplo intervalo de valores poss´ıveis que varia de [Fe/H] = +0.47

dex (Bica & Pastoriza 1983) a [Fe/H] = −0.70 dex (Pilachowski 1984), ou seja, um fator

≈ 15 em [Fe/H]. A partir de 1992, j´a usando dados espectrosc´opicos de melhor qualidade,

exceto para o valor m´edio obtido por Coelho et al. (2001) que ainda se baseia em dados

de baixa resolu¸c˜ao, h´a um vis´ıvel decr´escimo na dispers˜ao dos resultados. Ainda assim,

a varia¸c˜ao de metalicidade atinge ∆[Fe/H] = 0.49 dex (−0.55 < [Fe/H] < −0.06), ou

seja, uma diferen¸ca superior a um fator 3 em [Fe/H] que, em princ´ıpio, ´e a raz˜ao de

abundˆancia mais facilmente obtida devido principalmente ao elevado n´umero de linhas de

FeI dispon´ıveis nos espectros observados e a relativa qualidade dos dados atˆomicos para

estas linhas quando comparadas `as outras esp´ecies.

Como detalhado em se¸c˜oes anteriores, obtivemos um valor m´edio de metalicidade [Fe/H]=

−0.20. Este resultado est´a compat´ıvel com resultados anteriores da literatura usando

dados de qualidade no ´optico e no infravermelho (Cohen et al. 1999; Mel´endez et al.

2003).

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 69

Tabela 3.5: HFS para linhas de Mn I.

6013.488

A; χ=3.072 eV 6016.673

A; χ=3.073 eV

loggf(total) = −0.252

log gf(total) = −0.216

λ (

A) loggf λ (

A) loggf

6013.447 −0.7669 6016.613 −1.5760

6013.468 −0.9790 6016.640 −0.7979

6013.487 −1.2520 6016.640 −1.4133

6013.496 −1.4561 6016.661 −1.4079

6013.502 −1.6622 6016.662 −1.0611

6013.507 −1.3100 6016.678 −1.5102

6013.516 −1.3312 6016.679 −1.3921

6013.522 −1.4861 6016.689 −1.5760

6013.532 −1.8083 6016.690 −1.8392

6013.535 −1.8541 6016.691 −1.7723

6013.535 −2.4104 6016.697 −2.5382

6013.536 −2.0302 6016.701 −1.4133

6016.707 −1.7723

6016.708 −1.4079

6016.709 −1.5102

6016.673

A; χ=3.073 eV 6021.792

A; χ=3.075 eV

loggf(total) = −0.516

loggf(total) = 0.035

λ (

A) loggf λ (

A) loggf

6016.613 −1.8760 6021.716 −2.6674

6016.640 −1.0979 6021.742 −1.4499

6016.640 −1.7133 6021.745 −2.3152

6016.661 −1.7079 6021.765 −1.2739

6016.662 −1.3611 6021.770 −2.1903

6016.678 −1.8102 6021.775 −0.5323

6016.679 −1.6921 6021.784 −1.2483

6016.689 −1.8760 6021.790 −2.2695

6016.690 −2.1392 6021.792 −0.6718

6016.691 −2.0723 6021.799 −1.3152

6016.697 −2.8382 6021.804 −0.8302

6016.701 −1.7133 6021.809 −1.4913

6016.707 −2.0723 6021.813 −1.0142

6016.708 −1.7079 6021.818 −1.2361

6016.709 −1.8102 6021.819 −1.5213

Fontes para os valores de loggf:

(a) NIST; (b) ajuste sobre os espectros do Sol e Arcturus; (c) VALD

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 70

Tabela 3.6: HFS para linhas de Cu I.

5105.50

A; χ=1.39 eV 5218.21

A; χ=3.82 eV

loggf(total) = −1.520

loggf(total) = +0.264

λ (

A) loggf λ (

A) loggf

5105.497 −4.2291 5218.201 −1.4123

5105.501 −3.2774 5218.203 −0.9367

5105.503 −3.2314 5218.205 −1.0665

5105.504 −4.4202 5218.207 −0.3466

5105.510 −3.1656 5218.211 −0.5575

5105.514 −2.9097 5218.213 −0.5685

5105.519 −3.8761 5218.216 −0.2226

5105.523 −2.9318

5105.525 −2.7319 5782.14

A; χ=1.64 eV

5105.526 −4.0655 loggf(total) = −1.720

5105.530 −2.6600 5782.032 −3.4320

5105.531 −2.8199 5782.042 −3.7349

5105.534 −2.5629 5782.054 −3.0340

5105.545 −2.9140 5782.064 −3.0850

5105.550 −2.3138 5782.073 −3.3890

5105.554 −2.4538 5782.084 −2.6880

5105.572 −2.1079 5782.086 −3.0340

5782.098 −3.0340

5782.113 −2.6880

5782.124 −2.6880

5782.153 −2.5870

5782.173 −2.2410

Fontes para o loggf: (a) NIST; (b) Bielski (1975)

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 71

1980 1985 1990 1995 2000 2005

-2

-1

1: Zinn (1980)

2: Bica & Pastoriza (1983)

3: Cohen (1983)

4: Zinn & West (1984)

5: Pilachowski (1984)

6: Webbink (1985)

7: Bica & Alloin (1986)

8: Barbuy et al. (1992)

9: Harris (1996)

10: Origlia et al. (1997)

11: Cohen et al. (1999)

12: Barbuy et al. (1999)

13: Coelho et al. (2001)

14: Carretta et al. (2001)

15: Melendez et al. (2003)

16: This Work

Figura 3.4: Diferentes valores de metalicidade encontrados na literatura para NGC 6553

atrav´es dos anos. Os quadrados abertos s˜ao para os trabalhos realizados utilizando fotome-

tria, enquanto que os quadrados fechados s˜ao para aqueles baseados em espectroscopia.

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 72

Barbuy et al. (1999b) analisaram espectros CASPEC (R ∼ 20000) de duas estrelas gi-

gantes frias de NGC 6553 e obtiveram metalicidade m´edia [Fe/H] = −0.55, um fator 2.23

mais baixo que o valor encontrado no presente trabalho. Como a atual amostra cont´em

uma estrela em comum (a estrela II-85) `a amostra de Barbuy et al. (1999b), revimos em

detalhes os espectros das estrelas nos dois diferentes conjuntos de dado com o intuito de

tentar entender a diferen¸ca encontrada. Veriﬁcamos a determina¸c˜ao dos parˆametros at-

mosf´ericos e atentamos para similaridades e dissimilaridades nos parˆametros atˆomicos de

cada linha de ferro, al´em de poss´ıveis diferen¸cas nas medidas de W

, bem como diferen¸cas

entre os m´etodos de an´alise nos diferentes trabalhos. Encontramos trˆes poss´ıveis fontes de

incertezas que poderiam explicar as discrepˆancias em metalicidade entre os dois trabalhos:

(i): Temperatura efetiva: usando cores HST e adotando um E(B-V)=0.70, Barbuy et al.

(1999b) derivaram uma temperatura efetiva de 4000 K para a estrela II-85, enquanto que

o valor atual ´e de 3842 K, obtido de forma espectrosc´opica. No entanto, como discutido na

se¸c˜ao 3.3.5, uma diferen¸ca de ∆T = +100K leva a uma diferen¸ca ∆[Fe/H] = −0.03 dex,

o que signiﬁca que uma varia¸c˜ao de cerca de 200K na temperatura ainda n˜ao explicaria a

∆[Fe/H] entre os dois trabalhos.

(ii): Gravidade superﬁcial: Barbuy et al. (1999b) obtiveram logg = 1.26 dex, mas o

valor espectrosc´opico foi corrigido de −0.6 dex, ou seja, o valor logg = 0.70 foi adotado.

Numa simula¸c˜ao com as larguras equivalentes de II-85, uma ∆logg = ±0.6 dex acarreta

numa ∆[Fe/H]=±0.3 dex, o que explicaria grande parte da discrepˆancia entre os dois

conjuntos de dados.

(iii): W

: as medidas de larguras equivalentes de linhas em comum da estrela II-85

nas duas amostras s˜ao apresentadas na tabela 3.7. Em linhas gerais, embora apenas com

poucas linhas em comum, as larguras equivalentes das linhas mais intensas apresentadas

em Barbuy et al. (1999b) parecem sistematicamente mais baixas (≈ 20 m

A) do que as da

presente amostra. Em simula¸c˜oes com o Abonj esta diferen¸ca em W

prevˆe uma ∆[Fe/H]

≈ 0.1 dex. A principal raz˜ao para as diferen¸cas observadas nas W

de II-85 nos dois

conjuntos de dados parece estar associada a baixa qualidade dos espectros CASPEC,

tanto em resolu¸c˜ao quanto na raz˜ao S/N, quando comparados aos espectros UVES do

presente estudo como mostra a ﬁgura 3.5 para a estrela II-85. Isso diﬁculta a localiza¸c˜ao

do continuum para o c´alculo das larguras equivalentes.

Com base nisso, os nossos resultados ﬁxam, preferencialmente, uma metalicidade [Fe/H]=

−0.2 para NGC 6553. Este resultado ´e compat´ıvel n˜ao apenas com medidas de metal-

icidade com dados de alta qualidade no infravermelho para NGC 6553 (Mel´endez et al.

2003), mas tamb´em com a metalicidade m´edia das estrelas de campo do bojo (Fulbright

et al. 2006; Lecureur et al. 2007) e para estrelas de NGC 6528 (Zoccali et al. 2004), o qual

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 73

Tabela 3.7: Compara¸c˜ao das W

das linhas de FeI usadas neste trabalho em comum com

o trabalho de Barbuy et al. (1999b).

λ(

A) χ

(eV) loggf Este trabalho Barbuy et al. (1999b)

A] W

5861.110 4.280 −2.450 24.9 25.

6082.710 2.220 −3.570 131.1 102.

6096.660 3.980 −1.930 70.1 74.

6120.250 0.910 −5.950 96.4 69.

6475.620 2.560 −2.940 127.5 118.

6481.870 2.280 −2.980 148.5 117.

6574.230 0.990 −5.040 149.3 130.

6739.520 1.560 −4.940 98.4 49.

Figura 3.5: Espectro da estrela gigante II-85: compara¸c˜ao entre o espectro estudado em

Barbuy et al. (1999b), obtido com telesc´opio de 3.6m e espectr´ografo CASPEC de R ∼

20000 (a) e o do presente estudo obtido com o VLT de 8.2m e espectr´ografo UVES de

R∼55000.

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 74

´e muito similar a NGC 6553.

3.4.4 Elementos α: [O/Fe], [Mg/Fe], [Si/Fe], [Ca/Fe], [Ti/Fe]

Com o trabalho cl´assico de Tinsley (1980) e as primeiras determina¸c˜oes de oxigˆenio

para estrelas pobre em metais da Gal´axia (por exemplo, Barbuy 1988), a abundˆancia

de elementos-α passou a ser interpretada como crucial no entendimento de quantidades

importantes como a SFR e a IMF.

Para interpretar a hist´oria de evolu¸c˜ao qu´ımica da Gal´axia faz-se necess´ario entender a

complexa intera¸c˜ao entre as estrelas e o meio interestelar. O enriquecimento qu´ımico da

Gal´axia atrav´es dos elementos pesados, ou seja, os elementos da tabela peri´odica com

n´umero atˆomico Z entre 6 ≤ Z ≤ 110, ´e controlado pelos processos de nucleoss´ıntese

estelar, onde a f´ısica das explos˜oes de supernovas (SNs) Tipo II e Tipo Ia ´e fundamental

para o entendimento da evolu¸c˜ao qu´ımica.

De acordo com a teoria padr˜ao os elementos α (O, Mg, Si, Ca, Ti) s˜ao essencialmente

sintetizados por estrelas massivas (M  8M



) e, portanto, com um curto tempo de vida

(10

-10

anos, compat´ıvel com o tempo de colapso do halo da Gal´axia) e que apresentam

linhas marcantes de hidrogˆenio em seus espectros no ´optico. Os elementos α s˜ao ejetados

no meio-interestelar durante as explos˜oes de SNs Tipo II que s˜ao o est´agio ﬁnal da vida

das estrelas massivas. Os elementos do pico do Fe (V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu, Zn), por

sua vez, seriam produto principalmente da explos˜ao termonuclear de SNs Tipo Ia, cuja

estrela progenitora seria uma estrela an˜a branca de C-O em sistemas bin´arios envolvendo

escalas de tempo de 1 a 2 bilh˜oes de anos (ver por exemplo os yields de Woosley & Weaver

1995; Iwamoto et al. 1999).

Desta forma, observacionalmente, como mostra esquematicamente a ﬁgura 3.6 adaptada

de McWilliam (1997), os elementos-α s˜ao sobreabundantes por um fator +0.3 ± 0.2 dex

no regime [Fe/H] ≤ −1.00 e, para [Fe/H] ≈ − 1.00, a raz˜ao [α/Fe] decresce progressiva-

mente alcan¸cando valores da abundˆancia solar em [Fe/H] = 0. Sendo assim, uma medida

sobreabundante de [α/Fe] indica o dom´ınio de processos por SNs Tipo II, equanto que

uma subabundˆancia ´e interpretada como o aumento de contribui¸c˜oes por SNs de Tipo Ia.

Os diagramas de diagn´ostico qu´ımico para diferentes popula¸c˜oes estelares permitem-nos,

assim, interpretar a IMF e a SFR, dois ingredientes essenciais para tra¸car a evolu¸c˜ao

qu´ımica de popula¸c˜oes estelares. Em outras palavras, a raz˜ao [α/Fe] informa-nos sobre

a relativa contribui¸c˜ao das SNs Tipo II em rela¸c˜ao as SNs Ia ao enriquecimento qu´ımico

do meio-interestelar numa ´epoca anterior a forma¸c˜ao das estrelas (Matteucci & Greggio

1986).

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 75

Figura 3.6: Diagrama de diagn´ostico qu´ımico: varia¸c˜ao da abundˆancia dos elementos-α

com a metalicidade com base na ﬁgura 1 de McWilliam (1997).

O oxigˆenio ´e o terceiro mais abundante elemento qu´ımico do Universo e, consequente-

mente, a determina¸c˜ao de sua abundˆancia em estrelas de distintos est´agios evolutivos e

metalicidades ´e muito importante para o estudo da evolu¸c˜ao qu´ımica da Gal´axia e mesmo

da estrutura e evolu¸c˜ao de estrelas de baixa massa. A abundˆancia de oxigˆenio nessas

estrelas afeta a opacidade e consequentemente as caracter´ısticas morfol´ogicos dos diagra-

mas cor-magnitude de aglomerados globulares e a determina¸c˜ao das idades destes objetos.

Todavia, devido a baixa velocidade radial heliocˆentrica de NGC 6553 (v

= −0.27 ± 1.99

kms

−1

), n˜ao foi poss´ıvel obter diretamente a abundˆancia de oxigˆenio usando o dubleto

proibido de [OI] 6300

A, 6363

A nos espectros. As linhas proibidas de oxigˆenio foram

completamente destru´ıdas pela numerosa quantidade de linhas tel´uricas na regi˜ao. Esco-

lhemos adotar a raz˜ao de abundˆancia [O/Fe]= +0.25 para NGC 6553 que foi anteriormente

obtida pelo nosso grupo de pesquisa usando linhas OH do infravermelho com dados de

alta-resolu¸c˜ao, bem como raz˜oes de [C/Fe]=−0.7 e [N/Fe]= +1.30 obtidas atrav´es de

mol´eculas de CN (Mel´endez et al. 2003).

Para as quatro estrelas estudadas encontramos que os elementos α comportam-se de

maneira anˆomola, com magn´esio e sil´ıcio sobreabundantes ([Mg/Fe] = +0.28 ± 0.04 :

[Si/Fe] = +0.21 ± 0.05), enquanto que c´alcio e titˆanio mostram abundˆancia m´edia tipi-

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 76

camente solar ([Ca/Fe] = +0.05 ± 0.09 : [TiI/Fe] = −0.01 ± 0.14 : [TiII/Fe] = −0.02 ±

0.06). A ﬁgura 3.7 apresenta exemplo da s´ıntese espectral realizada para a estrela II-85 na

regi˜ao do tripleto de magn´esio em 6318

A e para a linha de Si 5948.548

A, respectivamente.

Na ﬁgura 3.8 apresentamos as raz˜oes de abundˆancia [Ca/Fe] em aglomerados globulares

do bojo da Gal´axia (c´ırculos cheios) comparadas `as raz˜oes obtidas em estrelas de campo

do bojo (c´ırculos abertos) na an´alise de Fulbright et al. (2007) e do disco espesso (cruzes)

na an´alise de Reddy et al. (2006). Em rela¸c˜ao `as estrelas de campo, vˆe-se que h´a uma

separa¸c˜ao forte no comportamento [Ca/Fe] no bojo e no disco espesso que pode ser facil-

mente explicada no contexto da contribui¸c˜ao (SNs Tipo II)/(SNs Tipo Ia) no bojo/disco

da Gal´axia.

A raz˜ao [Ca/Fe] ≈ 0 que reportamos neste trabalho segue muito mais o padr˜ao do disco

espesso, embora a raz˜ao [Ca/Fe]

NGC6553

dentro de +1σ esteja na regi˜ao lim´ıtrofe entre as

duas popula¸c˜oes. Estimativas de [Ca/Fe] obtidas pelo nosso Grupo de Pesquisa para NGC

6558 e HP-1, dois aglomerados pobres em metais do bojo, tamb´em estabelecem [Ca/Fe]

solar. Al´em disso, medidas muito recentes para outros dois aglomerados globulares do

bojo com [Fe/H] > −0.45 (NGC 6388 e NGC 6441) e de grupos de pesquisa diferentes

ao nosso tamb´em reportam uma abundˆancia solar para o c´alcio (Gratton et al. 2006;

Carretta et al. 2007).

Desta forma, o comportamento [Ca/Fe] em aglomerados globulares do bojo ´e controverso:

as raz˜oes [Ca/Fe] obtidas com base em dados do infravermelho tendem a ser maiores

([Ca/Fe] ≥ 0.30) do que as estimativas obtidas com espectros no ´optico ([Ca/Fe] < 0.10).

No caso de NGC 6528, quimicamente similar a NGC 6553, as diferen¸cas [Ca/Fe] obtidas

na literatura s˜ao de aproximadamente 0.8 dex, ou seja, uma diferen¸ca superior a um fator

6 na abundˆancia de c´alcio. Estas discrepˆancias precisam ser melhor investigadas.

Seguindo as id´eias da f´ısica das explos˜oes de SNs, as anomalias Ca:Ti podem ser inter-

pretadas como consequˆencia natural dos yields

envolvidos, no sentido de que as baixas

raz˜oes [(Ca,Ti)/Fe] sugerem uma deﬁciˆencia de SNs Tipo II de baixa massa. Os yields

s˜ao ainda fortemente dependentes da metalicidade uma vez que a perda de massa das

estrelas depende da metalicidade das mesmas, de tal forma que c´alcio e titˆanio s˜ao forma-

dos em ambientes astrof´ısicos diferenciados dos outros elementos α. Interessantemente,

uma vez que o bojo de gal´axias espirais como a nossa tˆem caracter´ısticas similares `as

gal´axias el´ıpticas (Renzini 2006), modelos de popula¸c˜oes estelares tˆem previsto baixas

raz˜oes de c´alcio nestas gal´axias (Coelho et al. 2007, e referˆencias citadas), no entanto, a

subabundˆancia de c´alcio em popula¸c˜oes velhas e ricas ´e ainda controverso (Prochaska et

Fra¸c~ao f da massa de uma estrela de massa M que ´e convertida em metais e ejetada no

meio interestelar.

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 77

al. 2005).

Na ﬁgura 3.9, n´os comparamos o padr˜ao de abundˆancia dos elementos α estudados neste

trabalho (exceto para o oxigˆenio como explicado acima) com os resultados de NGC 6553

encontrados por Cohen et al. (1999). No geral, os padr˜oes est˜ao compat´ıveis dentro de

pouco mais que 1σ para O, Mg, Ca e Ti e menor que 1σ para o Si.

Sabe-se que embora as an´alises detalhadas de oxigˆenio em estrelas frias possam ser real-

izadas usando linhas variadas — linhas de OH no ultravioleta e no infravermelho, pelo

dubleto proibido [O I] 6300

A e 6363

A e tamb´em atrav´es do tripleto permitido O I 7771

A, 7774

A e 7775

A —, estas diferentes linhas tendem a dar diferentes valores. Como

exemplo, as linhas OI 7771-7

A fornecem, sistematicamente, abundˆancias mais altas que

as derivadas via linhas de OH (Kiselman & Nordlund 1995) e este fator deve explicar

parte da diferen¸ca em [O/Fe] apresentada na ﬁgura 3.9 uma vez que Cohen et al. (1999)

calcularam a raz˜ao de abundˆancia com base no tripleto de OI 7771-7

A, enquanto que o

nosso valor baseia-se em linhas de OH no infravermelho. Outro fator a ser levado em conta

´e que h´a uma diferen¸ca de ∆[O/Fe]=0.09 dex na abundˆancia solar de oxigˆenio adotada

nos dois trabalhos.

Em rela¸c˜ao aos outros elementos α, h´a uma discrepˆancia de ∆[Mg/Fe] = 0.13 dex entre

os nossos valores e Cohen et al. (1999), sendo que a diferen¸ca m´edia ´e da ordem de 3σ

na raz˜ao [Mg/Fe]. Para o c´alcio, a diferen¸ca ∆[Ca/Fe] = +0.2 dex pode ser explicada

principalmente pela diferen¸ca no valor solar de abundˆancia adotado entre os dois tra-

balhos, como mostra a tabela 3.8, com nenhuma diferen¸ca signiﬁcativa nos valores de

loggf. E, ﬁnalmente, para o Ti, n˜ao foi poss´ıvel fazer uma compara¸c˜ao direta entre os

dois trabalhos pois n˜ao h´a linhas em comum nas duas amostras. No entanto, nota-se uma

diferen¸ca ∆[Ti/Fe]=0.05 dex na abundˆancia solar. Os nossos valores de abundˆancia para

o Ti est˜ao compat´ıveis com os apresentados em Zoccali et al. (2004) para NGC 6528,

analisado usando as mesmas linhas e parˆametros atˆomicos. Poss´ıveis diferen¸cas devido

aos diferentes valores nas constantes de amortecimento (importante principalmente para

as linhas de c´alcio) n˜ao foram veriﬁcadas pois Cohen et al. (1999) n˜ao disponibilizam os

valores da constante de amortecimento C6 usados.

Desta forma, encontramos uma raz˜ao [(Mg,Si,Ca,Ti)/Fe] = 0.13 dex para a amostra

NGC 6553 UVES@VLT. Para compara¸c˜ao, numa an´alise qu´ımica de 2 estrelas gigantes

de NGC 6553 com dados no infravermelho e parˆametros atmosf´ericos m´edios de T

eﬀ

4000 K, logg = 1 dex, v

= 2kms

−1

e [Fe/H] = −0.30, Origlia et al. (2002) obtiveram

um platˆo de [α/Fe]= 0.30 dex, o que demonstra a discrepˆancia nos resultados do ´optico

comparados a dados do infravermelho.

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 78

6317.5 6318 6318.5 6319 6319.5 6320

0.4

0.6

0.8

Star II-85

Teff = 3800 K : logg= 1.10 dex : [Fe/H]= -0.23 dex

Mg I Mg I

5948 5948.5 5949

0.6

0.8

Figura 3.7: Painel superior: S´ıntese espectral do tripleto de magn´esio em 6318.7

6319.2

A, 6319.4

A na estrela II-85, calculada com [Mg/Fe] = +0.27 (linha pontilhada,

melhor ajuste), [Mg/Fe] = +0.37 (linha curta tracejada) e [Mg/Fe] = +0.17 (linha longa

tracejada). Painel inferior: S´ıntese espectral da linha de sil´ıcio 5948.548

A na estrela

II-85 calculada com [Si/Fe] = +0.20 (linha pontilhada, melhor ajuste), [Si/Fe] = +0.30

(linha curta tracejada) e [Si/Fe] = +0.10 (linha longa tracejada).

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 79

Figura 3.8: Raz˜oes [Ca/Fe] em aglomerados globulares do bojo (c´ırculos fechados) com-

paradas com estrelas de campo do bojo (c´ırculos abertos) e estrelas de campo do disco

espesso (quadrados). Na nota¸c˜ao espec´ıﬁca para NGC6528, NGC6528:G1 corresponde a

an´alise feita por Zoccali et al. (2004) e NGC6528:G2 em Origlia et al. (2005a).

Tabela 3.8: Compara¸c˜ao dos valores de abundˆancia solar e raz˜oes de abundˆancia obtidas

para NGC 6553 entre o presente trabalho e Cohen et al. (1999).

Este trabalho Cohen et al. (1999)

Elemento 



(X) [X/Fe] 



(X) [X/Fe]

O 8.77 +0.2 8.68 +0.50

Mg 7.58 +0.28 7.54 +0.41

Si 7.55 +0.21 7.54 +0.14

Ca 6.36 +0.05 6.16 +0.26

Ti 5.02 -0.01 4.98 +0.19

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 80

Cohen et al. (1999)

Present work & Melendez et. al (2003)

Figura 3.9: Padr˜ao de abundˆancia dos elementos α em NGC 6553: (i) m´edia para 4

estrelas deste trabalho e adotando oxigˆenio de Mel´endez et al. (2003) (estrelas) e (ii)

abundˆancias m´edias com base em 4 estrelas de Cohen et al. (1999) (quadrados).

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 81

Estruturalmente, NGC 6553, por estar localizado a uma distˆancia inferior a 3 kpc do

centro da Gal´axia, classiﬁca-se como um aglomerado globular do bojo da Gal´axia. No

entanto, Zoccali et al. (2001, 2003) determinaram o movimento pr´oprio de NGC 6553 e

conclu´ıram que este aglomerado segue a rota¸c˜ao m´edia tanto do bojo como do disco da

Gal´axia. Este resultado foi tamb´em conﬁrmado por Dinescu et al. (2003), que com base

em velocidade de rota¸c˜ao, velocidades radiais e movimentos pr´oprios para o aglomerado,

conclu´ıram que NGC 6553 pertence ao disco espesso. Pritzl et al. (2005) recalcularam

os parˆametros orbiatis de NGC 6553 e o classiﬁcaram como um aglomerado globular do

disco ﬁno dada a ´orbita circular encontrada.

Comparar o padr˜ao de abundˆancias qu´ımicas de estrelas de aglomerados com os de es-

trelas de campo ´e fundamental na interpreta¸c˜ao f´ısica dos processos dominantes em cada

ambiente, principalmente no caso do bojo da Gal´axia onde as condi¸c˜oes de observa¸c˜ao s˜ao

ainda adversas. No entanto, compara¸c˜oes deste tipo exigem cuidados especiais para evitar

que incertezas sistem´aticas levem a interpreta¸c˜oes errˆoneas dos resultados. Sendo assim,

escolhemos preferencialmente trabalhar com a amosta do campo do bojo de Lecureur et

al. (2007), uma vez que as linhas, modelos de atmosferas, c´odigos de s´ıntese e m´etodo de

an´alise em si s˜ao similares aos do presente trabalho. Na ﬁgura 3.10 comparamos as raz˜oes

[(α:Z-´ımpar)/Fe] do presente trabalho com os de estrelas gigantes do bojo da Gal´axia

determinadas por Lecureur et al. (2007) e com estrelas an˜as do disco espesso obtidas por

Reddy et al. (2006).

Da ﬁgura 3.10 nota-se a perfeita similaridade entre a metalicidade m´edia de NGC 6553

e as estrelas de campo do bojo. Embora a metalicidade de NGC 6553 coincida, aprox-

imadamente, com o ﬁnal da distribui¸c˜ao das estrelas do disco espesso apresentadas na

ﬁgura, [(O:Mg)/Fe] de NGC 6553 seguem, na m´edia, o padr˜ao das estrelas de campo do

bojo.

Nossos resultados sugerem que NGC 6553 esteja de fato associado `a componente do bojo

Gal´actico. Al´em disso, com base na sua idade (Ortolani et al. 1995), diﬁcilmente NGC

6553 pertenceria ao disco ﬁno da Gal´axia como prop˜oem Pritzl et al. (2005). Os resultados

de abundˆancias para os elementos α (O, Mg, Si, Ca, Ti) sugerem, ainda, que a forma¸c˜ao

do bojo aconteceu de forma r´apida num ambiente dominado por estrelas de mais alta

massa (SNs Tipo II), com pouca contribui¸c˜ao das estrelas menos massivas (SNs Tipo Ia)

dentro da id´eia da forma¸c˜ao do bojo cl´assico (se¸c˜ao 1 deste cap´ıtulo) ou forma¸c˜ao dos

aglomerados globulares ricos em metais atrav´es de processos de coalescˆencia ou mergings

na parte mais central da Gal´axia (Ashman & Zepf 1992; Beasley et al. 2002).

Vale destacar, por´em, que num trabalho recente com 19 espectros de alta resolu¸c˜ao (R=

50000) e alta raz˜ao S/N do bojo da Gal´axia e 49 estrelas gigantes de compara¸c˜ao do

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 82

0.5

-1 -0.5 0 0.5

0.5

Figura 3.10: Padr˜ao [α/Fe] de abundˆancias nas quatro estrelas de NGC 6553 (c´ırculos

fechados) comparado com as estrelas de campo do bojo (c´ırculos abertos) de Lecureur et

al. (2007) e em estrelas de campo do disco espesso (cruzes) de Reddy et al. (2006).

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 83

disco ﬁno, do disco espesso e do halo, ambos obtidos com o espectr´ografo PHOENIX do

Gemini Sul, obtivemos raz˜oes [(C:N:O)/Fe] para as amostras e os nossos resultados de

[O/Fe] conﬁrmam que o disco espesso e o disco ﬁno da Gal´axia apresentam hist´oricos

diferentes de forma¸c˜ao uma vez que as suas raz˜oes [O/Fe] s˜ao distintas (ﬁgura 3.11). No

entanto, pela primeira vez, Mel´endez et al. (2008) mostraram que as raz˜oes [O/Fe] de

estrelas gigantes do disco espesso e do bojo da Gal´axia, analisadas de forma homogˆenea

e sistem´atica apresentam a mesma raz˜ao [O/Fe] at´e [Fe/H] = −0.2, ou seja, no regime

de metalicidade onde o disco espesso ´e identiﬁcado. Este nosso trabalho sugere que

n˜ao h´a distin¸c˜ao qu´ımica entre o bojo e o disco espesso e que ambas sub-componentes

experimentaram taxas de forma¸c˜ao similares, contrariamente aos resultados encontrados

em estudos anteriores (Zoccali et al. 2006; Fulbright et al. 2007; Lecureur et al. 2007).

Desta forma, as raz˜oes [O/Fe] das 19 estrelas analisadas sugerem que ambas popula¸c˜oes

(disco espesso e bojo) experimentaram escalas de tempo de forma¸c˜ao, taxas de forma¸c˜ao

estelar e IMFs similares. A quest˜ao de distin¸c˜ao entre bojo e o disco espesso est´a portanto

em aberto.

3.4.5 Elementos Z-´ımpar: [Na/Fe], [Al/Fe]

Os processos f´ısicos envolvidos na produ¸c˜ao do Na e do Al s˜ao relativamente bem conheci-

dos, por´em h´a ainda uma discuss˜ao sobre os ambientes astrof´ısicos prop´ıcios `a produ¸c˜ao

destes elementos. Os resultados de abundˆancias qu´ımicas levam ao estabelecimento de

trˆes diferentes ambientes onde os elementos Na e Al seriam sintetizados: nas estrelas mas-

sivas (M  8M



), nas estrelas de massa intermedi´aria (3  M  8 M



) e nas estrelas de

baixa massa (M  2M



Nas estrelas massivas, a produ¸c˜ao do s´odio est´a diretamente ligada `a fase de queima

hidrost´atica do carbono. Neste caso, devido a forte dependˆencia com o excesso de nˆeutrons

no n´ucleo atˆomico, os produtos resultantes s˜ao linearmente dependentes da metalicidade

(Woosley & Weaver 1995). No caso das estrelas de massa intermedi´aria, a produ¸c˜ao

do s´odio estaria associada `as capturas de pr´otons atrav´es do ciclo Ne-Na na base do

envelope convectivo de estrelas no ramo assimpt´otico das gigantes (AGB, Asymptotic

Giant Branch), enquanto que o alum´ınio seria produzido pelo mesmo processo de captura,

por´em em temperaturas mais elevadas atrav´es do ciclo Mg-Al (por exemplo, Langer et al.

1993). J´a nas estrelas de baixa massa, ambos elementos seriam produzidos nas camadas

mais internas do envelope da estrela durante a queima hidrost´atica do hidrogˆenio e efeitos

de dragagem (mixing) conduziriam os produtos resultantes da queima para a atmosfera

das estrelas (Weiss et al. 2000).

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 84

Figura 3.11: Painel superior: Raz˜ao [O/Fe] para gigantes do bojo (triˆangulos em ver-

melho), do disco espesso (c´ırculos cheios em azul), do disco ﬁno (c´ırculos abertos em

verde) e do halo (estrelas). Painel inferior: Raz˜ao [(C+N)/Fe] de abundˆancia para gi-

gantes do bojo (triˆangulos em vermelho), do disco espesso (c´ırculos cheios em azul), do

disco ﬁno (c´ırculos abertos em verde) e do halo (estrelas). Barras t´ıpicas de erro s˜ao

apresentadas na ﬁgura.

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 85

Para o s´odio e o alum´ınio obtivemos [Na/Fe] = +0.16 ± 0.23 e [Al/Fe] = +0.18 ± 0.06

como valores m´edios. N˜ao foram efetuadas quaisquer corre¸c˜oes para poss´ıveis desvios do

ETL nas linhas de Na e Al estudadas. A alta dispers˜ao no valor m´edio do s´odio deve-se ao

fato de que a estrela II-85 da amostra apresenta alto valor na abundˆancia, [Na/Fe]=+0.34,

enquanto que as outras trˆes estrelas apresentam abundˆancia solar. Dada a localiza¸c˜ao das

estrelas no diagrama cor-magnitude, este resultado ´e compat´ıvel com o mixing ocorrendo

ao longo do RGB (Gratton et al. 2004) e, para veriﬁcar este aspecto, seria interessante

derivar as abundˆancias de nitrogˆenio para a amostra. Outro aspecto interessante seria

investigar a rela¸c˜ao Na:Al para esta estrela, mas as linhas de Al em NGC 6553 II-85 eram

inutiliz´aveis. Em NGC 6528, Zoccali et al. (2004) encontraram sobreabundˆancia de s´odio

nas duas estrelas analisadas.

Os resultados [Na/Fe] para as estrelas de campo do bojo de Lecureur et al. (2007) com

[Fe/H] entre −0.25 ≤ [Fe/H] ≤ −0.15 s˜ao bem espalhados e, interessantemente, as estrelas

de NGC 6553 tendem a apresentar espalhamento similar (ver ﬁgura 3.10). Por outro lado,

as raz˜oes [Al/Fe] das estrelas de campo do bojo em [Fe/H] ≈ −0.2 s˜ao maiores do que as

estrelas de NGC 6553, que seguem o padr˜ao do disco espesso.

3.4.6 Elementos do pico do ferro: [Mn/Fe], [Cu/Fe], [Zn/Fe]

Com raras exce¸c˜oes, as abundˆancias dos denominados elementos do pico do ferro tˆem sido

negligenciadas no estudo da evolu¸c˜ao qu´ımica da Gal´axia, sobretudo nas popula¸c˜oes ricas

em metais. Para estrelas de campo do bojo, por exemplo, a ´unica an´alise concernente

ao Mn, Cu e Zn s˜ao os trabalhos de McWilliam et al. (2003a,b) (Mn) e as recentes

determina¸c˜oes de Cohen et al. (2008) (Mn, Cu e Zn) para uma estrela an˜a em eventos

de microlentes gravitacionais. As abundˆancias de Cu para estrelas de campo do bojo s˜ao

completamente desconhecidas at´e o momento.

Esta lacuna deve-se a fatores te´oricos e observacionais. Primeiro, h´a uma carˆencia na

determina¸c˜ao precisa da for¸ca de oscilador das linhas atˆomicas destas esp´ecies e c´alculos

de HFS para o Mn e Cu precisam ser levados em conta, ou seja, necessita-se de medidas

de laborat´orio precisas das constantes A e B de HFS destas esp´ecies. Segundo, muitas das

estrelas estudadas s˜ao brilhantes e frias, o que diﬁculta a an´alise das abundˆancias destes

elementos no ´optico.

Nesta parte do trabalho, obtivemos as raz˜oes de abundˆancia para Mn, Cu e Zn em nossa

amostra de NGC 6553 e, para efeito de compara¸c˜ao, em estrelas de 47 Tucanae e NGC

6528, dois outros aglomerados globulares ricos em metais j´a estudados pelo grupo (Zoc-

cali et al. 2004; Alves-Brito et al. 2005). Estas raz˜oes de abundˆancias funcionam como

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 86

Tabela 3.9: Raz˜oes de abundˆancia m´edia para Mn, Cu, e Zn para estrelas em NGC 6553,

47 Tuc e NGC 6528.

Estrela [Fe/H] N [Mn/Fe] N [Cu/Fe] N [Zn/Fe] N

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

47 Tucanae

M8 −0.62 ± 0.11 122 −0.34 ± 0.06 2 +0.09 ± 0.07 2 0.00 1

M11 −0.62 ± 0.11 113 −0.32 ± 0.10 2 +0.01 ± 0.10 2 0.00 1

M12 −0.63 ± 0.11 119 −0.32 ± 0.13 2 +0.09 ± 0.07 2 0.00 1

M21 −0.77 ± 0.11 124 −0.42 2 −0.06 1 0.25 1

M25 −0.64 ± 0.11 130 −0.54 2 −0.13 ± 0.11 2 −0.10 1

M´edia −0.66 ± 0.07 5 −0.39 ± 0.09 5 0.00 ± 0.09 5 +0.03 ± 0.13 5

NGC 6553

II-64 −0.20 ± 0.15 56 −0.25 3 −0.30 1 +0.20 1

II-85 −0.23 ± 0.15 52 −0.25 2 +0.02 1 +0.22 1

III-8 −0.17 ± 0.15 59 −0.35 2 −0.20 1 +0.15 1

267092 −0.21 ± 0.12 57 −0.35 2 −0.10 3 +0.15 1

M´edia −0.20 ± 0.02 4 −0.35 ± 0.06 4 −0.10 ± 0.14 4 +0.18 ± 0.04 4

NGC 6528

I-18 −0.05 50 −0.39 2 −0.21 1 +0.10 1

I-36 −0.13 50 −0.59 2 +0.10 1 −0.20 1

I-42 −0.14 50 −0.34 ± 0.07 2 — — — —

M´edia −0.11 ± 0.05 3 −0.44 ± 0.13 3 −0.05 ± 0.22 2 −0.05 ± 0.22 2

importantes v´ınculos observacionais para entender a SFR em regimes de alta metalicidade

da Gal´axia, al´em de trazer v´ınculos importantes sobre a forma¸c˜ao destes elementos.

Os nossos principais resultados s˜ao que exceto para MnI os outros elementos do pico do

ferro estudados apresentam abundˆancias m´edias variando de valores subsolar at´e ± 0.18

dex. Encontramos valores m´edios de [Mn/Fe] = −0.39 ± 0.09, −0.35 ± 0.06 e −0.44

± 0.13; [Cu/Fe] = +0.00 ± 0.09, −0.10 ± 0.14 e −0.05 ± 0.22; [Zn/Fe] = +0.03 ±

0.13, +0.18 ± 0.04 e −0.05 ± 0.22 para 47 Tucanae (5 estrelas), NGC 6553 (4 estrelas) e

NGC 6528 (2 estrelas), respectivamente. Os resultados est˜ao resumidos na tabela 3.9.

Embora saibamos da teoria de evolu¸c˜ao estelar que no ﬁnal da vida de uma estrela mas-

siva o ferro e os elementos do pico ferro ser˜ao produzidos em grande quantidade, s˜ao as

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 87

estrelas menos massivas e em sistemas bin´arios (progenitoras das explos˜oes de SNs Tipo

Ia) as principais respons´aveis pelo enriquecimento qu´ımico do meio interestelar em ferro

e elementos do pico do ferro. A principal explica¸c˜ao ´e que nos eventos de SNs Tipo II

a intensidade do campo gravitacional da estrela bem como a estrela de nˆeutron formada

retˆem grande quantidade do material qu´ımico produzido. Sendo assim, de maneira geral,

os elementos do pico do ferro podem tamb´em ser produzidos num variado intervalo de

massas estelares. Entretanto, os principais ambientes astrof´ısicos para s´ıntese de elemen-

tos particulares do pico do ferro— se estrelas de alta massa, massa intermedi´aria ou baixa

massa —, ainda ´e motivo de debate na literatura (por exemplo, Arnett et al. 1971; Woosley

& Weaver 1995; Iwamoto et al. 1999; Umeda & Nomoto 2002), o que torna imprescind´ıvel

que suas abundˆancias qu´ımicas sejam obtidas em diferentes regimes de metalicidade e

tipos estelares. Com o objetivo de tra¸car a hist´oria de evolu¸c˜ao qu´ımica destes elemen-

tos na cauda de mais alta metalicidade da MDF comparamos os nossos resultados com

trabalhos pr´evios focados nos elementos do pico do ferro a mais alta metalicidade:

Aglomerados globulares: usamos os valores m´edios para o aglomerado globular rico em

metais M71 ([Fe/H] = −0.70), o qual foi analisado por Ram´ırez & Cohen (2002).

Aglomerados abertos: adotamos os resultados recentes com base em dados de alta res-

olu¸c˜ao de Carretta et al. (2005) em Collinder 261 ([Fe/H] = −0.03), que est´a entre os

mais velhos dos aglomerados abertos e em NGC 3960 ([Fe/H]= −0.12), um aglomerado

aberto de idade intermedi´aria, numa an´alise realizada por Bragaglia et al. (2006).

Estrelas de campo do disco: usamos dados de Reddy et al. (2003, 2006). O primeiro

trabalho refere-se a uma an´alise detalhada para 27 elementos em 181 estrelas tipos F e

G tipicamente do disco ﬁno, com metalicidades variando de −0.69 ≤ [Fe/H] ≤ +0.00 e o

segundo trabalho refere-se a uma an´alise de abundˆancias em estrelas tipos F e G do disco

espesso.

Estrelas de campo do bojo: n´os comparamos as raz˜oes de abundˆancias da nossa amostra

com as obtidas por McWilliam et al. (2003a,b) para 7 estrelas do bojo (−1.28 ≤ [Fe/H]

≤ +0.35).

Gal´axia an˜a esferoidal Sagittarius (dSph, dwarf spheroidal): usamos resultados de duas

diferentes an´alises em estrelas individuais (−1.58 ≤ [Fe/H] ≤ +0.03) para duas estre-

las analisadas em Bonifacio et al. (2000) e 14 estrelas gigantes vermelhas analisadas por

McWilliam et al. (2003a,b) e McWilliam et al. (2005).

Manganˆes

A ﬁgura 3.12 apresenta as raz˜oes de abundˆancias em fun¸c˜ao da metalicidade para as

diferentes amostras acima. Nota-se, em linhas gerais, que a raz˜ao [Mn/Fe] tende a depen-

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 88

der da metalicidade no sentido de que a raz˜ao [Mn/Fe] ´e maior no regime de mais alta

metalicidade.

Os valores m´edios de [Mn/Fe] para NGC 6553 e NGC 6528, os dois aglomerados globula-

res do bojo, seguem o comportamento das estrelas enriquecidas em metais da gal´axia

an˜a Sagittarius como analisadas por McWilliam et al. (2003a,b). Vale notar que as

abundˆancias de manganˆes nestes aglomerados s˜ao discrepantes com as estrelas de campo

do bojo dentro de 1 a 2σ, enquanto que as metalicidades entre os aglomerados do bojo e a

m´edia das estrelas de campo s˜ao compat´ıveis. Vale salientar, no entanto, que os resultados

de Bonifacio et al. (2000) para Sagittarius est˜ao em perfeito acordo com o comportamento

para as estrelas de campo do bojo e, consequentemente, em desacordo com os resultados

obtidos para as estrelas de Sagittarius em McWilliam et al. (2005).

Supondo que as medidas de [Mn/Fe] para as 7 estrelas de campo est˜ao corretas e, em

princ´ıpio est˜ao, pois c´alculos de HFS foram levados em considera¸c˜ao na determina¸c˜ao da

raz˜ao [Mn/Fe], uma primeira interpreta¸c˜ao para a discrepˆancia entre as abundˆancias de

manganˆes nos aglomerados globulares ricos em metais e as estrelas de campo do bojo seria

que a forma¸c˜ao dos aglomerados deu-se a partir de processos completamente diferentes

das estrelas de campo. No entanto, este n˜ao parece ser o caso pois as raz˜oes [α/Fe] dos

aglomerados globulares ricoes em metais e do campo do bojo s˜ao similares, enquanto que

as gal´axias an˜as apresentam raz˜ao [α/Fe] bem distinta das duas popula¸c˜oes acima citadas.

Outro aspecto interessante ´e que a raz˜ao [Mn/Fe] em Terzan 7 ([Fe/H]= −0.61 e [Mn/H]

= −0.61), um aglomerado globular que foi provavelmente acretado pela gal´axia an˜a Sagit-

tarius, ´e completamente distinta da raz˜ao [Mn/Fe] da sua gal´axia hospedeira (Tautvaisiene

et al. 2004). Isso nos revela a complexidade em interpretar a hist´oria de evolu¸c˜ao qu´ımica

da Gal´axia em termos da IMF ou da SFR e, claramente, mais an´alises qu´ımicas de forma

homogˆenea para grandes amostras de estrelas de campo e em aglomerados ricos em metais

s˜ao ainda necess´arias.

Dentro das incertezas dos resultados, 47 Tucanae e M71, por sua vez, seguem o padr˜ao

[Mn/Fe] das estrelas de campo do disco, do bojo e dos aglomerados abertos.

Na ﬁgura 3.12 s˜ao ainda mostradas as previs˜oes te´oricas de modelos de evolu¸c˜ao qu´ımica

descrevendo o comportamento [Mn/Fe] em fun¸c˜ao de [Fe/H] para a vizinhan¸ca solar (linha

pontilhada) e para o bojo da Gal´axia (linha cheia). Os modelos foram constru´ıdos pela

Dra. Gabriele Cescutti do INAF (Instituto Nazionale di Astroﬁsica) na It´alia. Os yields de

Mn e Fe foram os mesmos adotados em Fran¸cois et al. (2004) que se baseiam nos produtos

de Woosley & Weaver (1995) e Iwamoto et al. (1999). Vˆe-se claramente da ﬁgura que

para [Fe/H] ≥ −1.5 o modelo de evolu¸c˜ao qu´ımica para o comportamento [Mn/Fe]:[Fe/H]

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 89

para o bojo da Gal´axia prevˆe raz˜oes [Mn/Fe] mais baixas do que as mesmas raz˜oes na

vizinhan¸ca solar , sendo que o acordo entre os resultados para os dois aglomerados do bojo

analisados e o modelo te´orico para o bojo ´e muito bom. As estrelas de campo do bojo

analisadas por McWilliam et al. (2003a,b) seguem o padr˜ao da vizinhan¸ca solar. Este

comportamento poderia ser pacialmente explicado pelo fato de ambas curvas te´oricas

terem sido constru´ıdas admitindo yields independentes da metalicidade. No entanto,

mesmo que os resultados te´oricos fossem melhorados admitindo yields dependentes da

metalicidade, ainda assim nossos resultados para NGC 6553 e NGC 6528 estariam de

acordo com as previs˜oes te´oricas.

Cobre

Entre os elementos dos pico do ferro, cobre e manganˆes s˜ao os dois elementos que apresen-

tam os valores mais baixos de abundˆancia qu´ımica. Na ﬁgura 3.13, com s´ımbolos similares

aos apresentados na ﬁgura 3.12, apresentamos as nossas abundˆancias comparadas a outros

resultados da literatura. Nota-se que as medidas de [Cu/Fe] em NGC 6553 e NGC 6528

seguem o comportamento dos outros objetos ricos e `a mesma metalicidade e, contraria-

mente ao caso do [Mn/Fe], as raz˜oes de abundˆancia [Cu/Fe] entre os aglomerados do bojo

e as estrelas de Sagittarius diferem por at´e 0.50 dex. Uma subabundˆancia de cobre a altas

metalicidades indica enriquecimento qu´ımico pelas SNs Tipo Ia.

Seria interessante comparar as raz˜oes [Cu/Fe] em estrelas de campo do bojo com as obtidas

no presente trabalho para NGC 6553 e NGC 6528, mas n˜ao h´a at´e o momento medidas de

cobre para estrelas de campo do bojo. Por outro lado, uma vez demonstrado que [Cu/Fe]

em estrelas de campo do bojo, do disco e de aglomerados globulares da Gal´axia comporta-

se de fato diferente das estrelas de gal´axias an˜as, [Cu/Fe] poder´a ser usado como um

indicador de objetos extragal´acticos que foram acretados durante os est´agios de evolu¸c˜ao

destes objetos. No entanto, as abundˆancias de cobre tamb´em dependem fortemente dos

c´alculos de HFS e poss´ıveis erros sistem´aticos devem ser previamente levados em conta.

Zinco

Do ponto de vista observacional a raz˜ao [Zn/Fe] ´e usada como tra¸cadora de metalicidade

tanto na Gal´axia quanto em sistemas Lyman-α (Pettini 2004; Wolfe et al. 2005), tornando-

se portanto essencial no entendimento da rela¸c˜ao idade-metalicidade no universo.

Pela ﬁgura 3.14 notamos que as medidas de [Zn/Fe] para NGC 6553, NGC 6528 e 47

Tucanae seguem o comportamento das estrelas do disco e tendem a apresentar valores

solares ou pouco abaixo da abundˆancia solar. O alto valor da raz˜ao [Zn/Fe] em M71,

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 90

-2 -1.5 -1 -0.5 0 0.5

-1

-0.5

0.5

globular clusters

open clusters

thin- and thick-disk

dwarf spheroidal galaxies

bulge

Figura 3.12: [Mn/Fe] versus [Fe/H] para diferentes amostras de estrelas: (i) abundˆancia

m´edia para os aglomerados globulares ricos em metais neste trabalho e em M71 com

dados de Ram´ırez & Cohen (2002) (c´ırculos fechados). As barras de erro correspondem

`a dispers˜ao dos dados. (ii) Aglomerados abertos analisados por Carretta et al. (2005) e

Bragaglia et al. (2006) (c´ırculos abertos). (iii) Estrelas de campo do disco com dados de

Reddy et al. (2003, 2006) (cruzes). (iv) Gal´axia an˜a Sagittarius com dados de Bonifacio

et al. (2000) (pent´agonos) e McWilliam et al. (2003a,b) (quadrados), e (v) estrelas de

campo do bojo de McWilliam et al. (2003a,b) (triˆangulos). A linha pontilhada na ﬁgura

corresponde ao comportamento esperado para a vizinhan¸ca solar, equanto que a linha

cheia corresponde ao que se espera para o bojo da Gal´axia. Ambas previs˜oes te´oricas

foram fornecidas pela Dra. Gabriele Cescutti.

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 91

-2 -1.5 -1 -0.5 0 0.5

-0.6

-0.4

-0.2

0.2

0.4

Figura 3.13: [Cu/Fe] versus [Fe/H]. Exceto para Sagittarius, cujas raz˜oes foram obtidas

por McWilliam et al. (2005), os s´ımbolos e referˆencias s˜ao como dados na ﬁgura 3.12.

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 92

-1 -0.5 0

-0.4

-0.2

0.2

0.4

0.6

Figura 3.14: [Zn/Fe] em fun¸c˜ao da metalicidade [Fe/H]. S´ımbolos e referˆencias s˜ao como

dados na ﬁgura 3.12.

maior em mais de 2σ quando comparado `a m´edia da raz˜ao [Zn/Fe] dos aglomerados deste

trabalho, deve-se, provavelmente, ao fato de Ram´ırez & Cohen (2002) terem usado a linha

ZnI 6362

A, que apresenta blends com uma linha de FeI e ´e alargada pela autoinoiza¸c˜ao

do c´alcio na regi˜ao. Dada as similaridades em [Fe/H] e idade entre M71 e 47 Tucanae, n˜ao

esper´avamos tamanha discrepˆancia entre as nossas medidas de [Zn/Fe] para 47 Tucanae

com as medidas de Ram´ırez & Cohen (2002) para M71. Este exemplo ilustra como os di-

ferentes m´etodos na an´alise das estrelas em diferentes objetos podem causar discrepˆancias

consider´aveis nos valores ﬁnais de abundˆancia.

Cohen et al. (2008) determinaram uma raz˜ao [Zn/Fe] ≈ −0.1 para uma estrela an˜a do

bojo no evento de microlente gravitacional OGLE-2007

−

BLG-349S, o que representa a

primeira medida de zinco em estrelas de campo do bojo. Este resultado, dentro das

incertezas, est´a compat´ıvel com o valor m´edio obtido para NGC 6528, mas muito abaixo

da raz˜ao de 0.18 dex obtida para NGC 6553. Mais medidas de [Zn/Fe] em diferentes

amostras de estrelas no regime de alta metalicidade e, sobretudo, em estrelas de campo

do bojo, ajudar˜ao a revelar o ambiente astrof´ısico predominante na forma¸c˜ao de zinco,

por exemplo, se o zinco seria formado pela captura de nˆeutron nos processos s e r como

sugerem Heger & Woosley (2002).

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 93

3.4.7 Elementos pesados: [Zr/Fe], [Ba/Fe], [La/Fe], [Eu/Fe]

Zircˆonio (Z = 40), b´ario (Z = 56), lantˆanio (Z = 57) e eur´opio (Z = 63), bem como

todos os outros elementos qu´ımicos mais pesados que os elementos do pico do ferro da

tabela peri´odica, n˜ao s˜ao eﬁcientemente produzidos pela intera¸c˜ao carga-part´ıcula devido

a intensa repuls˜ao coulombiana instaurada no n´ucleo estelar. Eles s˜ao produzidos atrav´es

de rea¸c˜oes de captura de nˆeutrons as quais s˜ao seguidas por decaimentos de el´etrons ou

decaimento β (Meyer 1994).

Os processos de captura de nˆeutrons dividem-se em r´apidos (r, rapid) e lentos (s, slow).

No primeiro, a densidade de nˆeutrons em um dado ambiente astrof´ısico ´e alta, alcan¸cando

neutrons

> 10

part´ıculas por cm

−3

de forma que o n´ucleo n˜ao tem tempo para quaisquer

decaimentos β antes que outro processo de captura ocorra. No segundo, a densidade de

nˆeutrons ´e baixa, atingindo n

neutrons

≤ 10

part´ıculas por cm

−3

de forma que a escala de

tempo para as sucessivas capturas de nˆeutrons ´e menor que o tempo de decaimento β.

A f´ısica que controla os processos de captura de nˆeutrons ´e bem estabelecida, mas h´a

ainda um intenso debate na literatura sobre os ambientes prop´ıcios `a s´ıntese dos elementos

do processo r. Os ambientes astrof´ısicos onde estes processos ocorrem s˜ao importantes

laborat´orios para descrever em detalhes os mecanismos de nucleoss´ıntese destes elementos.

Os elementos do processo s com massa atˆomica A ≈ 90 (componente fraca) s˜ao sintetizados

no n´ucleo de estrelas massivas em fase de queima nuclear de He, onde a principal fonte

de captura de nˆeutrons dar-se pela rea¸c˜ao

Ne(α,n)

Mg (Cameron 1960). As outras

duas componentes do processo s, componente principal e componente forte, dominam a

forma¸c˜ao dos elementos da Tabela Peri´odica com massas atˆomicas entre 90 ≤ A ≤ 208.

Estes elementos s˜ao sintetizados durante a fase de pulsos t´ermicos nas camadas de He

de estrelas de baixa massa e de massa intermedi´aria do ramo assimpt´otico das gigantes

em ambiente prop´ıcio para a rea¸c˜ao fonte

C(α,n)

O dominar (para uma revis˜ao ver

Woosley & Weaver 1995; Wallerstein et al. 1997; Nomoto et al. 1997; Busso et al. 1999;

Truran et al. 2002, e referˆencias listadas).

Para o zircˆonio (A = 91), oriundo do primeiro pico de nˆeutrons no n´umero m´agico N

= 50, encontramos uma raz˜ao m´edia de [Zr/Fe] = −0.67 ± 0.05. Para o b´ario (A =

137), elemento mais pesado que o Zr e oriundo do segundo pico de nˆeutrons no n´umero

m´agico N = 82, encontramos uma subabundˆancia de [Ba/Fe] = −0.28 ± 0.18 para NGC

6553, em contraste com um alto valor para 47 Tucanae (Alves-Brito et al. 2005), valor

moderado na an´alise para estrelas de campo do bojo (McWilliam & Rich 1994) e valor

solar em NGC 6528 (Zoccali et al. 2004), aglomerado globular rico em metais do bojo

similar a NGC 6553. Para o lantˆanio (A = 139), tamb´em formado no segundo pico de

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 94

nˆeutrons, encontramos uma subabundˆancia de [La/Fe] = −0.11 ± 0.16. Subabundˆancias

de elementos do processo s em aglomerados globulares da Gal´axia podem ser interpretadas

como indicador da idade velha destes objetos, o que conﬁrma resultados oriundos de

fotometria analisando os diagramas cor-magnitude dos aglomerados (Ortolani et al. 1995).

Os s´ıtios astrof´ısicos onde ocorreriam os processos de captura r´apida de nˆeutron s˜ao ainda

motivo de debate e controv´ersia na literatura (Magain 1995; Cowan et al. 1999), contudo,

devido ao alto ﬂuxo de nˆeutron, a s´ıntese de elementos do processo r parece estar associada

a eventos explosivos como as SNs do Tipo II. No caso do eur´opio, n´os econtramos uma

abundˆancia m´edia moderada de [Eu/Fe] = +0.10 ± 0.02 dex, que ´e compat´ıvel com os

valores de abundˆancia para outros elementos α da amostra. Isso sugere uma conex˜ao

entre os ambientes astrof´ısicos de forma¸c˜ao de ambas classes de elementos. Os nossos

resultados refor¸cam a id´eia de que os elementos α e os elementos do processo r teriam

uma origem similar associada a eventos explosivos de SNs Tipo II.

3.4.8 Incertezas nas abundˆancias

Na tabela 3.10 apresentamos as abundˆancias m´edias das N linhas de cada esp´ecie e na

´ultima coluna da tabela as abundˆancias m´edias de cada esp´ecie atˆomica para todas as N

∗

estrelas analisadas.

3.4 Raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas: resultados, compara¸c˜oes e

interpreta¸c˜ao 95

Tabela 3.10: Abundˆancias m´edias obtidas.

II-64 II-85 III-8 267092 M´edia

Esp´ecie 



(X)

N [X/Fe] N [X/Fe] N [X/Fe] N [X/Fe] [X/Fe]

Elementos α

Mg I 7.58 3 +0.32 ± 0.09 3 +0.27 3 +0.29 ± 0.03 3 +0.22 ± 0.09 +0.28 ± 0.04

Si I 7.55 6 +0.27 ± 0.09 4 +0.22 ± 0.08 6 +0.17 ± 0.07 6 +0.17 ± 0.03 +0.21 ± 0.05

Ca I 6.36 15 +0.11 ± 0.12 14 +0.12 ± 0.09 15 +0.05 ± 0.14 15 −0.07 ± 0.13 +0.05 ± 0.09

Ti I 5.02 15 +0.04 ± 0.08 15 +0.15 ± 0.11 15 −0.05 ± 0.10 15 −0.17 ± 0.15 −0.01 ± 0.14

Ti II 5.02 2 +0.06 ± 0.04 2 +0.01 ± 0.11 2 −0.04 ± 0.04 2 −0.07 −0.02 ± 0.06

Elementos Z-´ımpar

Na I 6.33 2 +0.12 3 +0.34 2 −0.08 2 +0.12 +0.16 ± 0.23

Al I 6.47 2 +0.25 ± 0.03 — — 2 +0.15 ± 0.17 2 +0.13 +0.18 ± 0.06

Elementos pesados

Zr I 2.60 1 −0.74 1 −0.64 1 −0.64 1 −0.64 −0.67 ± 0.05

Ba II 2.13 2 −0.08 2 −0.18 ± 0.14 2 −0.48 ± 0.14 2 −0.38 −0.28 ± 0.18

La II 1.17 1 +0.01 1 −0.22 — — — — −0.11 ± 0.16

Eu II 0.51 1 +0.09 1 +0.09 1 +0.10 1 +0.14 +0.10 ± 0.02

[Fe/H]

Fe I 7.50 56 −0.20 ± 0.15 52 −0.23 ± 0.15 59 −0.17 ± 0.15 57 −0.21 ± 0.12 −0.20 ± 0.02

Fe II 7.50 4 −0.20 ± 0.01 2 −0.29 ± 0.09 3 −0.17 ± 0.04 4 −0.22 ± 0.06 −0.22 ± 0.05

Padr˜ao de abundˆancia solar: Grevesse & Sauval (1998).

3.5 Hist´orico de enriquecimento qu´ımico em NGC 6553 e aglomerados

globulares ricos em metais da Gal´axia 96

As incertezas apresentadas nas tabelas 3.10 e 3.11 correspondem ao desvio padr˜ao das me-

didas levando em conta o n´umero de linhas usado em cada esp´ecie. No entanto, a acur´acia

das an´alises detalhadas dependem das incertezas sobre os parˆametros atmosf´ericos, dos

modelos de atmosferas e dos parˆametros atˆomicos. Estas duas ´ultimas fontes de erros

s˜ao as incertezas sistem´aticas sobre os resultados ﬁnais e dependem de incertezas so-

bre os loggf, sobre o ajuste no espectro sint´etico, mistura com outras linhas e ajuste do

continuum.

Para estimarmos a dependˆencia dos nossos resultados com os parˆametros atmosf´ericos

para os elementos α, Z-´ımpar e pesados, escolhemos a estrela II-64 da amostra para

variar os seus parˆametros atmosf´ericos de ∆T = ± 100 K, ∆logg = ± 0.30 e ∆v

± 0.20 kms

−1

, que foram os valores t´ıpicos de incertezas estimadas na subse¸c˜ao 3.3.

Variando cada parˆametro por vez e ﬁxando os demais, novos espectros sint´eticos foram

calculados e a diferen¸ca em abundˆancia para cada esp´ecie adotando o novo valor do

parˆametro atmosf´erico foi interpretada como a incerteza associada da medida. A tabela

3.11 apresenta os resultados.

Para avaliar as incertezas sobre os elementos do pico do ferro adotamos procedimento

similar ao explicado acima e, cada estrela escolhida nos diferentes aglomerados, bem

como as respectivas varia¸c˜oes na abundˆancia, s˜ao tamb´em apresentadas na tabela 3.11.

O erro total apresentado na ´ultima coluna das tabela 3.11 corresponde `a quadratura das

incertezas individuais. Da tabela 3.11 constatamos que exceto para as raz˜oes [Cu:Zn/Fe]

em NGC 6528, principalmente devido ao n´umero limitado de linhas e estrelas, nossas

medidas de abundˆancia para os elementos do pico do ferro apresentam relativamente

pequeno espalhamento (σ ≤ 0.14) e pequena varia¸c˜ao intra-aglomerado.

3.5 Hist´orico de enriquecimento qu´ımico em NGC

6553 e aglomerados globulares ricos em metais

da Gal´axia

Nesta se¸c˜ao comparamos algumas das raz˜oes m´edias de abundˆancias obtidas neste tra-

balho para NGC 6553 com o padr˜ao de abundˆancias qu´ımicas em 4 outros aglomerados

globulares ricos em metais estudados em nosso Grupo de Pesquisa — HP-1, NGC 6558,

47 Tucanae e NGC 6528 —, bem como com o padr˜ao de abundˆancias qu´ımicas recente-

mente obtido por Lecureur et al. (2007) para estrelas de campo no bojo da Gal´axia e para

estrelas de campo do disco espesso obtidos por Reddy et al. (2006).

A tabela 3.12 apresenta as raz˜oes m´edias de abundˆancias qu´ımicas obtidas para uma

3.5 Hist´orico de enriquecimento qu´ımico em NGC 6553 e aglomerados

globulares ricos em metais da Gal´axia 97

Tabela 3.11: Erros estimados sobre as abundˆancias variando ∆T

eﬀ

= ±100 K, ∆log g =

±+0.3 e ∆v

= ±0.2 km s

−1

. O erro total ´e dado na ´ultima coluna.

Esp´ecie ∆T ∆log g ∆v

(



)

1/2

(1) (2) (3) (4) (5)

NGC 6553 : II-64

[NaI/Fe] +0.08 +0.02 −0.02 +0.08

[MgI/Fe] −0.01 −0.02 +0.01 +0.02

[AlI/Fe] + 0.10 +0.00 +0.01 +0.10

[SiI/Fe] −0.10 −0.01 −0.05 +0.11

[CaI/Fe] +0.05 +0.01 − 0.15 +0.16

[TiI/Fe] +0.10 +0.03 − 0.10 +0.14

[TiII/Fe] +0.05 +0.20 +0.05 +0.21

[ZrI/Fe] +0.20 +0.01 +0.01 +0.20

[BaII/Fe] +0.01 +0.05 − 0.20 +0.21

[LaII/Fe] +0.01 +0.05 +0.02 +0.05

[EuII/Fe] +0.01 +0.06 +0.01 +0.06

[FeI/H] −0.03 −0.04 +0.07 +0.09

[FeII/H] +0.12 −0.11 +0.06 +0.17

47 Tucanae : M11

[MnI/Fe] +0.01 +0.02 −0.05 0.05

[CuI/Fe] +0.05 +0.04 −0.08 0.10

[ZnI/Fe] −0.10 +0.03 −0.10 0.14

NGC 6553 : II-85

[MnI/Fe] +0.04 +0.03 −0.03 +0.06

[CuI/Fe] +0.03 +0.04 −0.06 +0.08

[ZnI/Fe] −0.04 +0.05 −0.10 +0.12

NGC 6528 : I-36

[MnI/Fe] +0.05 +0.01 −0.01 +0.05

[CuI/Fe] +0.04 +0.03 −0.07 +0.09

[ZnI/Fe] −0.05 +0.04 −0.10 +0.12

3.5 Hist´orico de enriquecimento qu´ımico em NGC 6553 e aglomerados

globulares ricos em metais da Gal´axia 98

Tabela 3.12: Raz˜oes m´edias de abundˆancias nos aglomerados globulares ricos em metais

analisados pelo Grupo de Popula¸c˜oes Estelares do IAG/USP.

Esp´ecie HP-1 NGC 6558 47 Tuc NGC 6553 NGC 6528

(1) (2) (3) (4) (5)

[Fe/H]

Fe I −1.00 −0.97 ± 0.15 −0.64 ± 0.11 −0.20 ± 0.1102 −0.11 ± 0.20

Fe II −0.98 ... −0.67 ± 0.15 −0.22 ± 0.05 ...

[X/Fe]

C ... ... ... −0.60 ± 0.12 0.00

N ... ... ... +1.30 ± 0.22 +0.60

O +0.40 +0.38 ± 0.17 +0.35 +0.20 ± 0.30 +0.15

Na +0.00 −0.09 ± 0.05 −0.07 ± 0.03 +0.16 ± 0.23 +0.43

Mg +0.10 +0.24 ± 0.05 +0.27 ± 0.05 +0.28 ± 0.04 +0.07

Al ... +0.02 ± 0.05 +0.22 ± 0.04 +0.18 ± 0.06 ...

Si +0.30 +0.23 ± 0.03 +0.23 ± 0.08 +0.21 ± 0.05 +0.08

Ca +0.03 +0.05 ± 0.05 −0.05 ± 0.10 +0.05 ± 0.09 −0.40

Ti +0.07 +0.06 ± 0.04 +0.10 ± 0.14 −0.01 ± 0.14 −0.11

∗

... ... −0.39 ± 0.09 −0.35 ± 0.06 −0.44± 0.13

∗

... ... +0.00 ± 0.09 −0.10 ± 0.14 −0.05± 0.22

∗

... ... +0.03 ± 0.13 +0.18 ± 0.04 −0.05± 0.22

Zr ... ... −0.30 −0.67 ± 0.05 ...

Ba 0.15 +0.13 ± 0.05 +0.23 ± 0.11 −0.28 ± 0.18 +0.03 ± 0.14

La +0.00 0.00 +0.12 −0.11 ± 0.16 −0.15 ± 0.15

Eu +0.15 +0.36 ± 0.06 +0.35 +0.10 ± 0.02 +0.15

Referˆencias - 1: Barbuy et al. (2006) 2: Barbuy et al. (2007); 3: Alves-Brito et al.

(2005); 4: Este trabalho (Alves-Brito et al. 2006); CNO de Mel´endez et al. (2003)

5: Zoccali et al. (2004).

*As raz˜oes [(Mn,Cu,Zn)/Fe] s˜ao como dadas em Alves-Brito et al. (2008c).

variedade de elementos (3 ≤ Z ≤ 63) em todos os aglomerados globulares com metalicidade

entre −1 ≤ [Fe/H] ≤ −0.11 analisados pelo Grupo de Popula¸c˜oes Estelares do IAG/USP

usando espectros de alta resolu¸c˜ao e alta raz˜ao sinal-ru´ıdo obtidos com os espectr´ografos

UVES e FLAMES do Very Large Telescope.

3.5 Hist´orico de enriquecimento qu´ımico em NGC 6553 e aglomerados

globulares ricos em metais da Gal´axia 99

Oxigˆenio, magn´esio, s´odio e alum´ınio

Da ﬁgura 3.15a, nota-se que a raz˜ao [O/Fe] em NGC 6553 e nos outros aglomerados glo-

bulares estudados em nosso Grupo de Pesquisa segue o comportamento geral das estrelas

de campo do bojo com o decr´escimo da raz˜ao [O/Fe] a mais altas metalicidades. Como

anteriormente explicado, este comportamento ´e esperado no contexto da contribui¸c˜ao dos

produtos da raz˜ao (SNs de Tipo II)/(SNs de Tipo Ia) ao meio interestelar da Gal´axia.

No caso do magn´esio (ﬁgura 3.15b) vˆe-se que a raz˜ao m´edia de [Mg/Fe] para NGC 6553,

NGC 6558 e 47 Tucanae ´e praticamente constante ([Mg/Fe] ≈ +0.26), assim como as

medidas de [Mg/Fe] nas estrelas de campo do bojo e do disco espesso. No entanto, para

[Fe/H]  −0.3, as raz˜oes [Mg/Fe] nas estrelas de campo do bojo tendem a ser mais altas

do que as estrelas do disco espesso, enquanto que para [Fe/H]  −0.3 as medidas de

[Mg/Fe] para as estrelas de campo do bojo apresentam alta dispers˜ao. HP-1 e NGC 6528,

o mais pobre e o mais rico aglomerado globular, respectivamente, entre os aglomerados

globulares estudados no nosso grupo, apresentam as mais baixas raz˜oes m´edias de [Mg/Fe]

nas subcomponentes estelares comparadas.

Na ﬁgura 3.15c nota-se ainda que os valores m´edios de [Na/Fe] de NGC 6553 e NGC

6528 seguem os valores das estrelas de campo do bojo em seus respectivos valores de

metalicidade, enquanto que o comportamento geral da raz˜ao [Al/Fe] (ﬁgura 3.15d) ´e

similar ao da raz˜ao de [Mg/Fe]. Portanto, n˜ao ´e claro das ﬁguras 3.15b,d a existˆencia de

uma anticorrela¸c˜ao [Mg/Al] em fun¸c˜ao de [Fe/H] para os aglomerados ricos em metais

estudados como esperado nos modelos de mixing profundo de Langer & Hoﬀman (1995),

onde um consider´avel aumento na abundˆancia de Al e Na ´e esperado `as expensas de

25,26

Mg e

Ne, respectivamente. Langer & Hoﬀman (1995) prevˆeem ainda que uma

subabundˆancia de oxigˆenio por um fator 2.5 e 3 nas atmosferas estelares leva a um aumento

na abundˆancia de s´odio por um fator de 4 ou 5, respectivamente. Faz-se assim necess´ario

a obten¸c˜ao de mais medidas de [(Mg:Al)/Fe] e [(Na:O)/Fe] para um maior n´umero de

estrelas em aglomerados globulares mais ricos que [Fe/H] ≥ −0.70 para averiguar se

realmente h´a assinaturas dos processos de captura de pr´otons por interm´edio dos ciclos

CNO, Ne:Na e Mg:Al em aglomerados globulares no regime de mais alta metalicidade,

como j´a veriﬁcado em aglomerados pobres em metais da Gal´axia (Gratton et al. 2004).

B´ario, lantˆanio e eur´opio

Na ﬁgura 3.16 apresentamos a compara¸c˜ao das raz˜oes [Ba/Fe] (ﬁgura 3.16a), [Eu/Fe]

(ﬁgura 3.16b) e [Ba/Eu] (ﬁgura 3.16c) para NGC 6553, NGC 6528, HP-1, 47 Tucanae e

NGC 6558. Como at´e o momento n˜ao foram obtidas raz˜oes de abundˆancias de elementos

3.5 Hist´orico de enriquecimento qu´ımico em NGC 6553 e aglomerados

globulares ricos em metais da Gal´axia 100

0.5

-1 -0.5 0 0.5

0.5

Figura 3.15: Raz˜oes m´edias de [O/Fe] (painel a) para NGC 6553, HP-1, NGC 6558, 47

Tucanae e NGC 6528 (c´ırculos fechados) comparadas ao padr˜ao de abundˆancias qu´ımicas

das estrelas de campo do bojo (c´ırculos abertos) de Lecureur et al. (2007) e estrelas de

campo do disco espesso (cruzes) de Reddy et al. (2006) com base em linhas de alto poten-

cial de excita¸c˜ao OI em 7771

A. As raz˜oes [Mg/Fe], [Na/Fe] e [Al/Fe] s˜ao apresentadas

nos pain´eis (b), (c) e (d), respectivamente.

3.5 Hist´orico de enriquecimento qu´ımico em NGC 6553 e aglomerados

globulares ricos em metais da Gal´axia 101

-1

-0.5

0.5

-1

-0.5

0.5

-1 -0.5 0 0.5

-1

-0.5

0.5

Figura 3.16: Raz˜oes m´edias de [Ba/Fe] (painel a), [Eu/Fe] (painel b) e [Ba/Eu] (painel c)

para NGC 6553, HP-1, NGC 6558, 47 Tucanae e NGC 6528 (c´ırculos fechados) compara-

das ao padr˜ao de abundˆancias qu´ımicas das estrelas de campo do disco espesso (cruzes)

de Reddy et al. (2006). No painel c a linha cheia marca a raz˜ao [Ba/Eu] = −0.70, onde

a contribui¸c˜ao na produ¸c˜ao dos elementos pesados seria apenas pelo processo r.

pesados em estrelas individuais (tipos espectrais K e M) de campo no bojo da Gal´axia,

n˜ao foi poss´ıvel fazer uma compara¸c˜ao direta entre as medidas no campo com as nossas

medidas de [(elementos dos processos s e r)/Fe] em NGC 6553 e nos outros 4 aglomerados

globulares estudados por nosso Grupo de Pesquisa. Sendo assim, comparamos os nossos

resultados com as medidas [(Eu:Ba)/Fe] obtidas para estrelas de campo do disco espesso

(Reddy et al. 2006).

Vˆe-se da ﬁgura 3.16a que exceto para NGC 6553 todos os outros aglomerados globulares

ricos em metais apresentam [Ba/Fe] ≥ 0, enquanto que as estrelas de campo do disco

apresentam em geral [Ba/Fe] < 0 e com apenas poucas estrelas apresentando raz˜oes de

[Ba/Fe] acima da abundˆancia solar. As raz˜oes de abundˆancias qu´ımicas de [Ba/Fe] 

0 para os aglomerados globulares ricos em metais podem ser interpretadas como uma

3.5 Hist´orico de enriquecimento qu´ımico em NGC 6553 e aglomerados

globulares ricos em metais da Gal´axia 102

assinatura do enriquecimento qu´ımico pelo processo s na nuvem que deu origem a estas

estrelas de baixa massa dos aglomerados. Isso signiﬁca que houve tempo (longo per´ıodo

de forma¸c˜ao estelar e perda de massa) para que as estrelas AGBs (3 ≤ M/M



≤ 8)

enriquecessem o meio interestelar destes aglomerados.

Da ﬁgura 3.16b nota-se que a raz˜ao [Eu/Fe] dos aglomerados globulares sobrep˜oe-se `as

medidas de [Eu/Fe] das estrelas de campo do disco espesso. Veriﬁca-se ainda que a raz˜ao

[Eu/Fe] de NGC 6553 e NGC 6528 parece seguir a queda [Eu/Fe] com a metalicidade,

comportamento reminiscente da rela¸c˜ao [O/Fe] em fun¸c˜ao de [Fe/H] para estes objetos

(ver ﬁgura 3.15a), o que reﬂete a contribui¸c˜ao das SNs do Tipo Ia no regime de mais alta

metalicidade e tamb´em sugere uma forte rela¸c˜ao entre os s´ıtios astrof´ısicos de forma¸c˜ao

dos elementos α e do eur´opio.

Usando modelos estelares de AGBs de baixa massa (1.5 ≤ M/M



≤ 3) e com metalici-

dade global Z = Z



/2, Arlandini (1999) obtiveram a contibui¸c˜ao dos processos s e r na

abundˆancia solar de elementos pesados. Segundo eles, as contribui¸c˜oes dos processos s

e r para a abundˆancia solar de b´ario consiste de 81% e 19%, respectivamente. Nestes

c´alculos, o eur´opio seria produzido predominantemente no processo r, com uma con-

tribui¸c˜ao de 94%. Desta forma, atrav´es das abundˆancias de cada is´otopo de b´ario (

134

Ba,

135

Ba,

136

Ba,

137

Ba e

138

Ba) e de eur´opio (

151

Eu,

153

Eu) apresentadas na tabela 2 de Ar-

landini (1999) para as diferentes componentes e admitindo abundˆancia solar log(Ba)



2.13 e log(Eu)



= 0.51 (Grevesse & Sauval 1998), obtivemos a raz˜ao [Ba/Eu]

= −0.70

(linha cheia na ﬁgura 3.16c), ou seja, a contribui¸c˜ao pelo processo r `a raz˜ao [Ba/Eu]

de abundˆancia solar relativa `a abundˆancia total. Da ﬁgura 3.16c conclui-se que todos

os aglomerados globulares ricos em metais estudados em nosso grupo apresentam uma

hist´oria de enriquecimento qu´ımico incompat´ıvel com a id´eia de que apenas o processo r

contribuiu para a s´ıntese de elementos pesados (Z > 26) da Tabela Peri´odica e que, al´em

disso, a eﬁc´acia dos processos s e r nos aglomerados globulares ricos em metais ´e diferente

para as estrelas de campo do disco espesso.

No modelo cl´assico de auto-enriquecimento qu´ımico em aglomerados (por exemplo, Cayrel

1986), os aglomerados se formam de uma nuvem gigante molecular primordial (metali-

cidade global Z = 0) em colapso, onde as estrelas que se formam nas nuvens gigantes

s˜ao as principais respons´aveis pela cria¸c˜ao de elementos leves e pesados. Neste cen´ario,

distinguem-se basicamente 3 gera¸c˜oes estelares: a primeira gera¸c˜ao ´e constitu´ıda de es-

trelas massivas (M  10M



e t

 10

anos) que s˜ao as progenitoras das SNs do Tipo II

e respons´aveis pelo enriquecimento do g´as intra-aglomerado em elementos α, ferro e ele-

mentos pesados. Na explos˜ao, ondas de choque se propagam na nuvem e levam a cria¸c˜ao

de um aglomerado denso nas regi˜oes mais densas da nuvem. Sendo assim, esta primeira

3.5 Hist´orico de enriquecimento qu´ımico em NGC 6553 e aglomerados

globulares ricos em metais da Gal´axia 103

gera¸c˜ao de estrelas n˜ao participa da s´ıntese de elementos do processo s e, neste con-

texto, a raz˜ao [Ba/Eu] neste cen´ario deveria ser uma assinatura qu´ımica da contribui¸c˜ao

`a s´ıntese dos elementos pesados puramente pelo processo r. A segunda gera¸c˜ao de es-

trelas, por sua vez, forma-se do material j´a enriquecido pela gera¸c˜ao anterior sendo que

as estrelas desta segunda gera¸c˜ao contribuir˜ao basicamente com os produtos da queima

hidrost´atica do hidrogˆenio. Finalmente, as estrelas de baixa massa observadas atual-

mente nos agloemrados globulares constituiriam a terceira gera¸c˜ao de estrelas no cen´ario

de auto-enriquecimento qu´ımico. Elas j´a seriam formadas em um ambiente enriquecido

em elementos α e elementos acima do pico do ferro e apresentariam alta dispers˜ao na

abundˆancia dos elementos leves.

Por outro lado, o cen´ario cl´assico de pr´e-enriquecimento qu´ımico (por exemplo, Harris &

Pudritz 1994), postula que os aglomerados globulares foram formados j´a com o padr˜ao

de elementos pesados observados hoje em dia, ou seja, que uma primeira gera¸c˜ao de es-

trelas seria a respons´avel pela forma¸c˜ao dos elementos leves enquanto que uma posterior

contamina¸c˜ao do g´as daria origem a pr´oxima gera¸c˜ao de estrelas. Desta forma, os nossos

resultados de abudˆancias qu´ımicas de elementos pesados em estrelas gigantes dos aglome-

rados globulares ricos em metais da Gal´axia suportam o cen´ario de pr´e-enriquecimento

qu´ımico, uma vez que n˜ao encontramos ind´ıcios de que a raz˜ao [Ba/Eu] deva-se ape-

nas pelo processo r, aliado ao fato de que encontramos uma forte homogeneidade nos

resultados de [Eu/Fe] das amostras estudadas.

Cap´ıtulo 4

Espectro combinado de alta raz˜ao

sinal-ru´ıdo de NGC 6553

Neste cap´ıtulo apresentamos um procedimento experimental com o intuito de explorar

o uso potencial do Very Large Telescope como um Extremely Large Telescope na an´alise

qu´ımica detalhada de um espectro combinado

de estrelas individuais de NGC 6553 obti-

das com o FLAMES@VLT.

4.1 Introdu¸c˜ao

Hoje em dia, gra¸cas `a classe de telesc´opios de 8-10 m e aos espectr´ografos de alta resolu¸c˜ao

(20000  R  60000) ´e poss´ıvel obter espectros de estrelas gigantes do campo e em

aglomerados globulares do bojo da Gal´axia onde as condi¸c˜oes extremas de observa¸c˜ao,

como o alto valor da extin¸c˜ao interestelar, diﬁcultam a caracteriza¸c˜ao desta componente

Gal´actica. N˜ao obstante, os espectros de estrelas gigantes vermelhas no bojo da Gal´axia

tˆem sido limitados a uma raz˜ao S/N por p´ıxel variando entre 50  S/N 150, com tempo

de integra¸c˜ao de at´e algumas horas.

H´a basicamente duas formas de remediar a limita¸c˜ao observacional no bojo da Gal´axia no

que diz respeito ao aumento da acur´acia nos resultados de abundˆancias qu´ımicas: obter

espectros com a nova gera¸c˜ao de grandes telesc´opios (ELT, Extremely Large Telescope)

previstos para entrar em opera¸c˜ao dentro de ∼ 10 anos ou usar as microlentes gravita-

cionais (ver se¸c˜ao 1 do cap´ıtulo anterior), cujos eventos s˜ao aleat´orios, n˜ao permitindo

sele¸c˜ao pr´evia de amostras.

O conceito de espectro combinado que apresentamos neste trabalho n~ao tem qualquer

rela¸c~ao com a id´eia de espectro integrado usado em s´ıntese de popula¸c~oes estelares.

4.1 Introdu¸c˜ao 105

Sabemos, por´em, que ao somarmos estatisticamente espectros de uma mesma estrela, a

raz˜ao S/N do espectro resultante ser´a superior `a dos espectros individuais. Partindo deste

princ´ıpio, o nosso grupo prop˜oe um novo procedimento de an´alise qu´ımica detalhada em

espectros combinados de estrelas individuais em um mesmo est´agio evolutivo no diagrama

HR e, portanto, com parˆametros atmosf´ericos similares. Neste novo m´etodo, usando

observa¸c˜oes do Very Large Telescope construimos, assim, um espectro equivalente ao

observado por um telesc´opio da classe de 30m.

Usando o espectr´ografo FLAMES acoplado ao Very Large Telescope (Zoccali et al. 2008),

apresenta a observa¸c˜ao de cerca de 1000 estrelas (entre campo e aglomerados) do bojo

Gal´actico. A amostra selecionada cont´em estrelas de 1 magnitude acima do ramo hori-

zontal no diagrama cor-magnitude dos objetos, com o intuito de evitar blends com bandas

moleculares de TiO nas estrelas mais frias. Foram observadas estrelas gigantes em quatro

campos do bojo Gal´actico — na janela de Baade (l = 1

◦

, b = −4

◦

), Blanco −6

◦

(l =

◦

, b = −6

◦

), Blanco −12

◦

(l = 0

◦

, b = −12

◦

) e janela NGC6553 (l = 5

◦

, b = −3

◦

). O

principal objetivo deste projeto ´e caracterizar quimicamente o bojo da Gal´axia atrav´es

das raz˜oes [X/Fe] de abundˆancias qu´ımicas e deﬁnir a fun¸c˜ao distribui¸c˜ao de metalicidade

para o bojo (Zoccali et al. 2006; Lecureur et al. 2007; Barbuy et al. 2007; Zoccali et al.

2008). A grande vantagem da amostra ´e o grande n´umero de estrelas gigantes analisadas

no bojo Gal´actico, a qual constitui a maior amostra em alta resolu¸c˜ao espectral existente.

Como detalhado em Minniti et al. (2008) aplicamos com sucesso o novo m´etodo de com-

binar espectros individuais `as estrelas gigantes dos quatro campos do bojo citados acima.

Estes campos foram observados em quatro ordens do espectr´ografo FLAMES — HR11

(5600-5870

A), HR13 (6120-6400

A), HR14 [6380-6620

A] e HR15 (6660-6860

A). Foram

combinadas cerca 200 estrelas gigantes vermelhas por campo totalizando aproximada-

mente 810 estrelas. Os espectros combinados s˜ao representativos de gigantes ricas em

metais do bojo da Gal´axia com magnitude visual V  16 e com parˆametros atmosf´ericos

m´edios de T

eﬀ

 = 4600 K, logg = 2.00, [Fe/H] = 0.00 e [α/Fe] = 0.30. O espectro

combinado resultante da soma de cerca de 810 estrelas apresenta alta raz˜ao sinal-ru´ıdo

por p´ıxel, variando entre 900 ≤ S/N ≤ 2100, o que equivale a espectros obtidos com cerca

de 800 horas de exposi¸c˜ao no VLT de 8 m ou 30 horas de exposi¸c˜ao com um ELT de 42 m.

Comparando os espectros combinados de cada campo do bojo foi conﬁrmado que de fato

h´a um gradiente de metalicidade no bojo da Gal´axia como proposto por Minniti (1995).

A metalicidade m´edia dos espectros combinados diminui com o aumento da distˆancia

galactocˆentrica (−12

◦

≤ b ≤ −3

◦

). Um gradiente de metalicidade no bojo da Gal´axia ´e

uma forte evidˆencia observacional a favor da forma¸c˜ao da Gal´axia no contexto do cen´ario

bojo cl´assico (Eggen et al. 1962; Kormendy & Kennicutt 2004).

4.2 Velocidades radiais 106

Com estes trabalhos (Minniti et al. 2008; Alves-Brito et al. 2008b), al´em de propormos

um novo m´etodo de an´alise qu´ımica em espectroscopia multi-objeto de alta resolu¸c˜ao,

disponibilizaremos na literatura cient´ıﬁca espectros combinados de estrelas de campo e em

aglomerados que ser˜ao referˆencia no estudo de popula¸c˜oes ricas em metais. As implica¸c˜oes

e aplica¸c˜oes cient´ıﬁcas deste novo m´etodo `as estrelas de campo, NGC 6553, bem como

outros aglomerados globulares ricos em metais s˜ao in´umeras:

(i) Um espectro combinado com alta raz˜ao S/N ´e ´util para a identiﬁca¸c˜ao e medida de

linhas fracas (W

= 1m

A) e de blends ao longo do espectro, aumentando a acur´acia na

determina¸c˜ao de abundˆancias qu´ımicas.

(ii) Espectros combinados podem ainda ser aplicados na identiﬁca¸c˜ao de linhas atˆomicas

para c´alculo de velocidades radiais.

(iii) Espectros de alta raz˜ao S/N podem ser amplamente usados na deﬁni¸c˜ao de novos

´ındices espectrais ´uteis na an´alise de espectros de baixa resolu¸c˜ao e baixa raz˜ao S/N.

(iv) Espectros combinados s˜ao fundamentais na determina¸c˜ao do pseudo-cont´ınuo de

objetos ricos em metais e de baixa raz˜ao S/N.

(v) Espectros combinados podem ainda ser ´uteis na identiﬁca¸c˜ao de grupos estelares de

campo com caracter´ısticas cinem´aticas similares.

(vi) Este novo m´etodo sinaliza para a possibilidade de estudar estrelas an˜as de campo

do bojo da Gal´axia atrav´es do FLAMES@VLT.

Desta forma, apresentamos neste cap´ıtulo uma aplica¸c˜ao do m´etodo de combinar espectros

ao aglomerado globular rico em metais NGC 6553 e comparamos o espectro resultante

com o espectro combinado para um dos campos do bojo. Em seguida ´e feita uma com-

para¸c˜ao dos resultados de abundˆancias qu´ımicas de estrelas individuais em NGC 6553

com base em espectros UVES@VLT de alta resolu¸c˜ao e alta raz˜ao S/N com as obtidas no

espectro combinado de NGC 6553. As observa¸c˜oes e metodologia de sele¸c˜ao das estrelas

pertencentes a NGC 6553 foram descritas no cap´ıtulo 2.

4.2 Velocidades radiais

A cria¸c˜ao de um espectro combinado a partir de espectros individuais requer acur´acia

na estimativa do desvio Doppler e velocidades radiais observadas. Como explicado no

cap´ıtulo 2 as observa¸c˜oes FLAMES@VLT foram realizadas no modo GIRAFFE usando

trˆes diferentes redes de difra¸c˜ao: HR11 (5600-5870

A), HR13 (6120-6400

A) e HR15

(6660-6860

A). Usando o c´odigo DAOSPEC e procedimento similar explicado na se¸c˜ao

4.2 Velocidades radiais 107

-20 -10 0 10

HR11

HR13

HR15

Figura 4.1: Histograma mostrando a distribui¸c˜ao das velocidades radiais observadas nas 22

estrelas selecionadas de NGC 6553@FLAMES nas 3 redes de difra¸c˜ao: HR11 (linha cheia

em azul), HR13 (regi˜ao sombreada, linha pontilhada em verde) e HR15 (linha tracejada

em vermelho).

3.2.1 as velocidades radiais de cada espectro foram obtidas em cada rede e o valor m´edio

dos resultados de cada estrela foi adotado como sendo o valor ﬁnal de velocidade radial.

O valor m´edio de v

foi tamb´em usado como um dos crit´erios seletivos para ratiﬁcar a

probabilidade de pertinˆencia das estrelas localizadas na dire¸c˜ao do campo NGC6553 ao

aglomerado globular NGC 6553 (cap´ıtulo 2).

A ﬁgura 4.1 apresenta a distribui¸c˜ao das velocidades radiais observadas para as 22 estre-

las selecionadas de NGC 6553 em cada rede de difra¸c˜ao usada. Para a ordem HR11 foi

obtida uma v

HR11

 = −6.70 ± 7.84 kms

−1

, enquanto que para HR13 e HR15 foram obti-

das, respectivamente, v

HR13

 = −4.75 ± 5.03 kms

−1

e v

HR11

 = −7.92 ± 5.60 kms

−1

. As

diferen¸cas em velocidade radial para cada estrela nas diferentes redes est˜ao dentro das in-

certezas esperadas quanto a poss´ıveis varia¸c˜oes no processo de calibra¸c˜ao em comprimento

de onda dos espectros.

Em seguida, usando o c´odigo rvcorrect do IRAF, obtivemos a corre¸c˜ao das velocidades

radiais observadas ou corre¸c˜ao heliocˆentrica para as componentes do movimento do ob-

servador na dire¸c˜ao da observa¸c˜ao e calculamos as velocidades radiais heliocˆentricas. Na

4.3 Espectro combinado 108

Tabela 4.1: Velocidades radiais observadas em cada rede de difra¸c˜ao com respectivas

FWHM [p´ıxel] calculadas. A velocidade radial heliocˆentrica ´e dada na ´ultima coluna.

Estrela v

HR11

FWHM v

HR13

FWHM v

HR15

FWHM v

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)

Brilhantes

n6553bri013 −9.267 ± 1.591 5.665 −10.542 ± 1.317 6.620 −12.106 ± 2.129 8.423 −7.14 ± 2.10

n6553bri041 0.611 ± 0.889 5.631 −0.381 ± 1.152 6.549 −2.113 ± 1.618 8.323 2.87 ± 1.54

n6553bri048 −3.059 ± 0.892 5.670 −3.445 ± 0.910 6.459 −5.388 ± 2.011 8.415 −0.47 ± 1.68

n6553bri050 −1.281 ± 0.581 5.819 −1.925 ± 0.689 6.530 −3.981 ± 1.512 8.319 1.1 ± 1.24

n6553bri053 −6.189 ± 0.850 5.747 −6.686 ± 0.810 6.497 −8.960 ± 1.996 8.359 −3.78 ± 1.64

n6553bri055 2.838 ± 1.020 5.893 1.172 ± 1.090 6.490 −0.646 ± 1.516 8.204 4.62 ± 1.50

n6553bri058 −2.627 ± 1.342 6.416 −3.787 ± 0.945 6.744 −5.822 ± 1.595 8.950 −0.58 ± 1.62

n6553bri059 −4.874 ± 0.732 5.814 −6.269 ± 1.304 6.568 −8.568 ± 1.890 8.198 −3.07 ± 1.70

n6553bri060 −5.745 ± 0.851 5.760 −7.043 ± 1.122 6.362 −9.577 ± 1.827 8.273 −3.96 ± 1.63

n6553bri061 −5.063 ± 0.815 5.651 −6.779 ± 1.197 6.359 −8.100 ± 1.195 8.079 −3.15 ± 1.33

n6553bri062 −3.995 ± 1.274 5.803 −5.067 ± 1.442 6.762 −7.284 ± 1.588 8.407 −1.95 ± 1.76

n6553bri064 −16.148 ± 0.564 5.508 −16.569 ± 1.428 6.525 −18.77 ± 2.203 8.164 −13.67 ± 1.90

n6553bri066 −4.624 ± 0.951 5.493 −5.458 ± 1.274 6.429 −7.395 ± 1.289 8.451 −2.33 ± 1.45

n6553bri069 −12.389 ± 1.325 5.742 −13.717 ± 1.597 6.505 −15.207 ± 1.811 8.439 −10.27 ± 1.95

n6553bri071 −1.577 ± 1.459 5.529 −2.520 ± 1.549 6.455 −4.241 ± 1.817 8.316 0.72 ± 1.98

n6553bri072 8.791 ± 0.987 5.719 7.296 ± 1.684 6.710 5.578 ± 1.235 8.612 10.72 ± 1.63

n6553bri085 −9.965 ± 2.079 6.343 −2.382 ± 1.153 6.262 −5.299 ± 1.676 8.215 −2.38 ± 2.06

n6553bri090 −3.699 ± 0.515 5.898 −3.203 ± 1.112 6.374 −5.299 ± 1.676 8.215 −0.57 ± 1.47

n6553bri116 −5.849 ± 0.591 5.591 −5.884 ± 1.069 6.218 −7.776 ± 1.457 8.107 −3 ± 1.34

Fracas

n6553fai012 −23.539 ± 1.089 5.454 −6.302 ± 1.344 6.346 −16.276 ± 1.399 8.275 −0.5 ± 1.57

n6553fai055 −16.260 ± 1.578 6.763 0.766 ± 1.347 7.812 −11.159 ± 2.271 10.334 5.99 ± 2.18

n6553fai072 −23.432 ± 0.904 5.686 −5.843 ± 1.345 6.542 −15.960 ± 1.645 8.382 −0.21 ± 1.63

tabela 4.1 apresentamos, para cada ordem, as velocidades radiais observadas com as re-

spectivas FWHM [p´ıxel] calculadas. Como esperado, a FWHM dos espectros aumenta

ao longo do comprimento de onda (FWHM

HR11

< FWHM

HR15

). Na ´ultima coluna da

tabela apresentamos a velocidade radial heliocˆentrica para cada estrela com respectivas

incertezas. Para as 22 estrelas selecionadas estimamos uma v

 = +1.68 ± 0.26 kms

−1

o que est´a de acordo com a acur´acia te´orica esperada em v

, ou seja, σ ≈ 1.35 kms

−1

para

espectros FLAMES com R = 22000.

4.3 Espectro combinado

Uma vez obtidas as velocidades radiais observadas, as imagens foram corrigidas do desvio

Doppler usando o c´odigo dopcor do pacote onedspec do IRAF. Conhecendo-se a v

equivalentemente o desvio z, o c´odigo desloca os espectros para seus respectivos compri-

mentos de onda de laborat´orio. Al´em de ser imprescind´ıvel para a cria¸c˜ao do espectro

combinado, a principal vantagem no deslocamento dos espectros ´e a identiﬁca¸c˜ao precisa

4.3 Espectro combinado 109

Tabela 4.2: Parˆametros atmosf´ericos para as 22 estrelas individuais de NGC 6553

Estrela V (V-I) T

eﬀ

[K] logg [dex] v

[km/s] T

eﬀ

[K] [Fe/H]

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)

n6553bri013 16.68 2.39 4212 2.00 1.5 4750 −0.14

n6553bri041 16.60 2.24 4239 1.78 1.5 4450 −0.19

n6553bri048 16.51 2.13 4291 1.84 1.5 4600 −0.18

n6553bri050 16.43 2.07 4319 1.98 1.5 4900 −0.09

n6553bri053 16.42 2.03 4541 1.89 1.5 4750 −0.13

n6553bri055 16.51 2.16 4266 1.87 1.3 4650 −0.21

n6553bri058 16.36 2.24 4332 1.78 1.3 4600 −0.25

n6553bri059 16.40 2.09 4207 1.79 1.5 4600 −0.14

n6553bri060 16.64 2.34 4275 1.89 1.3 4600 −0.09

n6553bri061 16.41 2.17 4322 1.80 1.3 4600 −0.14

n6553bri062 16.58 2.34 4288 1.87 1.3 4600 −0.19

n6553bri064 16.63 2.21 4259 1.86 1.3 4550 −0.19

n6553bri066 16.41 2.14 4304 1.74 1.4 4500 −0.22

n6553bri069 16.41 2.33 4239 1.80 1.3 4600 −0.24

n6553bri071 16.54 2.38 4231 1.69 1.3 4350 −0.18

n6553bri072 16.69 2.31 4311 1.85 1.2 4500 −0.14

n6553bri085 16.51 2.14 4192 1.71 1.0 4400 −0.12

n6553bri090 16.57 2.25 4221 1.86 1.4 4600 −0.19

n6553bri116 16.49 2.13 4200 1.77 1.2 4500 −0.10

n6553fai012 16.74 2.34 4254 1.87 1.3 4500 −0.12

n6553fai055 16.76 2.34 4241 2.11 1.0 4900 −0.14

n6553fai072 16.72 2.28 4247 1.98 1.4 4700 −0.24

das linhas para o c´alculo manual das larguras equivalentes e compara¸c˜ao dos espectros

observados com os espectros sint´eticos.

Ap´os corrigir a amostra do desvio Doppler, usamos o c´odigo scopy do IRAF para colo-

car os espectros individuais numa mesma escala de comprimento de onda. Adotamos a

seguinte escala por ordem: HR11 (λ

= 5595

A : λ

= 5829.95

A), HR13 (λ

= 6123

A :

= 6389.95

A) e HR15 (λ

= 6613

A : λ

= 6855.95

A).

Em seguida, para cada ordem, combinamos 22 espectros de estrelas gigantes de NGC

6553 que apresentam basicamente os mesmos parˆametros atmosf´ericos (ver tabela 4.2).

Os parˆametros atmosf´ericos das 22 estrelas foram obtidos seguindo m´etodo padr˜ao neste

trabalho (ver cap´ıtulo 3). As estrelas apresentam temperatura e logg fotom´etricos m´edios

de Teﬀ = 4272 ± 73 K e logg =1.85 ± 0.10 dex e com os parˆametros atmosf´ericos

espectrosc´opicos m´edios de Teﬀ = 4600 ± 138 K, v

 =1.33 ± kms

−1

e [Fe/H] =

−0.16 ± 0.05 dex.

Os espectros foram combinados usando o c´odigo scombine do pacote onedspec do IRAF

no modo average, admitindo peso 1 para cada imagem e rejei¸c˜ao de p´ıxeis pela estat´ıstica

4.3 Espectro combinado 110

6256 6258 6260 6262

Figura 4.2: Compara¸c˜ao entre os espectros individuais (linha cheia) e o espectro com-

binado (linha pontilhada) de NGC 6553 FLAMES@VLT. As temperaturas efetivas das

estrelas individuais crescem na ﬁgura do painel (a)-(e) variando de 4350 ≤ T

eﬀ

≤ 4900 K.

minmax do c´odigo que al´em dos raios c´osmicos rejeita qualquer fra¸c˜ao espec´ıﬁca dos

p´ıxeis mais altos e mais baixos ao longo dos espectros combinados. Antes de combinar os

espectros o c´odigo scombine veriﬁca automaticamente o binning dos mesmos e, ao ﬁnal

do processo, todas as imagens criadas em cada rede de difra¸c˜ao apresentaram a mesma

escala de comprimento de onda (dλ = 0.05

A). O espectro combinado apresentou largura

a meia altura variando de 0.29 ≤ FWHM ≤ 0.33

A ao longo do comprimento de onda,

que s˜ao resultados satisfat´orios para espectros FLAMES com R ≈ 22000. O fato de que

os espectros das 22 estrelas individuais de NGC 6553 apresentam valores similares de

FWHM ´e uma forte evidˆencia da eﬁc´acia do m´etodo de combinar espectros individuais

sem a degrada¸c˜ao do espectro ﬁnal. Na ﬁgura 4.2 apresentamos uma compara¸c˜ao direta

entre os 22 espectros individuais de NGC 6553 com o espectro combinado. Do painel

(a) ao painel (e) as estrelas est˜ao dispostas em ordem crescente de temperatura (4350

≤ T

eﬀ

≤ 4900 K) na ﬁgura. Constata-se que o espectro combinado ´e muito similar aos

espectros individuais, o que ´e esperado uma vez que combinamos espectros de mesmo

est´agio evolutivo e, portanto, com parˆametros atmosf´ericos semelhantes.

4.3 Espectro combinado 111

5600 5650 5700 5750 5800

0.4

0.6

0.8

1.2

HR11

6200 6300 6400

0.4

0.6

0.8

1.2

HR13

6650 6700 6750 6800 6850

0.4

0.6

0.8

1.2

HR15

6296 6298 6300 6302 6304

0.5

0.6

0.7

0.8

0.9

VI/TiI

[OI]

FeI

TiI

Figura 4.3: Espectro combinado nas trˆes diferentes redes usadas: (a) HR11, (b) HR13

e (c) HR15. No painel (d) apresentamos uma por¸c˜ao do espectro combinado da ordem

HR13 na regi˜ao [OI] 6300

4.3.1 C´alculo das W

e normaliza¸c˜ao do cont´ınuo

Para realizar a normaliza¸c˜ao do cont´ınuo e c´alculo autom´atico das W

do espectro combi-

nado usamos o c´odigo DAOSPEC. Como teste, o cont´ınuo foi tamb´em normalizado manual-

mente atrav´es do c´odigo cont´ınuo do IRAF e n˜ao foram econtradas diferen¸cas signiﬁcati-

vas entre os dois m´etodos. Basicamente a principal diferen¸ca entre eles ´e o tipo e a ordem

do polinˆomio usado para efetuar a normaliza¸c˜ao do espectro. A ﬁgura 4.3 apresenta o

espectro combinado e normalizado em cada rede de difra¸c˜ao.

Para o c´alculo das W

(tabela 4.3) procuramos incluir o maior n´umero poss´ıvel de linhas

previamente usadas na amostra NGC 6553 UVES@VLT (Alves-Brito et al. 2006). Do

ponto de vista das incertezas sistem´aticas, esta escolha possibilita-nos uma compara¸c˜ao

direta dos resultados em ambos trabalhos.

4.3 Espectro combinado 112

Tabela 4.3: Lista de linhas e larguras equivalentes medi-

das com respectivas incertezas.

λ [

Ion χ [eV] loggf C6 W

A] σW

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)

5601.28 CaI 2.53 −0.24 0.227E−31 171.3 2.64

5618.63 FeI 4.21 −1.58 2.900E−31 73.0 3.68

5628.62 CrI 3.42 −0.74 0.465E−31 34.9 2.69

5633.94 FeI 4.99 −0.31 2.030E−31 75.8 1.44

5636.71 FeI 3.64 −2.74 5.190E−32 49.6 2.72

5641.46 FeI 4.26 −0.87 2.970E−31 96.4 0.70

5643.07 NiI 4.16 −1.25 0.379E−30 25.1 2.05

5646.70 FeI 4.26 −2.53 0.107E−31 12.6 3.62

5647.23 CoI 2.28 −1.56 0.414E−31 64.7 4.13

5648.56 TiI 2.49 −0.25 0.522E−30 62.2 2.48

5650.01 FeI 5.10 −0.87 4.830E−31 47.6 2.37

5651.46 FeI 4.47 −1.98 0.100E−30 31.0 2.22

5652.32 FeI 4.26 −1.95 3.120E−31 42.6 1.28

5661.36 FeI 4.28 −1.76 3.240E−31 49.9 2.85

5679.02 FeI 4.65 −0.97 8.130E−31 67.3 1.88

5682.64 NaI 2.10 −0.700 0.300E−30 165.1 1.97

5688.20 NaI 2.10 −0.457 0.300E−31 162.5 3.84

5701.10 SiI 4.93 −1.95 0.300E−31 53.1 0.96

5701.54 FeI 2.56 −2.11 4.950E−32 146.0 4.86

5705.48 FeI 4.30 −1.58 1.730E−31 74.5 3.40

5711.08 MgI 4.34 −1.729 0.300E−30 147.3 3.97

5717.85 FeI 4.28 −1.10 5.030E−31 87.3 0.92

5719.81 CrI 3.01 −1.58 0.600E−31 25.3 1.09

5720.89 FeI 4.55 −1.81 5.600E−31 32.8 1.09

5724.45 FeI 4.28 −2.66 5.050E−31 9.5 1.23

5731.76 FeI 4.25 −1.11 2.850E−31 81.2 1.10

5732.29 FeI 4.99 −1.50 1.860E−31 20.9 0.71

5739.46 TiI 2.24 −0.60 0.386E−31 51.8 1.97

5741.86 FeI 4.26 −1.81 2.830E−31 56.8 0.71

5752.01 FeI 4.55 −1.19 3.000E−31 66.8 1.21

5760.35 FeI 3.64 −2.61 5.850E−32 57.8 1.04

5762.99 FeI 4.21 −0.21 2.750E−31 147.7 2.17

5775.08 FeI 4.22 −1.32 3.000E−31 87.8 1.71

5778.45 FeI 2.58 −3.56 4.950E−32 84.1 4.52

5782.11 CuI 1.64 −1.72 0.300E−30 204.8 5.58

5793.93 FeI 4.22 −1.76 2.720E−31 63.0 1.94

5806.73 FeI 4.61 −0.84 1.910E−31 73.1 1.74

5809.25 FeI 3.88 −1.50 5.650E−31 87.8 2.98

5814.80 FeI 4.28 −1.94 2.820E−31 42.6 1.62

4.3 Espectro combinado 113

Tabela 4.3 −− continua¸c˜ao

λ [

Ion χ [eV] loggf C6 W

A] σW

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)

6126.21 TiI 1.06 −1.42 2.060E−32 107.0 1.78

6127.47 ZrI 0.15 −1.06 0.300E−31 45.5 0.90

6130.13 NiI 4.26 −0.96 0.391E−30 30.5 0.99

6134.58 ZrI 0.00 −1.28 0.300E−31 36.6 2.14

6141.71 BaII 0.70 −0.08 0.530E−31 160.4 2.00

6142.49 SiI 5.61 −1.58 0.300E−31 28.0 1.54

6143.25 ZrI 0.07 −1.10 0.300E−31 40.3 3.24

6145.02 SiI 5.61 −1.5 0.300E−31 33.9 1.25

6149.24 FeII 3.89 −2.90 0.300E−31 25.5 0.44

6154.22 NaI 2.10 −1.57 0.90E−31 91.2 1.18

6155.14 SiI 5.62 −0.85 0.30E−31 70.4 1.04

6156.02 CaI 2.52 −2.59 4.000E−31 39.4 0.92

6159.38 FeI 4.61 −1.97 0.674E−30 27.5 2.42

6160.74 NaI 2.10 −1.27 0.30E−31 114.2 1.02

6161.30 CaI 2.51 −1.42 4.000E−31 127.7 4.23

6162.17 CaI 2.51 −0.09 3.000E−31 283.9 10.20

6165.36 FeI 4.14 −1.55 0.765E−31 71.9 0.71

6166.43 CaI 2.52 −1.15 3.97E−31 116.2 1.46

6169.04 CaI 2.52 −0.90 3.97E−31 147.8 1.75

6169.56 CaI 2.52 −0.63 4E−31 159.0 3.04

6173.33 FeI 2.22 −2.88 0.265E−31 132.3 1.42

6177.24 NiI 1.82 −3.51 0.300E−31 64.8 1.43

6180.20 FeI 2.73 −2.78 0.411E−31 112.9 2.38

6187.99 FeI 3.94 −1.72 0.490E−30 66.6 2.40

6189.00 CoI 1.71 −2.46 0.206E−31 87.0 3.18

6199.20 VI 0.28 −1.28 0.196E−31 149.9 4.13

6213.43 FeI 2.22 −2.65 0.262E−31 142.3 1.85

6223.98 NiI 4.10 −0.98 0.393E−30 44.4 1.11

6226.74 FeI 3.88 −2.20 0.415E−30 47.9 1.33

6240.64 FeI 2.22 −3.39 0.314E−31 97.8 2.10

6243.82 SiI 5.61 −1.30 0.300E−32 62.0 8.41

6244.48 SiI 5.61 −1.27 0.300E−31 50.3 3.09

6247.55 FeII 3.89 −2.52 0.300E−31 33.9 1.14

6251.82 VI 0.28 −1.34 0.196E−31 129.3 1.78

6254.25 FeI 2.28 −2.44 0.000E+00 158.4 1.91

6258.11 TiI 1.44 −0.36 4.756E−32 142.4 5.62

6270.23 FeI 2.86 −2.71 0.458E−31 98.3 2.06

6271.28 FeI 3.32 −2.96 0.278E−30 54.7 1.12

6273.38 TiI 0.02 −4.17 0.734E−31 22.1 1.70

6274.65 VI 0.26 −1.67 0.194E−31 97.2 2.32

6285.15 VI 0.27 −1.51 0.194E−31 167.8 11.10

4.3 Espectro combinado 114

Tabela 4.3 −− continua¸c˜ao

λ [

Ion χ [eV] loggf C6 W

A] σW

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)

6290.55 FeI 2.59 −4.34 0.211E−30 35.1 1.63

6302.49 FeI 3.68 −1.29 0.734E−31 107.9 1.64

6303.75 TiI 1.44 −1.56 1.530E−32 76.2 1.88

6307.85 FeI 3.64 −3.27 0.000E+00 12.7 1.83

6311.50 FeI 2.83 −3.22 0.439E−31 85.1 2.93

6312.23 TiI 1.46 −1.55 4.750E−32 71.4 1.90

6315.81 FeI 4.08 −1.71 0.656E−31 67.7 1.19

6318.71 MgI 5.10 −2.10 0.300E−31 89.9 4.49

6319.24 MgI 5.10 −2.36 0.300E−31 73.4 3.48

6322.68 FeI 2.58 −2.43 0.442E−31 123.1 2.59

6330.09 CrI 0.94 −3.03 0.333E−31 95.5 5.74

6335.33 FeI 2.20 −2.23 0.251E−31 159.2 3.56

6336.10 TiI 1.44 −1.74 0.300E−32 67.7 1.16

6336.82 FeI 3.69 −1.05 0.415E−30 131.1 2.65

6353.85 FeI 0.91 −6.36 0.000E+00 39.8 1.16

6369.46 FeII 2.89 −4.11 0.742E−32 14.3 2.11

6632.43 CoI 2.28 −2.00 0.228E−31 59.9 1.71

6645.10 EuII 1.38 +0.12 0.300E−31 31.2 1.89

6678.00 FeI 2.69 −1.42 0.000E+00 208.6 2.13

6696.01 AlI 3.14 −1.48 0.300E−31 120.3 1.50

6698.66 AlI 3.14 −1.78 0.300E−31 72.3 0.86

6703.56 FeI 2.75 −3.15 0.366E−31 91.0 1.84

6704.48 FeI 4.20 −2.66 0.666E−31 9.9 1.06

6705.11 FeI 4.61 −1.40 0.000E+00 69.9 1.39

6710.32 FeI 1.48 −4.87 0.201E−31 94.6 1.41

6713.74 FeI 4.80 −1.60 0.157E−30 31.3 1.15

6716.71 TiI 2.48 −1.01 0.300E−31 25.1 1.14

6717.69 CaI 2.71 −0.61 4.10E−31 196.1 2.65

6725.35 FeI 4.10 −2.30 0.482E−30 35.3 1.04

6726.66 FeI 4.60 −1.15 0.000E+00 62.2 0.73

6733.15 FeI 4.64 −1.58 0.341E−30 36.4 0.75

6739.52 FeI 1.56 −4.94 0.210E−31 68.4 1.47

6743.12 TiI 0.90 −1.62 0.300E−31 133.2 1.39

6765.45 MgI 5.75 −1.94 0.300E−31 29.0 1.75

6767.77 NiI 1.82 −2.17 0.300E−30 139.6 3.28

6771.03 CoI 1.88 −1.97 0.173E−31 140.9 2.38

6772.31 NiI 3.65 −0.99 0.356E−30 73.8 1.01

6774.27 LaII 0.12 −1.82 0.300E−31 21.8 0.93

6810.26 FeI 4.60 −1.11 0.450E−30 71.2 0.96

6820.37 FeI 4.64 −1.31 0.488E−30 66.0 1.24

6837.02 FeI 4.59 −1.80 0.000E+00 32.4 1.91

4.3 Espectro combinado 115

Tabela 4.3 −− continua¸c˜ao

λ [

Ion χ [eV] loggf C6 W

A] σW

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)

6839.83 FeI 2.56 −3.45 0.395E−31 96.8 1.38

6842.68 FeI 4.63 −1.31 0.480E−30 64.8 0.68

6851.64 FeI 1.60 −5.31 0.731E−32 51.1 1.15

6855.71 FeI 4.39 −1.82 0.315E−30 43.8 0.55

4.3.2 A raz˜ao sinal-ru´ıdo dos espectros

Em observa¸c˜oes astronˆomicas o ﬂuxo intr´ınseco de f´otons de uma determinada fonte n˜ao

´e facilmente obtido com base apenas no n´umero de f´otons detectados uma vez que muitos

fatores devem tamb´em ser levados em conta, como o tamanho do telesc´opio, as condi¸c˜oes

atmosf´ericas no momento de observa¸c˜ao e a eﬁciˆencia em si dos detectores.

Sendo assim, dada uma taxa de f´otons emitidos de um certo objeto, existe uma fun¸c˜ao de

probabilidade que determina o n´umero de f´otons detectados. A probabilidade de Poisson,

deﬁnida como o caso limite de uma distribui¸c˜ao binomial, ´e a que melhor descreve os

eventos de detec¸c˜ao de f´otons. Desta forma, se n ´e o n´umero total de f´otons emitidos da

fonte e p a probabilidade de detec¸c˜ao durante o tempo de observa¸c˜ao, por deﬁni¸c˜ao sabe-

mos que p << 1 e que o n´umero m´edio µ de f´otons detectados iguala-se ao n´umero total

de f´otons emitidos multiplicados pela probabilidade de que os mesmos sejam observados,

ou seja:

µ = np (4.1)

Neste caso, a distribui¸c˜ao de Poisson de x eventos ser´a dada como:

p(x, µ) =

−µ

, (4.2)

com a vari^ancia = µ.

Em astronomia a raz˜ao S/N equivale ao inverso do erro fracional da medida, ou seja, `a

raz˜ao entre a amplitude do erro e a grandeza medida:

√

, (4.3)

4.3 Espectro combinado 116

Na pr´atica, o sinal S de uma fonte vai depender do ﬂuxo F [por unidade de ´area e de

tempo], da ´area coletora A do telesc´opio e do tempo t de integra¸c˜ao:

S = F ∗ A ∗ t (4.4)

Numa simpliﬁca¸c˜ao, admitindo que o ´unico ru´ıdo da observa¸c˜ao ´e poissˆonico, podemos

escrever que:

= S = F ∗ A ∗ t, (4.5)

e, dessa maneira,

√

F ∗ A ∗ t (4.6)

Consequentemente a raz˜ao S/N de um espectro ´e diretamente proporcional `a raiz quadrada

do brilho, da ´area do telesc´opio e do tempo de integra¸c˜ao da observa¸c˜ao que por sua vez

est´a relacionado `a eﬁciˆencia na detec¸c˜ao dos f´otons.

A raz˜ao sinal-ru´ıdo de uma observa¸c˜ao pode ent˜ao ser generalizada como:

C ∗ t



∗ n + t(C − Ω ∗ S)

, (4.7)

onde:

C: taxa de contagem [f´otons por segundo];

t: tempo de exposi¸c˜ao;

σ: ru´ıdo de leitura de cada p´ıxel;

n: n´umero de p´ıxel;

S: n´umero de f´otons do c´eu por unidade de ˆangulo s´olido;

Ω: ˆangulo s´olido coberto pela imagem.

No presente trabalho a raz˜ao S/N por p´ıxel dos espectros foi obtida usando o c´odigo

splot do IRAF. Usando os princ´ıpios da estat´ıstica de Poisson em regi˜oes sem linhas

dos espectros, ou seja, em regi˜oes do cont´ınuo, ap´os selecionarmos manualmente por¸c˜oes

4.4 Parˆametros atmosf´ericos 117

∆λ dos espectros, o c´odigo determina a raz˜ao sinal-ru´ıdo por p´ıxel atrav´es da seguinte

express˜ao, equivalente `a express˜ao 4.3:

MEAN

RMS

, (4.8)

onde:

MEAN = m´edia de p´ıxeis na regi˜ao ∆λ do cont´ınuo do espectro;

RMS = desvio padr˜ao das medidas dentro da por¸c˜ao ∆λ do espectro.

Em cada ordem do espectro combinado foram obtidas as raz˜oes (S/N)

HR11

= 500 em torno

de 5656

A, (S/N)

HR13

= 650 em 6124

A, (S/N)

HR13

= 700 pr´oximo a 6143

A, (S/N)

HR15

= 800 em 6751

A, (S/N)

HR15

= 650 em 6763

A e (S/N)

HR15

= 667 na regi˜ao de 6805

A. Estes valores implicam uma raz˜ao sinal-ru´ıdo por p´ıxel m´edia de (S/N)

HR11

 = 500,

(S/N)

HR13

 = 675 e (S/N)

HR15

 = 700 em cada ordem.

Desta forma podemos estimar, em ordens de grandeza, o uso potencial do Very Large

Telescope (8m) como um Extremely Large Telescope (42m) usando o espectro combinado

obtido para NGC 6553. Levando em conta que a observa¸c˜ao de uma estrela gigante tipo

espectral K em um aglomerado globular leva em m´edia 1 hora de tempo de integra¸c˜ao

no VLT, 22 estrelas corresponderiam, no m´ınino, a 22 horas de tempo de integra¸c˜ao.

Consequentemente, da equa¸c˜ao 4.6, esta mesma estrela consumiria 47 minutos de tempo

de integra¸c˜ao num Extremely Large Telescope de 42m.

4.4 Parˆametros atmosf´ericos

Os parˆametros atmosf´ericos espectrosc´opicos (v

, T

eﬀ

e [Fe/H]) foram obtidos com base

nas linhas de FeI. O procedimento minucioso de obten¸c˜ao dos parˆametros atmosf´ericos

com base nas abundˆancias de FeI j´a foi apresentado no cap´ıtulo anterior. Vale salientar,

no entanto, que dado o n´umero limitado de linhas de FeII dispon´ıveis nos espectros n˜ao foi

poss´ıvel impor equil´ıbrio de ioniza¸c˜ao para a determina¸c˜ao espectrosc´opica da gravidade

superﬁcial.

Como usual, as abundˆancias [FeI/H] foram obtidas atrav´es do c´odigo Abonj (Spite 1967)

admitindo uma abundˆancia solar 



(Fe) = 7.50 (Grevesse & Sauval 1998) e utilizando

uma vers˜ao atualizada dos modelos MARCS (1D) de atmosferas estelares de Plez et al.

(1992). Foram apenas usadas linhas de FeI com larguras equivalentes entre 10 ≤ W

≤

150 m

4.4 Parˆametros atmosf´ericos 118

Figura 4.4: Espectro combinado e normalizado de NGC 6553 na ordem HR13, com linhas

atˆomicas (superior) e moleculares (inferior) identiﬁcadas na regi˜ao. O espectro equivale

a cerca de 22 horas de observa¸c˜ao no VLT.

4.5 S´ıntese espectral e resultados 119

A ﬁgura 4.5 ilustra a obten¸c˜ao dos parˆametros atmosf´ericos espectrosc´opicos para o es-

pectro combinado adotando a grade [M/H] = −0.30 dos modelos MARCS de atmosferas

estelares. No painel (a) da ﬁgura, a temperatura de excita¸c˜ao ´e determinada com base no

coeﬁciente angular = −0.01596 no Diagrama de Boltzmann, enquanto que no painel (b)

um coeﬁciente angular = 0.00002 no plano [FeI/H] versus W

ﬁxa a velocidade de micro-

turbulˆencia em 1.5 kms

−1

. Estes resultados indicam uma metalicidade [Fe/H] = −0.24

para o espectro combinado de NGC 6553 com base nos dados FLAMES@VLT. Este re-

sultado est´a em bom acordo com o valor [Fe/H] = −0.20 obtido com dados UVES@VLT

de mais alta resolu¸c˜ao (Alves-Brito et al. 2006). Os pain´eis (c) e (d), por outro lado,

mostram que com base em duas linhas de FeII encontramos uma raz˜ao [FeII/H] = −0.86,

o que implica uma diferen¸ca ∆([Fe/H]) = [FeII/H] - [FeI/H] = −0.62 dex.

Sendo assim, para o espectro combinado de NGC 6553 foram adotados como parˆametros

atmosf´ericos ﬁnais uma temperatura efetiva de 4700 K, gravidade superﬁcial logg = 1.80

dex, velocidade de microturbulˆencia de 1.5 kms

−1

(valor t´ıpico de microturbulˆencia para

estrelas gigantes) e metalicidade [Fe/H] = −0.24. Os parˆametros atmosf´ericos ﬁnais

do espectro combinado representam um valor m´edio dos parˆemetros atmosf´ericos espec-

trosc´opicos dos espectros individuais de NGC 6553.

4.5 S´ıntese espectral e resultados

A s´ıntese espectral das linhas atˆomicas deste trabalho foi realizada atrav´es do c´odigo

Pfant (Spite 1967; Cayrel et al. 1991; Barbuy et al. 2003), ao qual Barbuy (1982) incluiu

a s´ıntese de linhas moleculares. Realizamos a s´ıntese espectral de elementos-α, elementos

Z-´ımpar e elementos pesados incluindo linhas em comum ao trabalho realizado por Alves-

Brito et al. (2006).

4.5.1 Elementos α

A abundˆancia de magn´esio (Z = 12) foi obtida a partir da linha de MgI 5711.080

A com

parˆametros atˆomicos NIST (loggf = −1.724 dex e χ = 4.34 eV) e pelo tripleto de MgI

em 6318

A. As linhas de magn´esio medidas pelo DAOSPEC (exceto a linha de MgI 6319.49

A) variaram de 73 < W

< 147 m

A e apresentam potencial de excita¸c˜ao χ > 4 eV.

Obtivemos uma sobreabundˆancia m´edia de magn´esio [Mg/Fe] = +0.34 ± 0.02 dex e na

ﬁgura 4.6 mostramos exemplo da s´ıntese espectral realizada para o magn´esio.

Para o sil´ıcio (Z = 14) foram usadas as linhas SiI 5701.100

A, 6142.490

A, 6145.020

e 6155.020, enquanto que para o c´alcio (Z = 20), devido ao hiato nas ordens FLAMES,

4.5 S´ıntese espectral e resultados 120

Figura 4.5: Determina¸c˜ao dos parˆametros atmosf´ericos espectrosc´opicos usando o Abonj:

(a) [FeI/H] vs χ; (b) [FeI/H] vs W

; (c) [FeII/H] vs χ e (d) [FeII/H] vs W

4.5 S´ıntese espectral e resultados 121

Figura 4.6: S´ıntese espectral do magn´esio. (a): Linha de MgI 5711.080

A. (b): Regi˜ao

sintetizada do tripleto de magn´esio. Os valores e s´ımbolos s˜ao explicados na ﬁgura.

foram usadas apenas 5 linhas (CaI 6156.030

A, 6161.297

A, 6166.439

A, 6169.042

A e

6169.563

A), enquanto que na an´alise de 2006 teriam sido usadas 13 linhas. Obtivemos

[Si/Fe] = −0.07 ± 0.14 dex e [Ca/Fe] = +0.22 ± 0.07 para o espectro combinado.

Na ﬁgura 4.7 apresentamos a s´ıntese espectral para linhas de CaI 6156

A e 6161

A e SiI

6155.020

O titˆanio (Z = 22) tˆeve a sua abundˆancia calculada com base em 3 linhas — TiI 6126.217

A, 6312.237

A e 6336.102

A. Encontramos uma abundˆancia m´edia [Ti/Fe] = 0.26 ±

0.14 dex. Na ﬁgura 4.8 apresentamos exemplo da s´ıntese espectral realizada para linha a

de TiI 6336.102

4.5.2 Elementos de Z-´ımpar

Analisamos quatro linhas de s´odio (Z=11) e duas linhas de alum´ınio (Z=13). As linhas de

s´odio variam de 91 < W

< 165 m

A, enquanto que as de AlI variam de 72 < W

< 120

A. Obtivemos para o espectro combinado [Na/Fe] = +0.41 ± 0.11 dex e [Al/Fe] =

+0.22 ± 0.08 dex. A ﬁgura 4.7 mostra um exemplo da s´ıntese espectral para duas linhas

de s´odio.

4.5 S´ıntese espectral e resultados 122

Figura 4.7: Espectro combinado (linha cheia) e espectro sint´etico (linha pontilhada) para

linhas de SiI, CaI e NaI, cujos comprimentos de onda e valores de abundˆancias obtidos

s˜ao apresentados na ﬁgura.

4.5 S´ıntese espectral e resultados 123

Figura 4.8: Exemplo da s´ıntese espectral (linha pontilhada) para a linha Ti I 6336

comparada ao espectro combinado (linha cheia). Obtivemos para esta linha uma sobre-

abundˆancia [Ti/Fe] = +0.38. A linha mais grossa no canto esquerdo inferior da ﬁgura

marca a presen¸ca de linhas moleculares no espectro.

4.6 Incertezas 124

Figura 4.9: Exemplo de s´ıntese espectral para a linha de BaII 6141.700

A, da qual obtemos

[Ba/Fe] = −0.38.

4.5.3 Elementos pesados

Dentre os elementos pesados, ou seja, os elementos acima do

Fe na tabela peri´odica,

obtivemos abundˆancia qu´ımica apenas para o b´ario (Z = 56) atrav´es da linha de BaII

6141.700

A com W

= 160.4 m

A. Na ﬁgura 4.9 apresentamos a s´ıntese espectral da linha.

Nota-se o blend com a linha de FeI, que na ﬁgura teve seu comprimento de onda deslocado

de ∆λ=+0.1

A. O blend com a linha de FeI foi levado em conta para o ajuste das asas da

linha de b´ario onde obtivemos [Ba/Fe] = −0.38. Na ﬁgura nota-se ainda o perfeito ajuste

para outras linhas de SiI ([Si/Fe] = +0.05) e FeI.

4.6 Incertezas

Em linhas gerais, as barras de erros dos valores m´edios de cada raz˜ao de abundˆancia obtida

com o espectro combinado de NGC 6553 comparadas a dos valores m´edios de cada raz˜ao

com base nos espectros individuais NGC6553 UVES@VLT s˜ao praticamente iguais. Isso

signiﬁca que mesmo trabalhando a uma resolu¸c˜ao ≈ 3 vezes inferior, o espectro combinado

de alta raz˜ao S/N (≈ 9 vezes superior) determina as abundˆancias com precis˜ao similar a

4.7 Interpreta¸c˜ao dos resultados 125

espectros de alta resolu¸c˜ao.

Uma varia¸c˜ao ∆T

eﬀ

= ± 100K leva a ∆[FeI/H] = −0.06 e ∆[FeII/H] = 0.11; ∆logg =

± 0.30 dex resulta em ∆[FeI/H] = −0.02 e ∆[FeII/H] = −0.16; ﬁnalmente, uma varia¸c˜ao

∆v

= ± 0.20 kms

−1

acarreta uma ∆[FeI/H] = 0.05 e ∆[FeII/H] = 0.02. As abundˆancias

[FeI/H] do espectro combinado s˜ao mais dependentes das varia¸c˜oes em v

, enquanto que

as abundˆancias de [FeII/H] s˜ao mais dependentes aos erros na gravidade superﬁcial, como

´e esperado devido a dependˆencia da gravidade superﬁcial com a ioniza¸c˜ao.

N˜ao foram realizadas propaga¸c˜oes de incertezas para as outras esp´ecies qu´ımicas no es-

pectro combinado, no entanto, dada as discuss˜oes acima, as incertezas nas raz˜oes de

abundˆancias devido `as varia¸c˜oes t´ıpicas dos parˆametros atmosf´ericos (∆T

eﬀ

= ± 100K :

∆logg = ± 0.30 dex e ∆v

= ± 0.20 kms

−1

) no espectro combinado de NGC 6553 devem

ser da mesma ordem das incertezas apresentadas na tabela 3.11 para os espectros NGC

6553 UVES@VLT.

4.7 Interpreta¸c˜ao dos resultados

Como mostra a ﬁgura 4.10, exceto para sil´ıcio e c´alcio, todas as outras abundˆancias

qu´ımicas obtidas com base no espectro combinado concordam dentro de 1σ com os re-

sultados das estrelas individuais da amosta NGC 6553 UVES@VLT de Alves-Brito et

al. (2006). Todavia, valem os seguintes coment´arios a respeito das abundˆancias obtidas

atrav´es do espectro combinado:

Ferro: entre as esp´ecies atˆomicas estudadas a abundˆancia de ferro no espectro com-

binado ´e a melhor determinada, n˜ao s´o pelo n´umero de linhas de FeI mas tamb´em pe-

los parˆametros atˆomicos usados. Tanto com base nas larguras equivalentes quanto pelo

m´etodo de s´ıntese espectral a metalicidade m´edia [Fe/H] = −0.24 concorda com a met-

alicidade m´edia das 22 estrelas de NGC 6553 que foram combinadas (com uma diferen¸ca

em metalicidade de apenas ∆[Fe/H]

individual−combinado

= +0.08 dex) e concorda ainda com

o valor m´edio de [Fe/H] obtido para NGC 6553 com dados UVES@VLT de alta resolu¸c˜ao

(Alves-Brito et al. 2006).

Magn´esio: a ´unica diferen¸ca no m´etodo de obten¸c˜ao da raz˜ao [Mg/Fe] deste trabalho em

rela¸c˜ao ao de 2006 ´e a inclus˜ao da linha MgI 5711.080

A. Encontramos uma dispers˜ao

m´edia na raz˜ao [Mg/Fe] de apenas 0.02 dex, ou seja, as quatro linhas de magn´esio resultam

em praticamente o mesmo valor de abundˆancia qu´ımica e conﬁrmam a sobreabundˆancia

[Mg/Fe] no bojo da Gal´axia.

4.7 Interpreta¸c˜ao dos resultados 126

Alves-Brito et al. (2006)

Este trabalho

Figura 4.10: Padr˜ao de abundˆancias de NGC 6553 obtido com espectros individu-

ais UVES@VLT (triˆangulos) e no espectro combinado com espectros FLAMES@VLT

(c´ırculos).

4.7 Interpreta¸c˜ao dos resultados 127

Sil´ıcio, c´alcio e tit^anio: no espectro combinado de NGC 6553 encontramos sub-

abundˆancia de sil´ıcio ([Si/Fe] = −0.07 ± 0.14) e sobreabundˆancias de c´alcio ([Ca/Fe]

= +0.22 ± 0.07) e titˆanio ([Ti/Fe] = =0.26 ± 0.14). Em rela¸c˜ao `a an´alise de 2006,

encontramos [Ca/Fe] mais alto por +0.17 dex. Ainda assim, a raz˜ao [Ca/Fe] com base

no espectro combinado de NGC 6553 comparada `a raz˜ao [Ca/Fe] das estrelas de campo

do bojo (Fulbright et al. 2007) permanece no limite inferior do padr˜ao [Ca/Fe]:[Fe/H]

das estrelas de campo do bojo. De todas as esp´ecies atˆomicas TiI ´e a que mais apre-

senta n˜ao-linearidade no plano W

eﬀ

para qualquer linha estudada. De fato, as raz˜oes

de abundˆancias obtidas para sil´ıcio, c´alcio e titˆanio com o espectro combinado parecem

depender mais fortemente da n˜ao-linearidade W

eﬀ

A metalicidade global Z pode ser calculada atrav´es da equa¸c˜ao:

∗

[Fe/H]



k=3

(k)−12

(

)

1 + 10

[Fe/H]



k=3

(k)−12

(

)

(1 − Y

), (4.9)

escrita em fun¸c˜ao da metalicidade [Fe/H], da composi¸c˜ao solar (Z/X)



e da abundˆancia

de h´elio. Para o espectro combinado de NGC 6553 com [Fe/H] = −0.24, composi¸c˜ao

solar de Grevesse & Sauval (1998) e [(Mg,Si,Ca,Ti)/Fe] ≈ +0.19 encontramos uma met-

alicidade global Z = 0.0120. Para a amostra UVES@VLT, com o mesmo padr˜ao solar,

[Fe/H] = −0.20 e [(Mg,Si,Ca,Ti)/Fe] ≈ +0.13, obtivemos Z = 0.0121. Isso implica que a

metalicidade global de NGC 6553 obtida com os espectros UVES@VLT ´e a mesma obtida

com o espectro combinado.

Como discutido no cap´ıtulo 3, a s´ıntese dos elementos α ocorre durante os eventos de SNs

Tipo II que est˜ao associados `as estrelas massivas de curto tempo de vida, sendo que os

elementos α mais importantes como o oxigˆenio e o magn´esio est˜ao relacionados `a queima

hidrost´atica de hidrogˆenio nestas estrelas massivas, enquanto que a s´ıntese de sil´ıcio,

c´alcio e titˆanio est´a associada `a fase explosiva de nucleoss´ıntese com progenitoras de mais

baixa massa (Woosley & Weaver 1995). Consequentemente, o padr˜ao de abundˆancias

[α/Fe] pode variar com a metalicidade dependendo dos elementos envolvidos. Os nossos

resultados [α/Fe] para o espectro combinado de NGC 6553 conﬁrmam que o aglomerado

´e velho e se formou num processo r´apido. O excesso de elementos α em NGC 6553 indica

o dom´ınio de estrelas massivas na evolu¸c˜ao qu´ımica do bojo Gal´actico.

Na ﬁgura 4.11 apresentamos a raz˜ao de abundˆancia [O/Mg] em fun¸c˜ao da metalicidade

para NGC 6553 e para outros aglomerados globulares pobres e ricos em metais da Gal´axia

estudados no nosso Grupo de Pesquisa (NGC 6528, NGC 6558, 47 Tucanae e HP1),

comparada com a obtida pelas estrelas de campo do bojo de Lecureur et al. (2007).

4.7 Interpreta¸c˜ao dos resultados 128

Figura 4.11: [O/Mg] em fun¸c˜ao da metalicidade para NGC 6553 e para aglomerados

globulares pobres e ricos em metais estudados em nosso Grupo de Pesquisa (c´ırculos

cheios) e em estrelas de campo do bojo (c´ırculos abertos) de Lecureur et al. (2007).

Barras de erro t´ıpicas s˜ao apresentadas na ﬁgura.

Vˆe-se a similaridade no comportamento [O/Mg] de NGC 6553 e dos outros aglomerados

globulares com as estrelas de campo do bojo. Este resultado sugere que o material que deu

origem tanto `as estrelas de campo do bojo quanto `as estrelas dos aglomerados globulares

foi enriquecido durante eventos de SNs Tipo II com progenitoras de massa similar. Para as

estrelas de campo do bojo nota-se que num intervalo ∆[Fe/H] ≈ 1.30 dex, h´a uma varia¸c˜ao

∆[O/Mg] ≈ 0.85 dex. (Lecureur et al. 2007) interpreta este efeito como sendo devido a

poss´ıveis diferen¸cas nos produtos estelares de Mg e O das estrelas massivas progenitoras

das SNs do Tipo II.

S´odio e alum´ınio: para o espectro combinado de NGC 6553 encontramos uma raz˜ao

[Na/Fe] = 0.41 ± 0.11, enquanto que com a an´alise nos espectros individuais de 2006

obtivemos [Na/Fe] = 0.16 ± 0.23. Embora os resultados sejam similares dentro das in-

certezas das medidas, vale salientar que as raz˜oes de abundˆancias de [Na/Fe] no espectro

combinado podem estar superestimadas pela dependˆencia das W

das linhas de s´odio

com a T

eﬀ

de cada estrela combinada. Para o alum´ınio, as raz˜oes de abundˆancias e in-

certezas associadas s˜ao similares nos dois tipos de an´alises, ou seja, em espetros individuais

4.7 Interpreta¸c˜ao dos resultados 129

Figura 4.12: [Na/O] em fun¸c˜ao da raz˜ao [Fe/H] para NGC 6553 e para aglomerados

globulares pobres e ricos em metais estudados em nosso Grupo de Pesquisa (c´ırculos

cheios) e em estrelas de campo (c´ırculos abertos) de Lecureur et al. (2007). As barras de

erro t´ıpicas s˜ao apresentadas na ﬁgura.

(UVES@VLT) e no espectro combinado (FLAMES@VLT).

Uma sobreabundˆancia m´edia de s´odio acompanhada por uma subabundˆancia de alum´ınio

indica que estes elementos sofreram processos de mistura na atmosfera das estrelas ana-

lisadas, como se torna evidente atrav´es da ﬁgura 4.12, onde se vˆe que h´a uma forte

anticorrela¸c˜ao nas raz˜oes [Na/Fe]:[O/Fe] de abundˆancias para as amostras apresentadas.

Em particular, a raz˜ao [Na/O] para NGC 6553 tende a seguir o padr˜ao de anticorrela¸c˜ao

[Na/O]:[Fe/H] de estrelas de campo do bojo e de outros aglomerados globulares pobres e

ricos em metais da Gal´axia. Como ser´a vastamente abordado no pr´oximo cap´ıtulo, estas

anticorrela¸c˜oes em estrelas gigantes de aglomerados globulares podem ser interpretadas

como devido aos processos de dragagem (mixing) que ocorrem nestas estrelas quando elas

atingem, pela primeira vez, o ramo das gigantes (ver, por exemplo, Gratton et al. 2004).

B´ario: dentro das incertezas, a raz˜ao [Ba/Fe] obtida com os espectros individuais NGC

6553 UVES@VLT de alta resolu¸c˜ao ´e muito similar `a raz˜ao obtida com o espectro combi-

nado de NGC 6553. Em termos gerais, a raz˜ao [Ba/Fe] em aglomerados globulares segue o

padr˜ao de enriquecimento qu´ımico encontrado no halo e no disco da Gal´axia. Isso sugere

4.7 Interpreta¸c˜ao dos resultados 130

Figura 4.13: Compara¸c˜ao entre os espectros observados combinados de NGC 6553 (linha

cheia) e para o campo Blanco -6

◦

(linha pontilhada) na regi˜ao 6350-6370

que ambos os processos s e r contribuiram para o enriquecimento qu´ımico dos aglomerados

globulares em elementos de captura de nˆeutrons.

Na ﬁgura 4.13 comparamos para uma regi˜ao da ordem HR13 o espectro combinado de

NGC 6553 com o espectro combinado do campo Blanco −6

◦

( R

gal

= 850 pc : E(B-V) =

0.48) no bojo da Gal´axia (Minniti et al. 2008) onde se veriﬁca a similaridade entre os dois

espectros, o que conﬁrma que NGC 6553 ´e um aglomerado t´ıpico do bojo da Gal´axia.

Cap´ıtulo 5

Anomalias qu´ımicas em M71

Neste cap´ıtulo investigamos varia¸c˜oes de abundˆancias qu´ımicas no aglomerado globular

NGC 6838 (M71), considerado referˆencia no estudo de popula¸c˜oes ricas em metais da

Gal´axia.

5.1 Introdu¸c˜ao

H´a cerca de trinta anos atr´as surgiram as primeiras evidˆencias observacionais de varia¸c˜oes

na abundˆancia de s´odio em M15

(Cohen 1978). Desde ent˜ao h´a um consenso geral na

comunidade cient´ıﬁca de que exceto para os aglomerados globulares ω Centauri e NGC

6522, o sistema de aglomerados globulares da Gal´axia ´e homogˆeneo em metalicidade

([Fe/H]), mas apresenta alta dispers˜ao no padr˜ao de abundˆancias qu´ımicas de elementos

leves da Tabela Peri´odica, como o Li, C, N, O, Na, Mg e Al.

Entre as estrelas an˜as da sequˆencia principal de aglomerados globulares detectam-se con-

sider´aveis varia¸c˜oes de l´ıtio e anticorrela¸c˜ao no par Li:Na, enquanto que entre as estrelas

an˜as e gigantes al´em de anticorrela¸c˜oes de C e N, observam-se anticorrela¸c˜oes nos pares

O:Na e Al:Mg. Encontra-se ainda que a soma das abundˆancias de C:N:O e Mg:Al se

conserva em estrelas de aglomerados.

E importante notar que, em geral, as estrelas de

campo n˜ao exibem comportamento similar, o que sugere que efeitos de ambiente devem

inﬂuenciar no aparecimento destas anomalias observadas em estrelas an˜as e gigantes de

aglomerados globulares, uma vez que eles s˜ao preferencialmente formados em ambientes

mais densos do que as estrelas de campo (ver Gratton et al. 2004, e referˆencias listadas

para uma revis˜ao geral).

Aglomerado globular pobre em metal do halo da Gal´axia com [Fe/H] = −2.26 (Harris

1996).

5.1 Introdu¸c˜ao 132

Os elementos leves envolvidos no estudo das varia¸c˜oes qu´ımicas em aglomerados globulares

apresentam massa atˆomica entre 7 ≤ A ≤ 27 e s˜ao produzidos por processos f´ısicos de

captura de pr´otons durante os ciclos CNO, Ne:Na e Mg:Al na fase de queima hidrost´atica

do hidrogˆenio em estrelas.

Como mostra a ﬁgura 5.1, as rea¸c˜oes do ciclo CNO levam a produ¸c˜ao do

He a partir

da captura de 4 pr´otons (H), enquanto que os is´otopos de C:N:O s˜ao principalmente

convertidos no is´otopo

N. Isso ocorre principalmente pelo fato da rea¸c˜ao

N(p,γ)

ser mais lenta (10

anos) do que todas as outras da cadeia, consequentemente todo C e

N estar˜ao convertidos em

N at´e que aconte¸ca a captura de um pr´oton (H).

Trˆes nucl´ıdeos merecem destaque nas rea¸c˜oes CNO: o primeiro deles ´e o

N, pois com

temperaturas t´ıpicas da ordem de T = 25 × 10

K, a rea¸c˜ao

N(p,α)

C ´e 1000 vezes

mais r´apida (10

anos) do que a rea¸c˜ao

N(p,γ)

O e o ciclo CN atinge rapidamente

equil´ıbrio antes que pelo menos 1 mil´esimo da abundˆancia do pr´oton inicial dispon´ıvel

tenha sido queimada na rea¸c˜ao. O carbono

C funciona como catalisador nas rea¸c˜oes,

sendo restaurado no ﬁnal. O segundo nucl´ıdeo importante ´e o

O, que ´e produzido a

temperaturas T  25 × 10

K e destru´ıdo a temperaturas mais altas. Consequentemente,

a quantidade de

O que ser´a eventualmente levada `a superf´ıcie de estrelas nos processos

de dragagem depender´a fortemente da massa das estrelas envolvidas. A cadeia comandada

pelo nucl´ıdeo

O determina a relativa importˆancia entre os ciclos II e III do CNO atrav´es

das rea¸c˜oes

O(p,α)

N e

O(p,γ)

F. O terceiro e ´ultimo nucl´ıdeo importante nas rea¸c˜oes

CNO ´e o

O, que comanda a vaz˜ao (linha tracejada na ﬁgura 5.1) do ciclo III atrav´es

das rea¸c˜oes

O(p,γ)

F e

O(p,α)

A ﬁgura 5.2 mostra as rea¸c˜oes nucleares envolvidas nos ciclos Ne:Na e Mg:Al. Da ﬁgura

se nota que o mais importante nucl´ıdeo do s´odio, o

Na, ´e produzido atrav´es das rea¸c˜oes

Ne(p,γ)

Na e destru´ıdo atrav´es das rea¸c˜oes

Na(p,γ)

Mg e

Na(p,α)

Ne (a temper-

aturas T  60 × 10

K). No caso do ciclo Mg:Al, o principal nucl´ıdeo envolvido ´e o

Al,

sendo que o

Mg ´e o mais abundante dos nucl´ıdeos nas rea¸c˜oes. Enquanto

Mg per-

manece inalterado a temperaturas da ordem T  60 × 10

K, o is´otopo

Mg ´e quase que

completamente transformado em

Al a temperaturas T  30 × 10

K. A temperaturas

superiores, ou seja, T  50 × 10

K, as vaz˜oes do ciclo Ne:Na (linha tracejada na cadeia

Ne:Na da ﬁgura 5.2) aumentam a abundˆancia dos nucl´ıdeos

Mg,

Al e

Al, enquanto

que a temperaturas T  70 × 10

K, h´a um aumento na concentra¸c˜ao dos nucl´ıdeos

Mg,

Al e

Al devido ao r´apido decr´escimo na abundˆancia de

Mg pela captura de pr´oton.

Desta forma, a raz˜ao das taxas das rea¸c˜oes

Al(p,α)

Mg e

Al(p,γ)

Si determinam a

vaz˜ao da cadeia Mg:Al.

Explicar a origem das varia¸c˜oes de abundˆancias qu´ımicas de elementos leves (3 ≤ Z ≤ 13)

5.1 Introdu¸c˜ao 133

Figura 5.1: Rea¸c˜oes nucleares envolvidas no ciclo CNO. Figura apresentada em Arnould

et al. (1999).

Figura 5.2: Rea¸c˜oes nucleares envolvidas nos ciclos Ne:Na e Mg:Al. Figura apresentada

em Arnould et al. (1999).

5.1 Introdu¸c˜ao 134

da Tabela Peri´odica em aglomerados globulares da Gal´axia constitui-se uma das quest˜oes

fundamentais e que ainda representa um desaﬁo para os astrof´ısicos te´oricos. Do ponto de

vista te´orico dois cen´arios cl´assicos buscam explicar estas anomalias: no primeiro cen´ario

ou mixing evolutivo as varia¸c˜oes de abundˆancias ocorrem devido ao processo de migra¸c˜ao

de material processado no interior das estrelas para as superf´ıcies das mesmas atrav´es do

ciclo CNO durante os processos de dragagem instaurados na primeira ascens˜ao das estrelas

ao RGB (Iben 1964; Charbonnel 1994). No segundo cen´ario as anomalias s˜ao explicadas

com base no enriquecimento primordial que requer contamina¸c˜ao intra-aglomerado do

material onde as estrelas foram formadas (Smith 1987; Kraft 1994).

Ap´os a observa¸c˜ao de anomalias qu´ımicas tamb´em em estrelas an˜as de aglomerados glo-

bulares onde as condi¸c˜oes internas destas estrelas (M = 0.85M



: T = 25 × 10

K) n˜ao

poderiam, em princ´ıpio, levar `a igni¸c˜ao das rea¸c˜oes apresentadas nas ﬁguras 5.1 e 5.2,

o cen´ario cl´assico do mixing evolutivo se enfraqueceu. No entanto, embora os processos

f´ısicos sejam bem conhecidos, n˜ao h´a consenso sobre em quais ambientes astrof´ısicos as

cadeias CNO, Ne:Na e Mg:Al dominariam para acarretar as varia¸c˜oes de abundˆancias

qu´ımicas observadas em estrelas de aglomerados globulares. Alguns trabalhos sugerem

que o enriquecimento qu´ımico da nuvem protogal´actica que deu origem aos aglomera-

dos globulares Gal´acticos se deu por ventos de mat´eria de estrelas AGBs (Cottrell & Da

Costa 1981; Bekki et al. 2007) ou ainda por ventos de estrelas massivas de alta rota¸c˜ao

(por exemplo, Decressin et al. 2007).

M71 ´e considerado um aglomerado globular de referˆencia no estudo de popula¸c˜oes ricas

em metais do Hemisf´erio Norte. Ele tem sido alvo de estudos focados na determina¸c˜ao de

abundˆancias qu´ımicas atrav´es de fotometria DDO de estrelas gigantes (Hesser 1977; Briley

et al. 2001) e an´alises espectrosc´opicas envolvendo espectros de baixa e alta resolu¸c˜ao

de estrelas em diferentes est´agios evolutivos, desde a sequˆencia principal at´e o topo do

ramo das gigantes (Cohen 1980; Smith & Norris 1982; Leep et al. 1987; Smith & Penny

1989; Penny et al. 1992; Sneden et al. 1994; Cohen et al. 1999; Cohen 1999; Ram´ırez &

Cohen 2002; Lee et al. 2004; Lee 2005; Boesgaard et al. 2005; Yong et al. 2006). Muitos

destes trabalhos encontram que a distribui¸c˜ao de CN ´e bimodal, com CN:CH e Na:O

anticorrelacionados, al´em de varia¸c˜oes relevantes na abundˆancia de alum´ınio das estrelas

analisadas.

Nesta parte do trabalho apresentamos os resultados principais relativos `a an´alise de bandas

moleculares de CN e CH, e de outros ´ındices espectrais importantes — Ca4227, Fe4383,

, Mg

, Mgb, Fe5270, Fe5335, Fe 5406, NaD e Al3953 — em espectros de alta raz˜ao

S/N e baixa resolu¸c˜ao de um grande n´umero de estrelas de M71, desde a sequˆencia princi-

pal at´e o topo do ramo das gigantes, obtidos com o espectr´ografo GMOS do Observat´orio

5.2 An´alise 135

Gemini Norte. As observa¸c˜oes e redu¸c˜ao de dados foram detalhadas no cap´ıtulo 2 deste

trabalho. Nosso principal objetivo ´e aumentar estatisticamente o n´umero de estrelas ana-

lisadas neste aglomerado no que tange a determina¸c˜ao de parˆametros atmosf´ericos usando

fotometria e is´ocronas, al´em do estudo de 14 ´ındices espectrais visando a determina¸c˜ao

independente de metalicidade para M71 e o exame de varia¸c˜oes de abundˆancias qu´ımicas

neste aglomerado. Estimamos ainda as abundˆancias de carbono e nitrogˆenio para duas

estrelas da amostra pertencentes ao grupo CN-fraco e CN-forte, respectivamente. Nossos

resultados auxiliam na identiﬁca¸c˜ao dos ambientes astrof´ısicos propostos para explicar

as varia¸c˜oes de abundˆancias qu´ımicas observadas em estrelas de aglomerados globulares.

Fazemos ainda uma compara¸c˜ao com dados de baixa e alta resolu¸c˜ao j´a publicados na

literatura para M71.

5.2 An´alise

5.2.1 Velocidades radiais observadas e heliocˆentricas

As velocidades radiais da amostra M71 GMOS@GEMINI foram obtidas usando os c´odigos

rvidlines e fxcor do IRAF. A fun¸c˜ao rvidlines calcula a velocidade radial do espectro

determinando os deslocamentos dos comprimentos de onda das linhas espectrais obser-

vadas tendo como referˆencia os comprimentos de onda de laborat´orio destas linhas. Para

isso, usamos 17 linhas espectrais: CaII 3933.667

A, CaII 3968.470

A, HI 4101.700

A, FeI

4143.869

A, FeI 4173.315

A, CaI 4226.728

A, HI 4340.499

A, HI 4861.297

A, FeI 4920.502

A, FeI 4957.597

A, MgI 5167.321

A, MgI 5172.684

A, MgI 5183.604

A, NaI 5889.950

NaI 5895.924

A, FeI 6518.365

A e HI 6562.909

A. Ap´os obtidas as velocidades radiais

observadas o c´odigo calcula as corre¸c˜oes heliocˆentricas, desde que algumas informa¸c˜oes

b´asicas sobre a observa¸c˜ao estejam previamente deﬁnidas. Para as 145 estrelas de M71

obtivemos uma velocidade radial heliocˆentrica m´edia de v

 = −12 ± 46 kms

−1

atrav´es

do c´odigo rvidlines.

O c´odigo fxcor, por outro lado, determina as velocidades de espectros usando o m´etodo

da correla¸c˜ao cruzada de Fourier (Tonry & Davis 1979), cuja id´eia principal ´e estudar o

grau de similaridade (correla¸c˜ao cruzada) entre duas fun¸c˜oes — a fun¸c˜ao f (espectros de

referˆencia) e a fun¸c˜ao g (espectros observados). Como espectros de referˆencia utilizamos

77 objetos da biblioteca de espectros sint´eticos de Coelho et al. (2005) com metalicidade

[Fe/H] = −1.00, [α/Fe]= 0.00, 4250 ≤ T

eﬀ

≤ 5750 K e 0.00 ≤ logg ≤ 5.0 dex. Os valores

de temperatura efetiva e gravidades superﬁciais foram escolhidos para contemplar os di-

ferentes est´agios evolutivos — an˜as, sub-gigantes, estrelas do ramo horizontal e gigantes

5.2 An´alise 136

Figura 5.3: Distribui¸c˜ao das velocidades radiais heliocˆentricas de M71 obtidas atrav´es do

m´etodo de correla¸c˜ao cruzada de Fourier.

—, das estrelas da amostra.

O c´alculo da fun¸c˜ao de correla¸c˜ao foi feito para cada par estrela observada da amostra :

espectro de referˆencia, numa rela¸c˜ao 1 para 77, e a velocidade radial heliocˆentrica ﬁnal de

cada estrela foi obtida como sendo a m´edia dos valores calculados pela compara¸c˜ao com

cada espectro de referˆencia. Para as 142 estrelas para as quais foi poss´ıvel o c´alculo de

velocidade radial heliocˆentrica, estimamos uma velocidade radial heliocˆentrica m´edia de

11 ± 49 kms

−1

A diferen¸ca m´edia entre as velocidades radiais obtidas nos dois diferentes c´odigos IRAF

´e ∆v

= v

fxcor

- v

rvidlines

= 23 kms

−1

. Para efeito de compara¸c˜ao, Harris (1996) obteve

uma v

 = −22.8 ± 0.2 kms

−1

para M71. Vale destacar, por´em, os principais aspectos

sobre os nossos resultados de velocidade radial:

(i) A acur´acia na determina¸c˜ao das velocidades radiais medidas via correla¸c˜ao cruzada de

Fourier usando os espectros de referˆencia ´e menor do que 16 kms

−1

. Como os espectros

da amostra GMOS@GEMINI apresentam resolu¸c˜ao R = 2000, a acur´acia te´orica em

velocidade radial corresponde a (1/10)(c/2000) = 15 kms

−1

, o que mostra que a incerteza

prevista est´a em perfeito acordo com o espalhamento σ = 16 kms

−1

obtido na correla¸c˜ao

5.2 An´alise 137

cruzada.

(ii) Individualmente os valores mais altos de velocidade radial heliocˆentrica que foram

obtidos para a amostra (ver ﬁgura 5.3) podem ser explicados em parte pela baixa resolu¸c˜ao

dos espectros. Encontramos uma distribui¸c˜ao gaussiana para a amostra com um espal-

hamento ∼ 45 kms

−1

e interpretamos estes resultados como uma consequˆencia natural da

obten¸c˜ao de velocidades radiais a t˜ao baixa resolu¸c˜ao (R = 2000).

(iii) A acur´acia na obten¸c˜ao das velocidades radiais heliocˆentricas ´e tamb´em dependente

da calibra¸c˜ao de comprimento de onda dos espectros, ou seja, da qualidade das imagens de

lˆampadas usadas na calibra¸c˜ao. No nosso caso, as imagens de lˆampada de cada m´ascara

n˜ao estavam muito boas (baixas contagens), aliado ao fato de n˜ao terem sido observadas

na mesma noite que as imagens cient´ıﬁcas.

Considerando os aspectos acima, as velocidades radiais obtidas no presente trabalho por

correla¸c˜ao cruzada foram apenas usadas para deslocar os espectros para o comprimento

de onda de laborat´orio usando o c´odigo dopcor, ou seja, elas n˜ao foram usadas como

crit´erio de sele¸c˜ao de estrelas pertencentes ao aglomerado.

5.2.2 Temperaturas

Uma vez conhecidas as magnitudes das estrelas do programa (tabela 5.1) seguimos deter-

minando as temperaturas efetivas para a amostra. Para tanto, adotamos a calibra¸c˜ao de

Alonso et al. (1996) para as estrelas an˜as (V  17.5):

eﬀ,B−V

= 0.541 + 0.533(B − V)

+ 0.007(B − V)

− 0.019(B − V)

[Fe/H] − 0.047[Fe/H]−

−0.011[Fe/H]

, (5.1)

e de Alonso et al. (1999, 2001) para as estrelas gigantes em dois diferentes casos:

eﬀ,B−V

= 0.5716 + 0.5404(B − V)

− 0.06126(B − V)

− 0.04862(B − V)

[Fe/H]−

−0.011777[Fe/H] − 0.007969[Fe/H]

, (5.2)

se (B-V)

≤ 0.70, do contr´ario:

eﬀ,B−V

= 0.6177 + 0.4354(B − V)

− 0.004025(B − V)

+ 0.05204(B − V)

[Fe/H]−

−0.1127[Fe/H] − 0.01385[Fe/H]

, (5.3)

5.2 An´alise 138

0 0.5 1 1.5

4000

6000

8000

Figura 5.4: Calibra¸c˜oes de temperatura para estrelas gigantes (Alonso et al. 1999, 2001,

c´ırculos e quadrados) e para estrelas an˜as (Alonso et al. 1996, triˆangulos) entre 0 ≤ (B-V)

≤ 1.5 e [Fe/H] = −0.73.

onde:

eﬀ

5040

eﬀ,B−V

(5.4)

As calibra¸c˜oes acima s˜ao fun¸c˜oes polinomiais que dependem da cor e da metalicidade das

estrelas. Para corrigir as magnitudes do avermelhamento interestelar adotamos E(B-V)

= 0.27 (Geﬀert & Maintz 2000) e [Fe/H] = −0.73 (Harris 1996) como valor inicial de

metalicidade. As incertezas nas temperaturas s˜ao dadas pelas incertezas nas calibra¸c˜oes,

tipicamente σ = 150 K. A calibra¸c˜ao 5.1 implica que um erro de 0.03 mag na cor resulta

em um erro m´edio de 2.5% na T

eff

, enquanto que um erro de 0.3 dex em [Fe/H] implica

uma varia¸c˜ao de 1.3% na temperatura efetiva. A ﬁgura 5.4 mostra o comportamento

das fun¸c˜oes polinomiais acima usadas para obter as temperaturas, onde se vˆe a relativa

dependˆencia da temperatura com a cor intr´ınseca.

5.2 An´alise 139

5.2.3 Gravidades superﬁciais

Para a determina¸c˜ao das gravidades superﬁciais para as estrelas gigantes da amostra (V

 17.5) usamos a rela¸c˜ao cl´assica de logg envolvendo parˆametros fundamentais como a

temperatura, massa e magnitude bolom´etrica de cada estrela:

log g

∗

= 4.44 + 4 log(T

∗



) + 0.4(M

bol

− 4.75) + log(M

∗



), (5.5)

com T



= 5780 K, M

∗

= 0.80 M



, M

bol

= 4.75 e adotando (m-M)

= 13.60 e E(B-V)

= 0.27 de Geﬀert & Maintz (2000), juntamente com as corre¸c˜oes bolom´etricas de Alonso

et al. (1999, 2001).

Para as estrelas an˜as (V  17.5) as gravidades superﬁciais foram calculadas por inter-

pola¸c˜ao das cores intr´ınsecas (B-V)

numa is´ocrona de 12 bilh˜oes de ano, [Fe/H] = −0.68

e [α/Fe] = 0.00 (Kim et al. 2002), que foi a melhor is´ocrona ajustada ao DCM de M71.

As incertezas nas gravidades superﬁcias fotom´etricas obtidas pela equa¸c˜ao cl´assica s˜ao

da ordem de σ = ±0.30 dex, como consequˆencia de uma incerteza σ

bol

≈ 0.30 mag na

magnitude bolom´etrica devido a ±0.05 mag de incerteza na extin¸c˜ao interestelar A

basicamente 30% de incerteza no m´odulo de distˆancia. A tabela 5.1 apresenta a magnitude

visual V, as cores, a magnitude bolom´etrica, a gravidade superﬁcial e a temperatura efetiva

para cada estrela.

Tabela 5.1: Magnitude, cores e parˆametros atmosf´ericos

para as estrelas do programa: identiﬁca¸c˜ao das estrelas

(1, como dado em Cudworth (1985)), coordenadas das es-

trelas J2000 (2)-(3), magnitude V (4), cores das estrelas

(5)-(6), magnitude bolom´etrica (7), gravidades superﬁci-

ais [dex] (8) e temperaturas [K] (9).

ID α δ V B-V (B-V)

bol

logg T

B−V

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

155 : KC-141 298.4016 +18.75612 15.34 1.23 0.960 1.370 2.63 4709

138 : KC-127 298.3995 +18.79042 14.44 1.07 0.800 0.602 2.43 5000

114 : KC-136 298.3962 +18.76293 14.80 1.22 0.950 0.839 2.43 4726

253 : KC-119 298.4147 +18.81320 14.52 1.11 0.840 0.650 2.42 4924

1468

†

: ... 298.4188 +18.77991 17.30 0.81 0.540 3.723 3.94 5799

367 : KC-343 298.4335 +18.79543 16.33 0.63 0.360 2.914 3.81 6500

327 : 1-73 298.4268 +18.78301 14.79 1.20 0.930 0.846 2.44 4761

346 : KC-215 298.4298 +18.79586 15.30 0.97 0.700 1.539 2.88 5202

5.2 An´alise 140

Tabela 5.1 – continua¸c˜ao

ID α δ V B-V (B-V)

bol

logg T

B−V

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

356 : 1-71 298.4318 +18.79003 13.54 1.44 1.170 -0.627 1.71 4375

221 : 1-109 298.4103 +18.77245 14.87 1.24 0.970 0.891 2.44 4691

207 : 1639 298.4085 +18.79252 17.00 0.75 0.480 3.477 3.90 6012

291 : 1-95 298.4206 +18.76555 13.30 1.29 1.020 -0.723 1.76 4608

306 : 1-75 298.4229 +18.79264 14.85 1.29 1.020 0.827 2.38 4608

751 : 1289 298.4129 +18.78219 17.83 0.84 0.570 4.227 4.47 5705

3791

†

: ... 298.4245 +18.79684 16.83 1.07 0.800 2.992 3.39 5000

1936 : 1280 298.4169 +18.77425 17.45 0.95 0.680 3.745 3.81 5366

390 : 1-66 298.4382 +18.77940 13.01 1.40 1.130 -1.117 1.54 4435

1511 : 1-113 298.4403 +18.79596 12.43 1.80 1.530 -2.222 0.87 3903

1124 : 1-88 298.4363 +18.76084 14.26 0.99 0.720 0.484 2.44 5161

69 : KC-202 298.4608 +18.81061 15.17 1.12 0.850 1.292 2.67 4905

7677 : 1346 298.4740 +18.79896 18.14 0.86 0.590 4.517 4.50 5634

†

: ... 298.4469 +18.77311 17.30 0.71 0.440 3.813 4.08 6165

488

†

: ... 298.4532 +18.78136 16.83 0.76 0.490 3.298 3.82 5976

7277 : KC-336 298.4665 +18.79440 ... ... ... ... ... ...

1351 : 1-45 298.4507 +18.79796 12.36 1.76 1.490 -2.221 0.89 3950

573 : KC-196 298.4697 +18.79116 15.60 1.17 0.900 1.681 2.80 4814

505 : 1-34 298.4574 +18.78078 14.45 1.05 0.780 0.628 2.46 5039

1556 : 1-46 298.4642 +18.79901 12.29 1.75 1.480 -2.275 0.88 3962

7498 : A4 298.4715 +18.77711 12.20 1.69 1.420 -2.271 0.91 4036

917 : KC-200 298.4624 +18.80419 15.53 1.30 1.030 1.498 2.64 4592

1796 : 1134 298.4556 +18.80151 18.69 0.83 0.560 5.097 4.45 5741

458 : 1-43 298.4485 +18.79111 14.26 1.06 0.790 0.430 2.37 5020

6761 : ... 298.4591 +18.77784 ... ... ... ... ... ...

566 : KC-363 298.4681 +18.77355 16.36 1.43 1.160 2.203 2.85 4390

439 : ... 298.4450 +18.77383 ... ... ... ... ... ...

619 : 1355 298.4770 +18.79714 17.94 0.80 0.530 4.377 4.37 5852

1235 : 1670 298.4834 +18.79839 16.77 0.86 0.590 3.148 3.66 5635

640 : 1-48 298.4814 +18.79968 14.39 1.07 0.800 0.552 2.41 5000

122 : KC-303 298.3969 +18.77009 16.01 0.81 0.540 2.433 3.42 5799

1035 : 1600 298.3999 +18.77520 17.57 0.95 0.680 3.855 4.59 5336

787 : 1-59 298.4237 +18.80803 14.63 1.30 1.030 0.598 2.28 4592

292 : X 298.4207 +18.73372 14.40 1.07 0.800 0.562 2.42 5000

258 : KC-152 298.4158 +18.73698 15.03 1.26 0.990 1.034 2.48 4658

2984

†

: ... 298.4104 +18.77345 17.02 0.84 0.570 3.416 3.78 5699

328

†

: ... 298.4270 +18.75018 16.52 0.70 0.430 3.042 3.78 6205

1060 : ... 298.4140 +18.77067 ... ... ... ... ... ...

1294 : ... 298.4180 +18.78680 ... ... ... ... ... ...

792

†

: ... 298.4254 +18.79479 16.64 1.03 0.760 2.833 3.35 5079

5.2 An´alise 141

Tabela 5.1 – continua¸c˜ao

ID α δ V B-V (B-V)

bol

logg T

B−V

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

13 : 1-79 298.4087 +18.77783 13.99 1.43 1.160 -0.167 1.90 4390

232

†

: ... 298.4123 +18.77188 16.84 1.06 0.790 3.010 3.40 5020

402 : 1-87 298.4396 +18.76128 14.37 1.05 0.780 0.548 2.42 5039

4126 : ... 298.4290 +18.77043 ... ... ... ... ... ...

1633 : KC-374 298.4338 +18.78996 16.27 1.23 0.960 2.300 3.01 4709

2001 : 1-103 298.4317 +18.76827 14.33 0.87 0.600 0.698 2.67 5604

1873 : ... 298.4356 +18.78181 ... ... ... ... ... ...

10387 : KC-267 298.4380 +18.77221 15.69 0.44 0.170 2.443 3.87 7499

1958 : ... 298.4417 +18.77365 ... ... ... ... ... ...

921

†

: ... 298.4650 +18.77283 16.53 0.72 0.450 3.034 3.76 6126

526 : 1-53 298.4607 +18.81613 12.97 1.61 1.340 -1.392 1.31 4138

484 : 1-55 298.4526 +18.80644 14.26 1.10 0.830 0.398 2.33 4943

6548 : 2071 298.4558 +18.80534 19.85 1.05 0.780 6.027 4.65 5039

1181 : 1058 298.4628 +18.79180 17.79 0.80 0.530 4.227 4.37 5852

1785 : 1-36 298.4463 +18.77901 12.79 1.25 0.980 -1.197 1.60 4675

11860 : ... 298.4575 +18.80072 ... ... ... ... ... ...

5871 : ... 298.4479 +18.79313 ... ... ... ... ... ...

6079 : ... 298.4502 +18.77050 ... ... ... ... ... ...

7299 : ... 298.4678 +18.80609 ... ... ... ... ... ...

7453 : ... 298.4694 +18.80521 ... ... ... ... ... ...

1214 : 2084 298.4746 +18.80516 19.00 0.91 0.640 5.327 4.56 5465

951 : 2080 298.4727 +18.80355 18.08 0.77 0.500 4.546 4.31 5967

2154 : ... 298.4710 +18.78277 ... ... ... ... ... ...

1219 : 1356 298.4765 +18.79601 17.92 0.98 0.710 4.173 4.62 5243

1716 : ... 298.4827 +18.79184 ... ... ... ... ... ...

8009 : ... 298.4805 +18.79990 ... ... ... ... ... ...

654 : 1669 298.4843 +18.80037 17.26 1.28 1.010 3.246 3.35 4624

1926 : 1633 298.4001 +18.78803 17.28 1.01 0.740 3.489 3.63 5120

3 : 1995 298.3983 +18.77371 16.92 1.11 0.840 3.050 3.38 4924

338 : 1-107 298.4283 +18.77441 13.70 1.13 0.860 -0.186 2.08 4887

391 : KC-234 298.4385 +18.76578 15.59 0.12 0.150 ... ... ...

223 : KC-300 298.4105 +18.77746 16.11 1.12 0.850 2.232 3.05 4905

314 : ... 298.4240 +18.79783 ... ... ... ... ... ...

1325 : 1-70 298.4343 +18.78580 14.43 1.09 0.820 0.576 2.41 4962

294 : 1308 298.4210 +18.79190 16.31 0.83 0.560 2.715 3.51 5732

4448 : ... 298.4327 +18.78299 ... ... ... ... ... ...

10218 : ... 298.4360 +18.78151 ... ... ... ... ... ...

3915 : ... 298.4260 +18.78303 ... ... ... ... ... ...

813 : ... 298.4306 +18.77201 ... ... ... ... ... ...

266 : KC-223 298.4171 +18.77581 15.54 0.96 0.690 1.826 3.04 5338

5.2 An´alise 142

Tabela 5.1 – continua¸c˜ao

ID α δ V B-V (B-V)

bol

logg T

B−V

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

256 : KC-224 298.4154 +18.76982 15.13 0.63 0.360 1.714 3.33 6500

1934 : ... 298.4136 +18.78399 ... ... ... ... ... ...

206 : 1604 298.4084 +18.77378 16.83 0.87 0.600 3.198 3.67 5604

407 : 1-65 298.4402 +18.78101 14.20 1.31 1.040 0.159 2.10 4575

1693 : ... 298.4683 +18.80594 ... ... ... ... ... ...

1818 : ... 298.4662 +18.80561 ... ... ... ... ... ...

6868 : ... 298.4617 +18.80363 ... ... ... ... ... ...

1210 : 1342 298.4741 +18.80269 18.50 0.83 0.560 4.907 4.45 5741

2013 : ... 298.4565 +18.80247 ... ... ... ... ... ...

1161 : ... 298.4523 +18.80226 ... ... ... ... ... ...

6786 : ... 298.4601 +18.73407 ... ... ... ... ... ...

12299 : ... 298.4637 +18.78218 ... ... ... ... ... ...

888

†

: ... 298.4543 +18.78301 17.39 1.37 1.100 3.293 3.32 4481

7505 : ... 298.4702 +18.79745 ... ... ... ... ... ...

7573 : ... 298.4724 +18.79126 ... ... ... ... ... ...

452 : 1-21 298.4475 +18.76873 13.02 1.49 1.220 -1.200 1.45 4302

10927 : ... 298.4456 +18.77864 ... ... ... ... ... ...

5964 : ... 298.4495 +18.77822 ... ... ... ... ... ...

1897 : ... 298.4584 +18.77371 ... ... ... ... ... ...

613 : 1378 298.4761 +18.78647 17.57 0.89 0.620 3.917 4.53 5531

641 : KC-191 298.4816 +18.79488 15.01 1.20 0.930 1.066 2.53 4761

651 : KC-170 298.4838 +18.75471 15.57 1.14 0.870 1.676 2.82 4868

720 : KC-125 298.4006 +18.79778 15.32 1.12 0.850 1.442 2.73 4905

4 : 2021 298.3983 +18.78664 17.59 0.96 0.690 3.865 4.60 5305

399 : 1-81 298.4392 +18.77778 13.69 1.41 1.140 -0.447 1.80 4419

1282 : KC-298 298.4108 +18.79258 16.15 1.22 0.950 2.189 2.97 4726

1081 : ... 298.4221 +18.77992 ... ... ... ... ... ...

829 : KC-265 298.4352 +18.77724 15.50 1.25 0.980 1.513 2.68 4675

4482 : ... 298.4329 +18.79019 ... ... ... ... ... ...

1486 : ... 298.4293 +18.77786 ... ... ... ... ... ...

3909 : ... 298.4273 +18.78753 ... ... ... ... ... ...

1087 : ... 298.4247 +18.77539 ... ... ... ... ... ...

387 : ... 298.4374 +18.79451 ... ... ... ... ... ...

778 : ... 298.4201 +18.78474 ... ... ... ... ... ...

2045 : ... 298.4178 +18.78361 ... ... ... ... ... ...

1292

†

: ... 298.4159 +18.77535 17.31 1.19 0.920 3.374 3.46 4778

242 : 1281 298.4135 +18.77435 17.56 0.99 0.720 3.803 4.62 5213

212 : KC-128 298.4089 +18.78764 15.19 1.37 1.100 1.093 2.44 4481

5412 : ... 298.4417 +18.78268 ... ... ... ... ... ...

574 : ... 298.4698 +18.80458 ... ... ... ... ... ...

5.2 An´alise 143

Tabela 5.1 – continua¸c˜ao

ID α δ V B-V (B-V)

bol

logg T

B−V

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

78 : 1341 298.4731 +18.80265 18.08 0.79 0.520 4.526 4.34 5890

1561 : ... 298.4658 +18.80221 ... ... ... ... ... ...

1894 : ... 298.4537 +18.80117 ... ... ... ... ... ...

881 : KC-252 298.4516 +18.78288 15.38 0.69 0.420 1.911 3.34 6245

7014 : ... 298.4625 +18.78173 ... ... ... ... ... ...

11907 : ... 298.4568 +18.79274 ... ... ... ... ... ...

523 : ... 298.4605 +18.78475 ... ... ... ... ... ...

2229 : ... 298.4750 +18.78421 ... ... ... ... ... ...

2153 : ... 298.4674 +18.79044 ... ... ... ... ... ...

513 : 1-11 298.4587 +18.76193 14.81 1.19 0.920 0.874 2.46 4778

5843 : 1-42 298.4474 +18.78542 14.22 1.02 0.750 0.421 2.39 5099

11331 : ... 298.4495 +18.77523 ... ... ... ... ... ...

1144 : ... 298.4455 +18.78746 ... ... ... ... ... ...

1815 : ... 298.4642 +18.77378 ... ... ... ... ... ...

616 : 1158 298.4767 +18.77737 17.50 0.89 0.620 3.850 3.91 5542

8076 : ... 298.4831 +18.79152 ... ... ... ... ... ...

1409 : ... 298.4810 +18.79049 ... ... ... ... ... ...

5.2.4

Indices espectrais

Em espectros de baixa resolu¸c˜ao a medida e an´alise de ´ındices espectrais ´e crucial para

corretamente interpretarmos a hist´oria de evolu¸c˜ao qu´ımica de popula¸c˜oes estelares em

gal´axias.

Os ´ındices espectrais deste trabalho foram medidos utilizando o c´odigo LECTOR, do Pro-

fessor Alexandre Vazdekis do Instituto de Astrof´ısica das Can´arias, na Espanha (Vazdekis

et al. 2003). O c´odigo determina as pseudo larguras equivalentes dos ´ındices, uma

vez deﬁnidos dois pseudo-cont´ınuos — um na regi˜ao azul e outro na regi˜ao vermelha em

torno da regi˜ao central deﬁnida por cada ´ındice. Na tabela 5.2 apresentamos as bandas

usadas para deﬁnir cada ´ındice (Worthey et al. 1994; Worthey & Ottaviani 1997; Serven

et al. 2005).

Como ilustra a ﬁgura 5.5 para H

, a banda central do ´ındice deﬁne o seu respectivo

ﬂuxo m´edio F

ind

e uma interpola¸c˜ao linear entre os ﬂuxos m´edios de cada pseudo-cont´ınuo

deﬁne o pseudo-cont´ınuo F

. Desta forma o ´ındice espetral ´e calculado pela raz˜ao de ﬂuxos

ind

na banda central. Caso o ´ındice esteja deﬁnido em unidades de [

A], como ´e o caso

dos ´ındices que caracterizam linhas atˆomicas, temos que:

5.2 An´alise 144

Tabela 5.2: Deﬁni¸c˜ao dos ´ındices

Indice Pseudo-cont´ınuo no azul Central Pseudo-cont´ınuo no vermelho

(1) (2) (3) (4)

4081.375 4118.875 4143.375 4178.375 4245.375 4285.375

4085.125 4097.625 4143.375 4178.375 4245.375 4285.375

Ca4227 4212.250 4221.000 4223.500 4236.000 4242.250 4252.250

G4300 4267.625 4283.875 4282.625 4317.625 4320.125 4336.375

Fe4383 4360.375 4371.625 4370.375 4421.625 4444.125 4456.625

−

beta 4827.875 4847.875 4847.875 4876.625 4876.625 4891.625

4895.125 4957.625 5069.125 5134.125 5301.125 5366.125

4895.125 4957.625 5154.125 5196.625 5301.125 5366.125

Mgb 5142.625 5161.375 5160.125 5192.625 5191.375 5206.375

Fe5270 5233.150 5248.150 5245.650 5285.650 5285.650 5318.150

Fe5335 5304.625 5315.875 5312.125 5352.125 5353.375 5363.375

Fe5406 5376.250 5387.500 5387.500 5415.000 5415.000 5425.000

NaD 5862.375 5877.375 5878.625 5911.125 5923.875 5949.875

Al3953 3937.600 3967.400 3921.300 3935.500 3969.500 3987.000

ang





1 −

ind

(λ)



dλ, (5.6)

No entanto, se os ´ındices forem deﬁnidos atrav´es de bandas moleculares, as grandezas

usadas s˜ao deﬁnidas em unidades de magnitude [mag], o que permite que a equa¸c˜ao 5.6

seja reescrita da seguinte forma:

mag

= −2.5log



∆λ



ind

(λ)

dλ



, (5.7)

onde ∆λ = λ

− λ

Para os espectros GMOS@GEMINI de baixa resolu¸c˜ao do aglomerado globular rico em

metais M71 medimos 70 ´ındices de abundˆancias para cada estrela. Discutiremos aqui os

resultados para 14 deles, considerados os mais importantes: CN (CN

[mag], CN

[mag]),

Ca4227 [

A], G4300:CH [mag], Fe4383 [

A], H

[

A], Mg (Mg

[mag], Mg

[mag], Mgb [

A]),

Fe5270 [

A], Fe5335 [

A], Fe 5406 [

A], NaD [

A] e Al3953 [

A].

As incertezas sobre cada ´ındice foram medidas pelo pr´oprio c´odigo LECTOR (Cardiel et al.

1998) aplicando a estat´ıstica de Poisson aos espectros de contagens das estrelas, ou seja,

nos espectros imediatamente anteriores ao processo de calibra¸c˜ao em ﬂuxo, com ganho 2

5.2 An´alise 145

Figura 5.5: Painel superior: espectro de M71 com ´ındices identiﬁcados. Painel inferior:

demonstra¸c˜ao de como ´e feito o c´alculo de um ´ındice espectral usando o ´ındice de H

para

um dos espectros de M71. A banda central (regi˜ao sombreada em verde com linhas hori-

zontais) e os pseudo-cont´ınuos no azul (regi˜ao sombreada em azul com linhas inclinadas)

e no vermelho (regi˜ao sombreada em vermelho com linhas inclinadas) s˜ao apresentados.

O ﬂuxo m´edio em cada pseudo-cont´ınuo ´e usado para linearmente interpolar o pseudo-

cont´ınuo atrav´es da banda central. O ´ındice ´e calculado atrav´es da raz˜ao de ﬂuxos no

cont´ınuo (F

) e na banda central (F

ind

) integrados entre λ

e λ

5.3 Resultados 146

−

/ADU e ru´ıdo de leitura de 4.66 e

−

. Como as incertezas de Poisson s˜ao subestimadas,

obtivemos tamb´em a dispers˜ao em torno da m´edia das medidas de cada ´ındice, uma vez

que estas representam melhor as incertezas globais envolvidas. Nas tabelas B.1, B.2 e B.3

apresentamos os ´ındices calculados com as respectivas incertezas de Poisson.

5.3 Resultados

Devido principalmente `as diferentes distˆancias das fendas (slits) em rela¸c˜ao ao bisector

das m´ascaras confeccionadas para a observa¸c˜ao GMOS@GEMINI, a cobertura em com-

primento de onda dos espectros GEMINI/GMOS de M71 varia de estrela para estrela.

Al´em disso, como s˜ao usados trˆes CCD’s, cada espectro individual apresenta dois hiatos

(gaps) de aproximadamente 0.5 mm ao longo da escala de comprimento de onda. Estes

fatos isolados somados `a qualidade dos espectros (raz˜ao sinal-ru´ıdo) e a probabilidade P

de pertinˆencia das estrelas ao aglomerado foram os fatores usados na sele¸c˜ao da amostra

para a an´alise dos ´ındices:

(i): Cada espectro individual de M71 foi inspecionado atentando-se para as bandas

mostradas na tabela 5.2 e se as mesmas coincidiam com as descontinuidades dos espectros

por conta da separa¸c˜ao entre os trˆes CCDs. Nestes casos, notamos que valores absurdos

dos ´ındices espectrais foram obtidos e, portanto, as respectivas estrelas foram descartadas.

(ii): Ap´os v´arios testes, limitamos a trabalhar na an´alise dos ´ındices apenas para as

estrelas mais brilhantes da amostra (V < 15.5).

(iii): Foram analisadas apenas as estrelas com alta probabilidade de pertinˆencia ao

aglomerado (P ≥ 80%).

Seguindo estes crit´erios de sele¸c˜ao seguem abaixo os nossos principais resultados.

5.3.1 CN e CH

Como apresentado na tabela 5.2 os ´ındices CN

e CN

medem a intensidade da banda

de absor¸c˜ao de CN em 4150

A e se diferenciam apenas pela deﬁni¸c˜ao do cont´ınuo azul

(CN

azul

> CN

azul

). Como os ´ındices CN

apresentam maior cobertura em comprimento

de onda eles foram adotados como indicadores da intensidade de CN neste trabalho.

As ﬁguras 5.6a,b apresentam os resultados de CN

como uma fun¸c˜ao da magnitude e

da cor intr´ınseca, respectivamente, com as estrelas identiﬁcadas nas ﬁguras. A amostra

selecionada apresenta uma sequˆencia de estrelas com CN-fraco (c´ırculos abertos) e outra

5.3 Resultados 147

caracterizada pelo CN-forte (c´ırculos fechados), ou seja, a distribui¸c˜ao de CN nestas

ﬁguras ´e claramente bimodal. A sequˆencia CN-forte ´e uma indica¸c˜ao da alta quantidade

de nitrogˆenio na atmosfera destas estrelas e, como esperado, em cada fam´ılia de CN as

estrelas com temperaturas mais baixas apresentam valores mais altos de CN. Pelas ﬁguras

nota-se que as estrelas 1556 e 1351 parecem n˜ao seguir o comportamento geral da fam´ılia

CN-fraco a uma dada magnitude ou cor intr´ınseca. Isso se deve ao fato de que os seus

pseudo-cont´ınuos no vermelho foram um pouco afetados pela presen¸ca de um dos hiatos

dos espectros, baixando signiﬁcativamente suas medidas ﬁnais de CN

. Para as estrelas

da fam´ılia CN-forte encontramos CN = 0.19 ± 0.04 (N = 8 estrelas), enquanto para a

sequˆencia CN-fraco determinamos CN = 0.04 ± 0.04 (N = 20 estrelas), sendo que as

estrelas 1351 e 1556 n˜ao foram levadas em conta para o c´alculo do valor m´edio do grupo

CN-fraco.

Na ﬁgura 5.7 apresentamos a localiza¸c˜ao das estrelas CN-forte (estrelas) e CN-fraco

(c´ırculos fechados) no DCM de M71 para as estrelas com V<15.5. Estrelas mais fra-

cas (V>15.5, quadrados cheios) s˜ao tamb´em mostradas na ﬁgura, por´em n˜ao h´a distin¸c˜ao

alguma entre as suas intensidades de CN, o que ´e parcialmente explicado pela baixa raz˜ao

S/N dos espectros, aliado ao fato de que as estrelas subgigantes e an˜as s˜ao mais quentes.

A ﬁgura 5.8 mostra o comportamento do ´ındice CN

em fun¸c˜ao da gravidade superﬁcial,

onde se nota a clara separa¸c˜ao CN-forte:CN-fraco para as estrelas do RGB. Outra car-

acter´ıstica interessante da ﬁgura 5.8 ´e que as estrelas 526 (V = 12.97 : (B-V)

= 1.34),

390 (V = 13.01 : (B-V)

= 1.13) e 291 (V = 13.30 : (B-V)

= 1.02) apresentam valores

mais altos nas bandas de CN em rela¸c˜ao as outras estrelas do RGB. No DCM de M71

(ﬁgura 5.7) estas estrelas parecem pertencer ao AGB, sendo assim, os seus valores mais

altos de CN podem ser interpretadas como uma assinatura de processos de dragagem

adicionais nestas estrelas. Como os espectros das estrelas an˜as apresentam baixa raz˜ao

S/N, n˜ao foi poss´ıvel assinalar sobre a bimodalidade de CN nas mesmas. No entanto,

Cohen (1999) estudou o comportamento de CN:CH em estrelas da sequˆencia principal

de M71 e encontrou bimodalidade e anticorrela¸c˜oes nas bandas moleculares de CN:CH

nestas estrelas.

O ´ındice CH ou banda G em 4300

A ´e um tra¸cador de carbono. Este ´ındice ´e importante

pois o seu comportamento ao longo do diagrama cor-magnitude de um aglomerado pode

revelar informa¸c˜oes importantes sobre os processos de mixing ao longo dos v´arios est´agios

evolutivos das estrelas. Na ﬁgura 5.9 mostramos o ´ındice G4300 em fun¸c˜ao da magnitude.

Os s´ımbolos s˜ao os mesmos usados nas ﬁguras 5.6a,b onde as sequˆencias CN-forte e CN-

fraco s˜ao representadas por c´ırculos cheios e abertos, respectivamente. Exceto para a

estrela 291, que apresenta CN e CH forte, todas as estrelas CN-forte tendem a apresentar

5.3 Resultados 148

Figura 5.6: (a): CN

versus magnitude V e (b) CN

versus (B-V)

para a amostra de M71,

destacando o locus CN-forte (c´ırculos cheios) e CN-fraco (c´ırculos abertos). As barras de

erro correspondem ao desvio padr˜ao das medidas.

5.3 Resultados 149

Figura 5.7: Diagrama cor-magnitude (V,B-V) de M71 mostrando o grupo CN-forte (estre-

las) e CN-fraco (c´ırculos cheios). As estrelas an˜as e subgigantes apresentadas (quadrados

cheios) n˜ao permitem qualiﬁca¸c˜ao de grupo com base em suas respectivas intensidades de

CN.

5.3 Resultados 150

Figura 5.8:

Indice CN

em fun¸c˜ao da gravidade superﬁcial. V´e-se que, em decorrˆencia

da baixa raz˜ao S/N, as estrelas com V > 15.5 (logg  2.4) n˜ao apresentam uma clara

separa¸c˜ao CN-forte:CN-fraco. As barras de erro s˜ao como discutidas no texto.

5.3 Resultados 151

Figura 5.9: Banda G4300 em fun¸c˜ao da magnitude, onde os grupos CN-forte (c´ırculos

cheios) e CN-fraco (c´ırculos abertos) est˜ao apresentados separadamente. As barras de

erro s˜ao como discutidas no texto.

valores mais baixos de CH, enquanto que as estrelas CN-fraco tendem a apresentar valores

mais altos de CH. Este comportamento geral conﬁma a conhecida anticorrela¸c˜ao CN-CH

em estrelas de aglomerados globulares (por exemplo, Dickens et al. 1979; Smith 1987; Kraft

1994; Gratton et al. 2004, e referˆencias listadas). Notar, por´em, que embora as estrelas

2001, 458, 505 e 7498 apresentem alta probabilidade de pertinˆencia a M71, elas tendem

a apresentar valores mais baixos de CH do que as outras estrelas CH-fraco da amostra.

As trˆes primeiras estrelas pertencem ao HB de M71, o que sugere que a bimodalidade na

banda molecular de CN ´e tamb´em detectada no HB. A ﬁgura 5.10 apresenta um exemplo

da bimodalidade em CN seguida da anticorrela¸c˜ao CN-CH para duas estrelas de M71 com

magnitude visual e temperatura efetiva similares. A estrela gigante 390, classiﬁcada como

CN-forte (T = 4435 K : CN = 0.24 : CH = 6.18), apresenta CN mais alto e CH mais

baixo do que a estrela 399, classiﬁcada como CN-fraco (T = 4419 : CN = 0.04 : CH =

6.62).

5.3.2

Indices de ferro

N´os medimos os ´ındices Fe4383, o qual ´e dominado por esp´ecies de ferro, carbono e

magn´esio, al´em do Fe5270, Fe5335, Fe5406, Mg

, Mg

e Mgb. Usamos Fe = (Fe4383

5.3 Resultados 152

CN-strong : Star 390 : V = 13.01 mag : T = 4434 K

CN-weak : Star 399 : V = 13.69 : T = 4419 K

Figura 5.10: Estrelas 390 (linha cheia, CN-forte) e 399 (linha pontilhada, CN-fraco) de

M71 mostrando a regi˜ao das bandas moleculares de CN e CH.

+ Fe5270 + Fe5335 + Fe5406)/4 e Mg

como os indicadores de ferro deste grupo. Estes

´ındices s˜ao bastante usados no estudo de s´ıntese de popula¸c˜oes de gal´axias. A ﬁgura

5.11 exibe o comportamento do ´ındice Mg

em fun¸c˜ao da banda molecular de CN e da

temperatura efetiva, respectivamente. Nesta ﬁgura vˆe-se que ambas as sequˆencias CN-

forte e CN-fraco correspondem a ´ındices de Mg

≥ 0.05 mag e que Mg

tende a ser mais

alto para as estrelas mais frias (T

eﬀ

≤ 4300 K).

5.3.3 Ca4227

Este ´ındice ´e bastante usado no estudo de popula¸c˜oes estelares em gal´axias, onde o c´alcio

´e considerado um elemento representativo na determina¸c˜ao de abundˆancias qu´ımicas dos

elementos-α (por exemplo, Thomas et al. 2003; Prochaska et al. 2005). Encontramos

Ca4227 = 1.15 ± 0.75

A para 32 estrelas no intervalo de 12 ≤ V ≤ 15.5 e com proba-

bilidade P ≥80% de pertinˆencia a M71.

As ﬁguras 5.12 e 5.13 mostram o comportamento do ´ındice Ca4227 como uma fun¸c˜ao da

eﬀ

e, respectivamente, dos ´ındices Fe e Mg

, indicadores de metalicidade na amostra.

Comparando as ﬁguras 5.11 e 5.12, nota-se uma similaridade entre o comportamento geral

5.3 Resultados 153

Figura 5.11: Painel superior: ´ındice Mg

versus CN

. Painel inferior: ´ındice Mg

versus

eﬀ

. As barras de erro s˜ao como discutidas no texto.

5.3 Resultados 154

Figura 5.12:

Indice de Ca4227 como uma fun¸c˜ao da tempertaura efetiva. As barras de

erro s˜ao como discutidas no texto.

dos ´ındices Mg

e Ca4227 com a temperatura efetiva, o que explica o comportamento

quase linear entre os ´ındices Ca4227 e Mg

na ﬁgura 5.13. Pelo comportamento geral dos

´ındices nas ﬁguras, nota-se que as estrelas mais frias e com ´ındices met´alicos mais altos

tendem a apresentar valores mais altos de Ca4227. Estas ﬁguras evidenciam tamb´em que

os ´ındices met´alicos Fe e Mg

apresentam dependˆencia n˜ao-linear no regime de mais

baixa temperatura.

5.3.4 H

O ´ındice H

´e amplamente usado como um forte indicador de idade nos estudos de pop-

ula¸c˜oes estelares em gal´axias, sendo relativamente sens´ıvel a temperatura e a gravidade

superﬁcial. Encontramos para a amostra M71 um valor m´edio H

 = 1.38 ± 0.35

A (N

= 24 estrelas). Notamos que para estrelas com V < 14 h´a uma alta dispers˜ao nos valores

de H

. Este efeito parece ser real dado que as ﬁguras 5.14a,b sugerem alta dispers˜ao do

´ındice H

para estrelas mais frias que 4500 K.

5.3 Resultados 155

Figura 5.13: Painel superior: Ca4227 versus <Fe>, com Fe = (Fe4383 + Fe5270 +

Fe5335 + Fe5406)/4. Painel inferior: Ca4227 versus Mg

. As barras de erro s˜ao como

discutidas no texto.

5.3 Resultados 156

Figura 5.14: (a):

Indice H

em fun¸c˜ao da magnitude V e (b): H

versus T

eﬀ

. As barras

de erro s˜ao como discutidas no texto.

5.3 Resultados 157

5.3.5 NaD e Al3953

Os ´ındices NaD e Al3953 desta an´alise foram deﬁnidos em Worthey et al. (1994) e Serven

et al. (2005), respectivamente. Como apresentado na tabela 2 de Serven et al. (2005),

o novo ´ındice Al3953 apresenta alta resposta espectral `as abundˆancias de alum´ınio. To-

davia, embora ambos os ´ındices sejam importantes no entendimento das varia¸c˜oes de

abundˆancias em popula¸c˜oes estelares, eles s˜ao compostos de linhas de ressonˆancia e s˜ao

altamente sens´ıveis a efeitos da absor¸c˜ao interestelar. Estes efeitos precisam ser levados

em considera¸c˜ao ao interpretar os resultados destes dois ´ındices. Para a amostra de M71

encontramos valores m´ediso de NaD = 4.60 ± 2.38

A (N = 28 estrelas) e Al3953 =

2.76± 1.35

A (N = 25 estrelas).

A ﬁgura 5.15 apresenta os valores de NaD e Al3953 como uma fun¸c˜ao da banda molecular

de CN, enquanto a ﬁgura 5.16 apresenta o comportamento dos ´ındices NaD e Mg

fun¸c˜ao do ´ındice Al3953.

5.3.6 Fitting functions ou fun¸c˜oes de ajuste

Em Astrof´ısica, as fun¸c˜oes de ajuste s˜ao as mais simples representa¸c˜oes matem´aticas poli-

nomiais que permitem escrever ´ındices espectrais em termos de parˆametros atmosf´ericos,

como a temperatura efetiva T

eﬀ

, a gravidade superﬁcial logg e a metalicidade [Fe/H]. Para

espectros de baixa resolu¸c˜ao de aglomerados globulares da Gal´axia e uma vez conhecidos

pelo menos dois dos parˆametros atmosf´ericos, o m´etodo das fun¸c˜oes de ajuste ´e bastante

´util na determina¸c˜ao de metalicidade dos aglomerados sem qualquer dependˆencia com o

m´odulo de distˆancia e/ou avermelhamento destes objetos. Para este trabalho usamos as

fun¸c˜oes de ajuste para os ´ındices Fe5270, Fe5335 e Mg

deﬁnidas em Barbuy et al. (2003),

escritas tamb´em em fun¸c˜ao da raz˜ao [α/Fe]. Como visto na subse¸c˜ao 5.3.2, estes trˆes

´ındices s˜ao bons indicadores de metalicidade e pouco dependentes da temperatura e da

gravidade. Os ´ındices deﬁnidos em Barbuy et al. (2003) seguem fun¸c˜oes gerais do tipo:

indice = [exp](a + b(logθ) + c(logθ)

+ d(logg) + e(logg)

+ f([Fe/H]) + g([Fe/H]

+h([α/Fe]) + i(logθ)(logg) + j(logθ)([Fe/H]) + k(logθ)([α/Fe]) + l(logθ)

(logg)+

+m(logθ)(logg)

), (5.8)

com θ = (5040)/T e [exp] podendo deﬁnir uma fun¸c˜ao polinomial ou a exponencial de

uma fun¸c˜ao polinomial. As fun¸c˜oes de ajuste de Barbuy et al. (2003) foram determinadas

5.3 Resultados 158

Figura 5.15: Painel superior: NaD versus CN

. Painel inferior: Al3953 versus CN

. As

barras de erro apresentadas nas ﬁguras s˜ao como explicadas ao longo do texto.

5.3 Resultados 159

Figura 5.16: Painel superior: Al3953 versus NaD. Painel inferior: Mg

versus Al3953.

As barras de erro apresentadas nas ﬁguras s˜ao como explicadas no texto.

5.3 Resultados 160

a partir de espectros sint´eticos com FWHM = 3.5

A e 8

A, −3 ≤ [Fe/H] ≤ +0.3, 0 ≤

logg ≤ 3 e 4000 ≤ T

eﬀ

≤ 7000 K.

Para as estrelas analisadas de M71 encontramos valores m´edios Fe5270 = 2.70±1.47 (N

= 30 estrelas), Fe5335 = 2.53±1.48 (N = 29 estrelas) e Mg

 = 0.17227 ± 0.11828 (N

= 28 estrelas). No entanto, para as estrelas com 4500 < T

eﬀ

< 5000 K — intervalo de

temperatura onde o Mg

´e v´alido e onde h´a menos dispers˜ao nos resultados dos outros

dois ´ındices de ferro investigados —, encontramos valores m´edios Fe5270 = 2.21 ± 0.72

(N = 18 estrelas), Fe5335 = 2.04 ± 0.63 (N = 17 estrelas) e Mg

 = 0.12 ± 0.03 (N

= 11 estrelas). Com estes ´ultimos ´ındices m´edios e adotando os coeﬁcientes VALUE1

da tabela A do apˆendice de Barbuy et al. (2003) para FWHM = 3.5

A e parˆametros

atmosf´ericos m´edios de temperatura efetiva (T

eﬀ

= 4768 K) e gravidade superﬁcial (logg

= 2.29 dex), al´em de uma raz˜ao [α/Fe] = 0.30, encontramos metalicidade [Fe/H]= −0.81,

−0.91 e −0.68 para a amostra de M71, que correspondem aos ´ındices Fe5270, Fe5335 e

, respectivamente. Estes resultados ﬁxam a metalicidade m´edia de M71 em [Fe/H] =

−0.80 ± 0.11 usando o procedimento das fun¸c˜oes de ajuste.

No que concerne os resultados de metalicidade para M71 da literatura, analisando 10

espectros de alta qualidade (R = 30000) de estrelas gigantes, Sneden et al. (1994) ob-

tiveram [Fe/H] = −0.79 ± 0.01 para M71. Com base em dados de alta resolu¸c˜ao (R =

35000) obtidos com o HIRES@KECK, Ram´ırez et al. (2001) analisaram em detalhes o

padr˜ao de abundˆancias qu´ımicas de 25 estrelas em diferentes posi¸c˜oes do RGB de M71 e

obtiveram [Fe/H] = −0.71. Numa rean´alise dos dados de Sneden et al. (1994) e usando

uma nova calibra¸c˜ao de metalicidade para aglomerados globulares da Gal´axia derivada

atrav´es de raz˜oes [FeII/H] de v´arios aglomerados globulares Gal´acticos, Kraft & Ivans

(2003) obtiveram [Fe/H] = −0.82 para M71. E, recentemente, Boesgaard et al. (2005)

analisaram 5 estrelas an˜as e obtiveram [Fe/H] = −0.80 ± 0.02 para M71. Eles usaram

espectros de alta resolu¸c˜ao (R = 45000) obtidos com o HIRES@KECK.

Sendo assim, os nossos resultados de [Fe/H] com base nos ´ındices espectrais medidos nos

espectros de baixa resolu¸c˜ao GMOS@GEMINI (R = 2000) est˜ao em bom acordo com

os resultados de [Fe/H] obtidos atrav´es de espectros com resolu¸c˜ao de 15 a 22.5 vezes

superior (R = 30000-45000) a alcan¸cada pelo espectr´ografo GMOS. A tabela 5.3 resume

os diferentes valores de metalicidade atribu´ıdos a M71 na literatura.

5.3.7 S´ıntese espectral de CN e CH

Com o objetivo de conﬁrmar os resultados dos ´ındices, realizamos o c´alculo do espectro

sint´etico de bandas de CN e CH na regi˜ao de 4000-4400

A para as estrelas 390 e 399.

5.4 Discuss˜oes 161

Tabela 5.3: Compila¸c˜ao dos valores de metalicidade para M71

[Fe/H] [FeI/H] [FeII/H] M´etodo Referˆencia

−0.79 −0.79 −0.79 Alta Resolu¸c˜ao : 10 gigantes Sneden et al. (1994)

−0.73 — — Compila¸c˜ao Harris (1996)

−0.71 −0.71 −0.84 Alta Resolu¸c˜ao : 25 gigantes Ram´ırez et al. (2001)

−0.82 −0.81 −0.82 Revis˜ao de Sneden et al.: 10 gigantes Kraft & Ivans (2003)

−0.80 −0.81 −0.85 Alta Resolu¸c˜ao : 5 an˜as Boesgaard et al. (2005)

−0.81 — — Fun¸c˜oes de ajuste Fe5270 (este trabalho)

−0.91 — — Fun¸c˜oes de ajuste Fe5335 (este trabalho)

−0.68 — — Fun¸c˜oes de ajuste Mg

(este trabalho)

Adotamos [Fe/H] = −0.80 para ambas, [O/Fe]=+0.30 e ﬁxamos o valor da velocidade de

microturbulˆencia em v

= 1.5 kms

−1

, considerado valor t´ıpico para estrelas gigantes. Os

outros parˆametros atmosf´ericos das estrelas foram previamente obtidos, ou seja, T

eﬀ

4434 K e log g = 1.54 para a estrela 390 e T

eﬀ

= 4419 K e log g = 1.8 para a estrela 399.

Utilizamos o c´odigo Pfant de s´ıntese espectral (Cayrel et al. 1991; Barbuy et al. 2003),

usando os modelos MARCS de atmosferas estelares (Gustafsson et al. 2003) e a lista de

linhas de CN e CH de Kur´ucz (1993) que foi implementada ao c´odigo como descrito em

Castilho et al. (1999).

Encontramos abundˆancias de carbono e nitrogˆenio de [C/Fe]=0.0, [N/Fe]=+1.0 para a

estrela 390 (CN-forte) e [C/Fe]=0.0, [N/Fe]=+0.50 para a estrela 399 (CN-fraco). Como

mostra a ﬁgura 5.17, s˜ao not´aveis as diferen¸cas nas abundˆancias de nitrogˆenio.

5.4 Discuss˜oes

Sabe-se que as estrelas de aglomerados globulares exibem anomalias nas abundˆancias de

uma variedade de elementos qu´ımicos — C, N, O, Na, Mg e Al—, e que tais varia¸c˜oes s˜ao

inconsistentes com as previs˜oes feitas pelos modelos cl´assicos da teoria de evolu¸c˜ao estelar

e muito maiores do que as observadas em estrelas de campo de metalicidade similar. Por

outro lado, n˜ao h´a at´e o momento na literatura cient´ıﬁca um ´unico cen´ario astrof´ısico

capaz de explicar as anomalias observadas e, no caso dos aglomerados globulares mais

ricos em metais, a situa¸c˜ao parece ser mais dr´astica devido principalmente `a j´a conhecida

dependˆencia dos processos respons´aveis pela altera¸c˜ao das abundˆancias de CNO com a

metalicidade global dos aglomerados ao longo do ramo das gigantes.

No caso particular de M71 trabalhos anteriores demonstraram que h´a bimodalidade na

5.4 Discuss˜oes 162

Star 390 : V = 13.01 mag : T = 4434 K

[C/Fe] = 0.0 : [N/Fe] = +1.0 : [O/Fe] = +0.30

Star 399 : V = 13.69 mag : T = 4419 K

[C/Fe] = 0.0 : [N/Fe] = +0.5 : [O/Fe] = +0.30

Figura 5.17: Espectro observado (linha pontilhada) e espectro sint´etico (linha s´olida) na

regi˜ao das bandas moleculares de CN e CH. Superior: Estrela 390 (CN-forte): (T

eﬀ

, logg,

) = (4434 K, 1.54, 1.5 kms

−1

) com c´alculo para [C/Fe]=0.0 e [N/Fe]=+1.0; Inferior:

Estrela 399 (CN-fraco): (4419 K, 1.8, 1.5 kms

−1

) com c´alculo realizado para [C/Fe]=0.0

e [N/Fe]=+0.50.

5.4 Discuss˜oes 163

distribui¸c˜ao de CN e que os ´ındices CN e CH s˜ao anticorrelacionados — CN-forte/CH-

fraco e CN-fraco/CH-forte. Smith & Norris (1982) foi um dos trabalhos pioneiros neste

sentido. Eles demonstraram que as abundˆancias CN:CO nas estrelas mais luminosas do

que o ramo horizontal de M71 eram anticorrelacionadas e que CN mostrava-se positiva-

mente correlacionada com o Na. Smith & Penny (1989) computaram os ´ındices de CN em

3883

A e 4215

A e CH 4300

A para uma amostra de estrelas do ramo horizontal de M71

e veriﬁcaram existir uma varia¸c˜ao na abundˆancia de CN. Eles tamb´em encontraram uma

anticorrela¸c˜ao CN 3883

A com a banda de CH, indicando assim que parte do material

encontrado na atmosfera das estrelas de CN-forte deveria ter sido produzido pelo ciclo CN

na queima hidrost´atica de hidrogˆenio. Penny et al. (1992), por sua vez, mostraram a bi-

modalidade CN e a anticorrela¸c˜ao CN-CH em estrelas sub-gigantes de M71, enquanto que

Cohen (1999) encontrou rela¸c˜oes similares para uma amostra de 79 estrelas da sequˆencia

principal. Briley et al. (2001) determinaram as abundˆancias de CN e CH para 75 estrelas

gigantes de M71 usando o sistema fotom´etrico DDO C(41-42) e conﬁrmaram os resul-

tados acima. Lee (2005) estudou as varia¸c˜oes nas bandas moleculares de CN e CH em

14 estrelas gigantes de M71 e tamb´em encontrou a bimodalidade de CN, enquanto que a

anticorrela¸c˜ao CN-CH n˜ao ´e clara.

As correla¸c˜oes e anticorrela¸c˜oes CN-CH s˜ao tamb´em encontradas em estrelas an˜as e gi-

gantes de 47 Tucanae (por exemplo, Norris & Freeman 1979; Cannon et al. 1998), outro

aglomerado rico em metais ([Fe/H] = −0.67, Alves-Brito et al. (2005)) do Hemisf´erio Sul

quimicamente similar a M71. Todavia, 47 Tucanae ´e mais massivo e mais concentrado

do que M71 com raio a meia massa (r

) e parˆametro de concentra¸c˜ao (c) iguais a 2.79

minutos de arco e 2.03, respectivamente, enquanto que para M71 r

= 2.65 minutos de

arco e c = 1.15 segundo compila¸c˜ao de Harris (1996).

Usando as designa¸c˜oes das estrelas na fotometria Cudworth (1985) e comunica¸c˜ao pri-

vada em 2006, pudemos identiﬁcar algumas estrelas da presente amostra comum a outras

an´alises da literatura (por exemplo, Smith & Penny 1989; Penny et al. 1992; Lee 2005) e

comparar diretamente as intensidades de CN e CH obtidas. Para 22 estrelas em comum,

a compara¸c˜ao direta foi poss´ıvel para 15 delas, pois os resultados de 3 estrelas da nossa

amostra foram afetados pela presen¸ca dos dois hiatos ao longo dos espectros (gaps do

CCD) e n˜ao foram encontradas medidas CN-CH para outras 4 estrelas. Das 15 estrelas

ﬁnais, 13 apresentam a mesma classiﬁca¸c˜ao CN-forte:CN-fraco como identiﬁcadas neste

trabalho, enquanto que para 2 delas encontramos uma classiﬁca¸c˜ao diferente na litera-

tura — as estrelas 1-43 e 1-88 foram previamente classiﬁcadas como CN-forte. Por outro

lado, dentro de uma incerteza de 1σ, estas estrelas apresentariam a mesma classiﬁca¸c˜ao

encontrada na literatura.

5.4 Discuss˜oes 164

Com respeito aos nossos resultados CN-CH, a ﬁgura 5.9 mostra a distribui¸c˜ao de estrelas

CN-forte e CN-fraco no plano CH em fun¸c˜ao da magnitude. No geral vˆe-se que as estrelas

com CN-forte (c´ırculos cheios) tendem a apresentar valores mais baixos de CN. Vale no

entanto salientar que, como previamente discutido, a a medida de CN da estrela 640

pode ter sido afetada pela presen¸ca dos hiatos nos espectros. Pela mesma raz˜ao, a estrela

346 n˜ao apresenta medida conﬁ´avel de CH. As estrelas 2001, 458 e 505, as quais foram

classiﬁcadas como CN-fraco, tendem a apresentar valores mais baixos de CH do que as

outras estrelas do grupo CN-fraco. Mesmo com alguns pontos estatisticamente fora da

m´edia ou outliers nossa distribui¸c˜ao CN-CH tem propor¸c˜ao similar a encontrada por

Smith & Norris (1982) para estrelas gigantes, ou seja, a fam´ılia CN-fraco correspondendo

a cerca de 30% das estrelas da amostra.

Dentro da teoria padr˜ao de estrutura e evolu¸c˜ao estelar de estrelas de baixa massa o

aumento da abundˆancia de nitrogˆenio acompanhado pelo decr´escimo de carbono em es-

trelas CN-forte ´e atribu´ıdo ao fenˆomeno de dragagem de material processado no inte-

rior destas estrelas para a atmosfera das mesmas pelo ciclo CN (Iben 1964; Charbonnel

1994). As varia¸c˜oes de CN seguidas por anticorrela¸c˜oes na banda de CH conﬁrmam que

epis´odios de misturas (mixing) ocorreram nas estrelas gigantes de M71 estudadas. Por

outro lado, a bimodalidade de CN ´e melhor explicada no cen´ario de varia¸c˜oes primordiais

das abundˆancias. Al´em disso, a hip´otese do mixing n˜ao explica a correla¸c˜ao positiva en-

contrada para o CN-Na e CN-Al, uma vez que Na e Al n˜ao s˜ao produzidos durante os

eventos de mixing nas estrelas.

Elementos tais como Al e Mg s˜ao produzidos pela alta captura de pr´otons a mais alta

temperatura (Langer & Hoﬀman 1995; Arnould et al. 1999). Como mostra a ﬁgura 5.16,

encontramos uma forte anticorrela¸c˜ao entre as intensidades dos ´ındices Al3953:NaD e

Al3953:Mg

. A anticorrela¸c˜ao Al-Mg encontrada em estrelas gigantes de aglomerados

globulares ´e bem explicada no contexto do extra-mixing discutido em Denissenkov & Van-

denBerg (2003). Vale ainda salientar que Ram´ırez & Cohen (2002) reportaram encontrar

uma correla¸c˜ao [Na/Fe]:[Al/Fe] para a amostra de M71 estudada com dados de alta res-

olu¸c˜ao, contudo a correla¸c˜ao encontrada apenas se justiﬁca dentro de 2σ de incerteza nas

abundˆancias.

Outro cen´ario plaus´ıvel para explicar as varia¸c˜oes de abundˆancias ´e a polui¸c˜ao da at-

mosfera de estrelas de baixa-massa pelos ventos enriquecidos de material processado no

ciclo CNO em estrelas de massa intermedi´aria do ramo assint´otico das gigantes (Cayrel

1986; Gratton et al. 2004; Bekki et al. 2007) ou ainda por ventos de estrelas massivas de

alta rota¸c˜ao (por exemplo, Decressin et al. 2007). Bekki et al. (2007) propˆos um modelo

de forma¸c˜ao de aglomerados globulares nas regi˜oes centrais de proto-gal´axias contidas

5.4 Discuss˜oes 165

em halos de mat´eria escura. Estas proto-gal´axias reteriam os ventos estelares das AGBs,

causando a polui¸c˜ao externa de elementos quimicamente processados pelas cadeias CNO,

Ne:Na e Mg:Al sobre as estrelas dos aglomerados globulares. Este modelo explica com

sucesso as anticorrela¸c˜oes C-N e Mg-Al, mas n˜ao explica as anticorrela¸c˜oes Na-O tamb´em

encontradas em aglomerados globulares.

Para a nossa amostra de M71 encontramos que CN-Na s˜ao correlacionados, o que im-

plica que as varia¸c˜oes de abundˆancias sejam melhor explicadas no contexto das varia¸c˜oes

primordiais em detrimento aos epis´odios de mistura. Por outro lado, a correla¸c˜ao CN-Al

vista em dados de alta resolu¸c˜ao n˜ao ´e ´obvia para a nossa amostra.

Cap´ıtulo 6

Conclus˜oes e perspectivas

Apresentamos a nova escala de abundˆancias qu´ımicas para NGC 6553 com base em es-

pectros de alta resolu¸c˜ao (R = 55000) e alta raz˜ao S/N de estrelas gigantes obtidos por

interm´edio do espectr´ografo UVES do telesc´opio Kueyen de 8.2m do Very Large Tele-

scope. Estes s˜ao os melhores dados de estrelas individuais obtidos para este aglomerado

at´e o momento.

Apresentamos, pela primeira vez, a an´alise detalhada de um espectro de alt´ıssima raz˜ao

S/N de NGC 6553, o qual foi estatisticamente combinado a partir de 22 estrelas gigantes

com dados de alta qualidade (R = 22000) obtidos com o espectr´ografo FLAMES do Very

Large Telescope.

Apresentamos ainda o estudo de varia¸c˜oes de abundˆancias qu´ımicas em M71 usando espec-

tros de baixa resolu¸c˜ao (R = 2000) obtidos com o espectr´ografo GMOS do Observat´orio

Gemini Norte.

Estes resultados constituem-se v´ınculos observacionais importantes no estudo da evolu¸c˜ao

qu´ımica dos aglomerados globulares no regime de mais alta metalicidade da fun¸c˜ao dis-

tribui¸c˜ao de metalicidade da Gal´axia.

6.1 Sinopse

As principais conclus˜oes s˜ao resumidas a seguir:

• Na nova escala de abundˆancias NGC 6553 apresenta, preferencialmente, valor m´edio

de metalicidade [Fe/H]= −0.20. Este resultado baseia-se nos melhores dados obti-

dos no ´optico para este aglomerado, o que p˜oe ﬁm ao vasto debate na literatura

cient´ıﬁca dos ´ultimos anos acerca da metalicidade de NGC 6553. Este resultado ´e

6.1 Sinopse 167

ainda compat´ıvel n˜ao apenas com medidas de metalicidade com dados de alta qual-

idade no infravermelho para NGC 6553 (Mel´endez et al. 2003), mas tamb´em com a

metalicidade m´edia das estrelas de campo do bojo (Fulbright et al. 2006; Lecureur

et al. 2007).

• Na an´alise com os espectros individuais de NGC 6553 encontramos sobreabundˆancia

qu´ımica para o Mg e Si, enquanto que Ca e Ti s˜ao subabundantes. A sobre-

abundˆancia das raz˜oes [(Mg:Si)/Fe] s˜ao interpretadas como assinaturas de uma

evolu¸c˜ao qu´ımica r´apida dominada pelas SNs do Tipo II. Por outro lado, seguindo

as id´eias da f´ısica das explos˜oes de SNs, as anomalias Ca:Ti s˜ao interpretadas como

uma consequˆencia natural dos produtos (yields) qu´ımicos envolvendo estes elemen-

tos, uma vez que c´alcio e titˆanio s˜ao produzidos em eventos de SNs do Tipo II

com progenitora de mais baixa massa quando comparados aos outros elementos α

estudados.

• As abundˆancias de c´alcio em aglomerados globulares ricos em metais precisam ser

melhor estudadas buscando entender a discrepˆancia entre os resultados das raz˜oes

[Ca/Fe] obtidas com dados no ´optico, as quais tendem a fornecer abundˆancias so-

lares, enquanto que as raz˜oes [Ca/Fe] com base em dados no infravermelho tendem

a apresentar valores supersolares ([Ca/Fe] ≥ 0.20). No entanto, as abundˆancias

solares de c´alcio obtidas para os aglomerados globulares ricos em metais s˜ao rem-

iniscentes das abundˆancias determinadas para estrelas de campo do bojo a mais

altas metalicidades e mesmo gal´axias el´ıpticas.

• A raz˜ao [Mn/Fe] obtida para NGC 6553 e NGC 6528 ´e completamente distinta da

obtida para estrelas de campo do bojo da Gal´axia. Os valores m´edios de [Mn/Fe]

para NGC 6553 e NGC 6528, dois aglomerados globulares ricos em metais do bojo,

seguem o comportamento das estrelas enriquecidas em metais da gal´axia an˜a Sagit-

tarius como analisadas por McWilliam et al. (2003a,b). Por outro lado, os nossos

resultados de [Mn/Fe] est˜ao compat´ıveis com as previs˜oes te´oricas de modelos de

evolu¸c˜ao qu´ımica para o bojo da Gal´axia (Matteucci & Gescutti, comunica¸c˜ao pri-

vada em 2008).

• Estatisticamente n˜ao podemos inferir sobre eventuais correla¸c˜oes ou anticorrela¸c˜oes

entre os elementos produzidos pela captura de pr´oton que foram estudados nos

espectros individuais de NGC 6553 ou mesmo nos outros aglomerados globulares

ricos em metais analisados no nosso Grupo de Pesquisa. Todavia, o valor m´edio

de [Na/O] de NGC 6553 e dos outros aglomerados estudados segue a anticorrela¸c˜ao

[Na/O] em fun¸c˜ao da metalicidade obtida para estrelas de campo do bojo na an´alise

de Lecureur et al. (2007).

6.1 Sinopse 168

• As subabundˆancias qu´ımicas de Ba, La e Zr — elementos pesados produzidos atrav´es

do processo s —, analisados em NGC 6553 s˜ao uma conﬁrma¸c˜ao independente de que

o aglomerado estudado ´e velho. O eur´opio, ´unico elemento do processo r estudado,

segue o comportamento do c´alcio, o que pode indicar que os elementos do processo

r s˜ao mesmo produzidos em estrelas massivas durante os eventos de SNs de Tipo

II, como sugerem trabalhos atuais (por exemplo, Truran et al. 2002). As raz˜oes de

[Ba/Eu] para NGC 6553, NGC 6528, 47 Tucanae, HP-1 e NGC 6558 sugerem que

a produ¸c˜ao dos elementos pesados nos aglomerados globulares ricos em metais da

Gal´axia ´e incompat´ıvel com uma contribui¸c˜ao puramente pelo processo r.

• O m´etodo de combinar espectros de estrelas frias e com parˆametros atmosf´ericos

similares observadas no Very Large Telescope com o intuito de obter um espectro

´unico (combinado) de alt´ıssima resolu¸c˜ao, que seria equivalente a um espectro ob-

servado num Extremely Large Telescope, ou seja, num tempo de integra¸c˜ao de cerca

de 25 vezes menor, parece promissor principalmente no regime de mais alta metali-

cidade onde o grande povoamento de linhas e mol´eculas nestes espectros diﬁcultam

a identiﬁca¸c˜ao precisa do cont´ınuo. A metalicidade global Z de NGC 6553 obtida

com os espectros individuais observados com o espectr´ografo UVES@VLT ´e similar

a metalicidade global Z calculada atrav´es da an´alise detalhada de linhas individuais

no espectro combinado de NGC 6553 a partir de 22 estrelas que foram observadas

com o espectr´ografo FLAMES@VLT.

• A nova escala de abundˆancia qu´ımica obtida para NGC 6553 neste trabalho com-

parada aos valores de abundˆancias qu´ımicas de estrelas de campo do disco ﬁno, disco

espesso e bojo, al´em da compara¸c˜ao do espectro combinado de estrelas gigantes de

NGC 6553 ao espectro combinado de estrelas gigantes do campo Blanco −6

◦

, clas-

siﬁcam NGC 6553 como um aglomerado globular rico em metais t´ıpico do bojo da

Gal´axia.

• Para a amostra de estrelas investigadas em M71, determinamos os parˆametros at-

mosf´ericos que s˜ao ´uteis para a constru¸c˜ao de espectros sint´eticos de outros aglo-

merados globulares ricos em metais e analisamos o comportamento de 14 ´ındices

espectrais. Obtivemos que a distribui¸c˜ao de CN ´e bimodal e que os ´ındices de CN

est˜ao anticorrelacionados com as bandas moleculares de CH. Investigamos ainda o

comportamento do ´ındice Al3953 deﬁnido em Serven et al. (2005) e encontramos

anticorrela¸c˜ao forte Al3953:Mg2 para a amostra estudada. Os nossos resultados

sugerem que as anomalias qu´ımicas observadas em M71 podem ser explicadas tanto

pelos processos convectivos de mistura, como tamb´em pela polui¸c˜ao — atrav´es das

estrelas AGBs ou de estrelas massivas — da nuvem protogal´actica que deu origem

6.2 Perspectivas 169

a M71. Neste sentido, as anomalias seriam primordiais, ou seja, a nuvem pro-

togal´actica que deu origem a M71 j´a tinha sido enriquecida de material qu´ımico

processado nos ciclos CNO, Ne:Na e Mg:Al.

• Usando fun¸c˜oes de ajuste ou fitting functions obtivemos metalicidade m´edia

[Fe/H] = −0.80 para M71. Este resultado est´a compat´ıvel com os valores recentes

obtidos atrav´es da an´alise espectrosc´opicos com base em dados de alta resolu¸c˜ao

obtidos para este aglomerado (por exemplo, Ram´ırez & Cohen 2002; Boesgaard et

al. 2005). As fun¸c˜oes de ajuste formam, assim, um m´etodo eﬁcaz na determina¸c˜ao

independete da metalicidade de aglomerados globulares usando espectros de baixa

resolu¸c˜ao.

• Os nossos resultados conﬁrmam que NGC 6553, NGC 6528, HP-1 e NGC 6558

s˜ao aglomerados globulares ricos em metais que pertencem ao bojo da Gal´axia. 47

Tucanae, por sua vez, parece mesmo seguir o padr˜ao de abundˆancia qu´ımica do disco

espesso da Gal´axia no que tange o c´alculo dos elementos do pico do ferro. Tanto

os resultados de abundˆancias qu´ımicas com os espectros de alta resolu¸c˜ao de NGC

6553, NGC 6528, 47 Tucanae, HP-1 e NGC 6558, quanto os dados de baixa resolu¸c˜ao

para M71 sugerem que os aglomerados globulares ricos em metais foram mesmo

formados numa nuvem primordial j´a enriquecida em metais. No entanto, s˜ao ainda

necess´arios mais resultados para aglomerados globulares ricos em metais ([Fe/H] ≥

−1) e estrelas de campo no mesmo regime de metalicidade para descrevermos em

detalhes o hist´orico de enriquecimento qu´ımico dos aglomerados globulares ricos em

metais da Gal´axia.

Os nossos resultados com dados de alta qualidade fortalecem o estudo de espectros

sint´eticos de aglomerados globulares ricos em metais situados na regi˜ao mais interna

da Gal´axia (R

gal

 3 kpc), onde as diﬁculdades de observa¸c˜ao s˜ao eminentes. Al´em

disso, auxiliam no estudo de aglomerados globulares ricos em metais extragal´acticos. As

abundˆancias obtidas s˜ao v´ınculos observacionais fortes aos modelos te´oricos de evolu¸c˜ao

qu´ımica da Gal´axia e, particularmente, auxiliam na interpreta¸c˜ao de como se deu a

forma¸c˜ao dos aglomerados globulares ricos em metais e como as v´arias subestruturas

da Gal´axia - halo interno, bojo e disco espesso - est˜ao conectadas.

6.2 Perspectivas

S˜ao muitas as perspectivas que se abrem em torno do presente trabalho de tese. Muitas

delas ser˜ao realizadas em est´agios de P´os-Doutoramento.

6.2 Perspectivas 170

• Realizar a an´alise detalhada de forma homogˆena e sistem´atica de estrelas an˜as e

gigantes de campo do halo, do bojo e do disco espesso no intervalo de metalici-

dade −2.5 ≤ [Fe/H] ≤ +0.5 e comparar com os resultados obtidos para estrelas

de aglomerados globulares ricos em metais. Os espectros das estrelas de campo j´a

foram observados (R ≈ 80000) e foram reduzidos durante meu est´agio de Doutorado

Sandu´ıche na Australian National University em 2007.

• Estudar, usando ´ındices espectrais, as varia¸c˜oes de abundˆancias em estrelas an˜as e

gigantes de 7 aglomerados globulares da Gal´axia — NGC 6752 ([Fe/H] = −1.56),

NGC 288 ([Fe/H] = −1.24), NGC 1851 ([Fe/H] = −1.22), Pal 12 ([Fe/H] = −0.94),

NGC 6352 ([Fe/H] = −0.70), NGC 6388 ([Fe/H] = −0.60) e NGC 5927 ([Fe/H] =

−0.37) —, com dados do espectr´ografo FORS2 (FOcal Reducer and low dispersion

Spectrograph) do Very Large Telescope.

• Deﬁnir um novo ´ındice met´alico com base no Tripleto de C´alcio visando a deter-

mina¸c˜ao de metalicidade em aglomerados globulares extragal´acticos. Ser˜ao usados

dados obtidos com o Telesc´opio Keck de 10m e o supercomputador da Swinburne

University na Austr´alia.

• Fazer a s´ıntese emp´ırica do espectro integrado de M71, com base direta no diagrama

cor-magnitude do aglomerado acoplado a uma biblioteca de espectros de alta res-

olu¸c˜ao. Os modelos que queremos calibrar consistem de uma grade de modelos de

espectros integrados de popula¸c˜oes estelares simples, com idades entre 1 e 17 bilh˜oes

de anos e metalicidade entre −0.7<[Fe/H]< +0.2.

• Estimar a idade espectrosc´opica de M71 usando linhas observadas de Balmer, de H

a H



, com uma consistˆencia com as idades inferidas dos diagramas cor-magnitude

dentro de 1 a 2 bilh˜oes de anos.

Apˆendice A

S´ıntese espectral

A.1 Linhas atˆomicas e moleculares

O arquivo de linhas atˆomicas ´e formado por mais de 30000 linhas que se estendem desde

o ultravioleta at´e o infravermelho pr´oximo. As linhas atˆomicas n˜ao identiﬁcadas da lista

foram atribu´ıdas ao Fe I com potencial de excita¸c˜ao χ = 3 eV.

O arquivo de linhas moleculares, por sua vez, consta das seguintes bandas moleculares:

TiO α (C

∆-X

∆), TiO γ (A

Φ-X

∆), MgH (A

Π-X

Σ), C

Π-X

Π), CN azul (B

Σ-

Σ), CN vermelho (A

Π-X

Σ), CH (A

∆-X

Σ) e CH (B

∆-X

∆). Ambos arquivos tˆem

sido constantemente atualizados `a medida que parˆametros atˆomicos de melhor qualidade

s˜ao disponibilizados para a comunidade cient´ıﬁca.

A.2 Modelos de atmosferas

Adotamos os modelos MARCS de atmosferas para estrelas gigantes frias de Plez et al.

(1992) e posteriores atualiza¸c˜oes. Estes modelos satisfazem as hip´oteses de geometria

esf´erica homogˆenea, equil´ıbrio termodinˆamico local e equil´ıbrio hidrost´atico, descrevendo

as condi¸c˜oes f´ısicas que dominam o transporte de energia na atmosfera das estrelas em ter-

mos de vari´aveis termodinˆamicas como a temperatura, press˜ao do g´as, press˜ao eletrˆonica,

densidade e da press˜ao de radia¸c˜ao, incluindo as opacidades das linhas atˆomicas e molec-

ulares. A varia¸c˜ao destes mensur´aveis f´ısicos com a profundidade ´optica em cada camada

estratiﬁcada da atmosfera das estrelas deﬁne um modelo de atmosfera estelar. A con-

vec¸c˜ao foi tratada segundo o paradigma da teoria de comprimento de mistura e com os

ﬂuxos radiativo e convectivo obedecendo o princ´ıpio de conserva¸c˜ao de energia.

As equa¸c˜oes abaixo deﬁnem a estrutura de um modelo de atmosfera estelar vinculada `a

A.2 Modelos de atmosferas 172

hip´otese de equil´ıbrio termodinˆamico local:

1] Pela teoria cin´etica dos gases, em condi¸c˜oes de equil´ıbrio termodinˆamico local, a press˜ao

e a temperatura nas camadas da atmosfera estelar est˜ao relacionadas da seguinte forma:

gas

= nkT, (A.1)

onde n ´e a densidade num´erica de part´ıculas, k ´e a constante de Boltzmann e T ´e a

temperatura local na camada, de forma que a distribui¸c˜ao das part´ıculas nas camadas em

um intervalo de velocidades entre (v, v+dv) ´e maxwelliana:

= 4πv



2πkT



3/2

−mv

/2kT

dv (A.2)

2] Dentro do formalismo da Mecˆanica Estat´ıstica os n´ıveis discretos de energia de ´atomos,

´ıons, mol´eculas e n´ucleos s˜ao distingu´ıveis e em condi¸c˜oes de equil´ıbrio termodinˆamico

o n´umero relativo destas estruturas em dois diferentes estados de energia (estados de

excita¸c˜ao) pode ser determinado pela equa¸c˜ao cl´assica de Boltzmann:

−(χ

−χ

)

, (A.3)

onde g

e g

s˜ao os pesos estat´ısticos (degenerescˆencia) dos estados η

e η

relativo aos

estados de energia acima do estado fundamental (potencial de excita¸c˜ao) χ

e χ

, respec-

tivamente, e T ´e a temperatura de excita¸c˜ao.

3] As popula¸c˜oes nos estados ionizados foram determinadas pela equa¸c˜ao de Saha:

j+1

2(2π)

3/2

(kT)

5/2

j+1

(T)

−(I

j,j+1

)/kT

, (A.4)

onde P

´e a press˜ao de el´etrons, I

j,j+1

´e a energia necess´aria para elevar o n´ıvel de ioniza¸c˜ao

j para o n´ıvel j+1 e φ

e φ

j+1

as fun¸c˜oes de parti¸c˜ao para cada n´ıvel, respectivamente.

4] Equa¸c˜oes de dissocia¸c˜ao molecular no equ´ılibrio s˜ao usadas para o c´alculo das linhas

moleculares.

A.3 Opacidades 173

A.3 Opacidades

As fontes de opacidade respons´aveis pela forma¸c˜ao do continuum estelar s˜ao devido a

absor¸c˜ao dos f´otons por el´etrons livres, transi¸c˜oes ligado-livre e livre-ligado de HI, H

−

e metais; transi¸c˜oes livre-livre na absor¸c˜ao e emiss˜ao de f´otons por ´atomos, mol´eculas e

´ıons como H

−

, He

−

, H

−

, H

, CN

−

, C

−

, H

−

, pr´oton e H

e espalhamento devido

aos ´atomos, ao espalhamento Thompson de el´etrons e pelo espalhamento Rayleigh de

mol´eculas. No caso de estrelas frias o continuum ´e modelado principalmente pelos ´ıons e

os radicais negativos de ´atomos e mol´eculas.

O coeﬁciente de absor¸c˜ao atˆomica por unidade de atˆomos de hidrogˆenio [cm

−1

] para as

linhas ´e calculado pela equa¸c˜ao:

λ,atom

πe

αgfP

H(a, s)

√

π∆λ

, (A.5)

onde:

∆λ



2kT

+ ξ

(A.6)

H(a, s) =



+∞

−∞

−m

(s − m)

+ s

dm (A.7)

a =

4πc∆λ

(A.8)

s =

∆λ

(A.9)

Na equa¸c˜ao A.5 e e m

s˜ao a carga e a massa de repouso do el´etron, respectivamente.

A constante c ´e a velocidade da luz, λ ´e o comprimento de onda central da linha, α ´e a

abundˆancia do elemento por n´ucleo de ´atomos, ´ıons ou mol´eculas; gf ´e o produto do peso

estat´ıstico de um n´ıvel pela for¸ca de oscilador f que est´a relacionada `as probabilidades

de transi¸c˜ao ou coeﬁcientes de Einstein; P

´e a fra¸c˜ao de ´atomos no n´ıvel inferior j na

A.4 Constante de alargamento colisional 174

excita¸c˜ao (Lei de Boltzmann) e na ioniza¸c˜ao (Lei de Saha); ∆λ

´e a largura da linha

devido ao efeito Doppler e H(a,s) ´e a integral de Hjerting respons´avel pelo c´alculo do

perﬁl da linha. Na equa¸c˜ao A.8 γ ´e um parˆametro de amortecimento expresso pela soma

parcial da largura colisional (γ

), natural (γ

nat

) e devido ao efeito Stark (γ

O coeﬁciente de absor¸c˜ao molecular ´e o utilizado em Barbuy (1982):

λ,mol

πe

N



nvJ

H(a, s)

√

π∆λ

, (A.10)

onde  ´e a for¸ca de oscilador da mol´ecula, N”

nvJ

´e a popula¸c˜ao de mol´eculas no n´ıvel

inferior de excita¸c˜ao eletrˆonico (n), vibracional (v) e rotacional (J) na transi¸c˜ao.

Uma vez conhecidas as fontes de opacidade do continuum e das linhas atˆomicas e molec-

ulares obt´em-se a profundidade ´optica como uma integra¸c˜ao destas quantidades ao longo

de uma escala geom´etrica nas camadas da atmosfera estelar. Consequentemente o ﬂuxo

monocrom´atico da radia¸c˜ao ´e computado e o espectro sint´etico ´e produzido. Se as pro-

priedades dos espectros calculados do modelo reproduzem os espectros das observa¸c˜oes

signiﬁca que a f´ısica e a estrutura qu´ımica do modelo de atmosferas reﬂete de fato a

estrutura verdadeira das estrelas analisadas.

A.4 Constante de alargamento colisional

O alargamento t´ermico Doppler e o oriundo da componente de microturbulˆencia n˜ao s˜ao

suﬁcientes para explicar o acentuado alargamento das linhas mais intensas como Na I e Ca

I, onde os efeitos de amortecimento passam a ser importantes. O alargamento colisional

ocorre devido a perturba¸c˜ao propagada aos ´atomos absorvedores quando estes colidem

com part´ıculas da atmosfera das estrelas.

O alargamento colisional pode ser obtido pela equa¸c˜ao abaixo dada em Gray (1992) e

Ryan (1998):

= 17

2/5

3/5

, (A.11)

onde n

´e a densidade do ´atomo de hidrogˆenio, C

´e a constante de intera¸c˜ao e v ´e a

velocidade relativa m´edia dos ´atomos e dos agentes perturbadores. As constantes de

amortecimento para as linhas deste trabalho foram calculadas com base na teoria de

A.5 Estrutura hiperﬁna 175

amortecimento estabelecida em Barklem et al. (1998a), por interm´edio das tabelas de

Anstee & O’Mara (1995), Barklem & O’Mara (1997) e Barklem et al. (1998b). Para

algumas linhas o C

foi obtido por s´ıntese espectral comparando o espectro sint´etico com

o espectro solar e da estrela gigante Arcturus (ver, por exemplo, Barbuy et al. 2006).

A.5 Estrutura hiperﬁna

Pr´otons e el´etrons s˜ao part´ıculas com spin 1/2 que apresentam momento magn´etico

pr´oprio devido ao spin. O acoplamento do spin nuclear I com o momento angular J

do el´etron ´e conhecido como intera¸c˜ao hiperﬁna. Esta intera¸c˜ao ´e an´aloga ao acopla-

mento spin-´orbita do el´etron (L - S) e a um dado n´ıvel o momento angular total vale F

= I + J, onde os n´umeros quˆanticos assumem valores de |I-J| a |I+J|. Para um dado J e

I h´a (2I + 1) estados poss´ıveis de F se J>I e (2J + 1) estados de F se I≥J. As transi¸c˜oes

s˜ao permitidas nos termos quando ∆F assume valores ∆F = 0 ou ±1 e proibidas quando

F = 0 → F = 0.

Os variados acoplamentos entre os momentos envolvidos provocam diferentes altera¸c˜oes

nos n´ıveis de energia:

∆E =

AK + B

(3/4)K(K + 1) − J(J + 1)I(I + 1)

2I(2I − 1)(2J − 1)

, (A.12)

onde:

K = F(F + 1) − I(I + 1) − J(J + 1) (A.13)

As vari´aveis A e B s˜ao as constantes da estrutura hiperﬁna (HFS) determinadas experi-

mentalmente.

A intera¸c˜ao pode alargar as linhas espectrais de 1 a 10 m

A, de tal forma que os sistemas

atˆomicos s˜ao desdobrados em subestruturas. Nas an´alise de abundˆancia estelar caso as

componentes de estrutura hiperﬁna sejam negligenciadas ou subestimadas para as linhas

mais intensas (Ba, La, Eu, Mn, Cu), a abundˆancia resultante ser´a superestimada . Os

c´alculos de estrutura hiperﬁna foram realizados por um c´odigo gentilmente cedido pelo

Professor Andrew McWilliam.

Apˆendice B

Indices espectrais medidos

Neste apˆendice apresentamos todos os ´ındices discutido no cap´ıtulo 5 com respectivas

incertezas obtidas com base na estat´ıstica de Poisson.

Tabela B.1:

Indices espectrais medidos e respectivas incertezas associadas.

ID CN

σCN

Ca4227 σCa4227 G4300 σG4300 Fe4383 σFe4383

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (11)

155 ... ... ... ... 1.40243 0.06233 6.52152 0.10159 4.20713 0.14444

138 0.04322 0.00209 0.07336 0.00244 0.57001 0.03885 5.92503 0.05891 ... ...

114 0.16148 0.00286 0.20422 0.00334 0.65743 0.05216 5.96941 0.07767 3.61326 0.11121

253 0.00931 0.00229 0.03234 0.00269 0.61062 0.04255 6.61777 0.06490 2.60329 0.09691

1468 -0.05119 0.00791 -0.02598 0.00911 1.20442 0.13622 3.78093 0.23611 1.77363 0.32466

367 -0.11786 0.00402 -0.07367 0.00460 0.22357 0.07454 9.08490 0.15210 0.83578 0.18196

327 0.15312 0.00276 0.19179 0.00323 0.83128 0.05027 6.08654 0.07403 3.37153 0.10663

346 -0.03214 0.00320 -0.00845 0.00374 1.02249 0.05736 ... ... 2.97693 0.13212

356 0.06381 0.00178 0.11698 0.00207 1.95910 0.02910 6.39225 0.04704 ... ...

221 0.05313 0.00288 0.08605 0.00337 0.84705 0.05208 6.44599 0.07955 4.06963 0.11329

207 -0.09300 0.00632 -0.04139 0.00723 0.33972 0.11780 0.85977 0.20239 ... ...

291 0.22158 0.00150 0.27198 0.00175 0.91187 0.02664 6.88402 0.03843 4.58861 0.05606

306 0.16083 0.00292 0.18856 0.00342 0.69245 0.05200 6.14833 0.07913 ... ...

751 -0.04367 0.01090 -0.00666 0.01261 ... ... 3.92085 0.32847 1.47634 0.44154

3791 -0.12458 0.00753 -0.10661 0.00893 0.76429 0.12619 ... ... 3.96273 0.26997

1936 -0.04689 0.00953 -0.01048 0.01100 0.54118 0.17870 4.96705 0.27965 1.76341 0.39538

390 0.23949 0.00155 0.30867 0.00180 2.09909 0.02481 6.18513 0.03913 5.44020 0.05304

1511 0.09395 0.00150 0.18146 0.00173 4.37277 0.01886 ... ... 7.48770 0.04667

1124 0.06381 0.00191 0.09721 0.00223 0.33596 0.03605 5.94786 0.05428 2.55372 0.08127

69 0.13869 0.00331 0.17676 0.00388 0.64753 0.06135 5.97267 0.09010 3.79636 0.12857

7677 -0.16205 0.01560 -0.10893 0.01828 ... ... 3.00907 0.41338 0.16882 0.56815

51 -0.11096 0.00500 -0.07487 0.00573 0.43956 0.09148 0.12812 0.16555 0.69300 0.22525

488 -0.11935 0.00471 -0.08912 0.00539 0.45728 0.08761 0.04795 0.15723 -0.34789 0.21842

7277 0.08145 0.00807 0.12601 0.00939 0.55541 0.14618 ... ... 3.42389 0.31066

1351 -0.05832 0.00184 0.02940 0.00225 3.85582 0.01897 ... ... 6.14184 0.04448

573 0.10763 0.00404 0.14294 0.00472 0.59885 0.07394 6.17838 0.10958 ... ...

505 0.03659 0.00196 0.06304 0.00229 0.46435 0.03698 5.15907 0.05645 2.40308 0.08498

1556 -0.01914 0.00154 0.05687 0.00182 0.22444 0.05328 5.65096 0.03468 6.67513 0.04359

7498 0.10080 0.00125 0.17497 0.00144 3.27895 0.01755 4.67087 0.03349 6.25388 0.04099

917 0.27506 0.00421 0.30047 0.00504 1.26933 0.06688 6.48284 0.10694 4.26310 0.15185

1796 -0.11522 0.01992 -0.04566 0.02258 -0.59468 0.39629 2.63782 0.59020 4.59379 0.74652

458 0.05273 0.00192 0.07980 0.00225 0.50643 0.03598 5.32540 0.05504 ... ...

6761 -0.01236 0.00495 0.00076 0.00581 1.04621 0.08799 5.31722 0.14631 2.94120 0.20350

566 0.30405 0.00956 0.35146 0.01113 1.94359 0.15123 6.34852 0.22361 8.89226 0.27095

439 0.00500 0.00544 0.04180 0.00638 2.29010 0.08608 5.69465 0.15290 6.57911 0.19907

619 -0.28551 0.01437 -0.26438 0.01701 0.86945 0.22357 ... ... ... ...

1235 -0.22732 0.00721 -0.20723 0.00878 ... ... 3.81334 0.17853 3.68435 0.24416

640 0.03427 0.00206 0.06479 0.00240 ... ... 6.10977 0.05766 2.43395 0.08702

122 -0.05273 0.00420 -0.01804 0.00488 0.98398 0.07342 5.08607 0.12400 3.63184 0.17351

1035 -0.02359 0.01100 0.00633 0.01277 1.24578 0.18844 6.25670 0.30724 2.31461 0.43753

787 0.02371 0.00272 0.05826 0.00319 1.30720 0.04702 6.68840 0.07455 4.48230 0.10477

292 ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...

258 ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...

2984 -0.14430 0.00606 -0.08624 0.00685 0.43245 0.10648 ... ... 0.31503 0.26645

328 ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...

1060 -0.04419 0.00658 -0.02330 0.00766 1.01418 0.11492 5.22738 0.19162 4.25402 0.25825

1294 -0.08150 0.00653 -0.05349 0.00753 0.76681 0.11435 3.83046 0.19669 3.35720 0.26601

792 0.09121 0.00629 0.12761 0.00733 0.54454 0.11504 ... ... 3.26673 0.24300

13 0.33752 0.00245 0.38891 0.00287 2.20860 0.03768 6.56970 0.06089 8.60797 0.07663

232 0.06822 0.00707 0.09758 0.00826 0.68816 0.12664 6.07985 0.19627 3.19207 0.27471

402 0.00322 0.00201 0.03490 0.00236 0.65140 0.03694 6.62719 0.05728 3.13987 0.08479

177

Tabela B.1 – continua¸c˜ao

ID CN

σCN

Ca4227 σCa4227 G4300 σG4300 Fe4383 σFe4383

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (11)

4126 -0.06555 0.00987 -0.03858 0.01148 0.52887 0.17753 5.21713 0.28995 2.85185 0.38755

1633 0.03326 0.00600 0.07421 0.00697 0.94044 0.10219 4.80354 0.17021 ... ...

2001 0.04630 0.00192 0.08012 0.00224 0.42717 0.03574 5.42182 0.05505 2.65181 0.08199

1873 0.07294 0.00462 0.11101 0.00540 0.74710 0.08374 5.98203 0.12879 3.46350 0.18147

10387 -0.04575 0.00919 -0.00573 0.01066 0.98490 0.16133 4.32741 0.27375 1.49539 0.37778

1958 -0.00999 0.00909 0.00437 0.01062 1.27912 0.15579 5.13404 0.26472 3.77817 0.35257

921 -0.13095 0.00475 -0.08016 0.00541 0.42099 0.08537 0.35964 0.15617 0.96461 0.21184

526 0.26481 0.00159 0.34027 0.00184 2.40689 0.02432 5.83910 0.04022 6.13915 0.05277

484 -0.47637 0.00243 -0.56421 0.00258 0.93837 0.03691 6.77858 0.05744 3.32696 0.08513

6548 -0.20698 0.08652 -0.06987 0.09158 0.02042 1.63150 11.91655 1.72551 6.94459 2.48834

1181 -0.05243 0.01017 -0.03674 0.01178 0.29992 0.18605 3.08939 0.31174 ... ...

1785 0.07411 0.00135 0.12348 0.00157 2.04942 0.02106 6.33864 0.03625 4.90075 0.05023

11860 -0.03443 0.01391 -0.01236 0.01593 ... ... 4.03324 0.40083 0.47772 0.57048

5871 -0.02782 0.01694 0.00359 0.01955 1.20888 0.30302 5.24213 0.47669 ... ...

6079 -0.03227 0.00823 0.00465 0.00951 0.36602 0.14961 4.34266 0.24242 2.00205 0.33880

7299 -0.47582 0.02691 -0.21301 0.02678 -0.64381 0.44082 2.80661 0.69593 2.92516 0.86582

7453 -0.15532 0.02188 0.01301 0.02415 -0.18546 0.38075 4.69649 0.58547 1.52503 0.78843

1214 -0.07199 0.03844 0.14304 0.04279 2.38127 0.57191 4.32146 1.08741 3.67873 1.27111

951 0.87056 0.01535 0.91164 0.01855 0.55276 0.22763 4.29836 0.36736 3.39299 0.49865

2154 -0.05583 0.01052 -0.02170 0.01215 0.68669 0.18524 3.49960 0.31683 1.77232 0.43230

1219 -0.10577 0.01253 -0.06338 0.01435 0.49662 0.22758 ... ... 3.43794 0.48384

1716 -0.13661 0.00631 -0.09596 0.00719 0.23661 0.11408 -0.15670 0.20915 ... ...

8009 0.03526 0.00224 0.07428 0.00263 ... ... 5.97122 0.06453 1.87757 0.09987

654 0.18035 0.01310 0.22882 0.01521 ... ... 6.93690 0.32121 7.83077 0.39086

1926 -0.04897 0.00966 -0.00731 0.01119 1.21283 0.16833 5.84349 0.27408 ... ...

3 -0.02560 0.00823 0.00403 0.00958 1.49943 0.13918 6.89493 0.22869 4.09773 0.31600

338 0.01406 0.00154 0.04509 0.00180 0.84549 0.02772 6.83656 0.04287 3.83291 0.06323

391 -0.17651 0.00202 -0.12477 0.00232 0.07480 0.03770 -1.95439 0.07245 -0.24489 0.09981

223 -0.03701 0.00518 -0.01518 0.00606 1.33425 0.08930 6.16913 0.14783 4.14466 0.20541

314 -0.06419 0.00442 -0.03510 0.00551 0.63777 0.06511 -5.31927 0.17046 5.54108 0.13067

1325 0.06705 0.00221 0.10230 0.00258 0.66800 0.04039 6.21177 0.06147 3.24518 0.08977

294 -0.09128 0.00431 -0.05734 0.00497 0.79088 0.07661 2.72706 0.13396 ... ...

4448 -0.04674 0.00962 -0.02689 0.01111 0.69301 0.16902 5.76952 0.26768 4.32254 0.36258

10218 -0.07782 0.00933 -0.06129 0.01091 1.52458 0.15989 6.33231 0.27135 3.50866 0.37583

3915 -0.03427 0.00753 -0.00254 0.00873 0.81765 0.13165 4.61150 0.22174 3.62914 0.29753

813 -0.05018 0.00941 -0.02849 0.01090 0.85558 0.16762 5.60970 0.27368 1.34962 0.39138

266 0.01584 0.00355 0.04366 0.00417 1.12150 0.06188 6.17802 0.10090 5.27360 0.13822

256 -0.10115 0.00225 -0.05742 0.00259 0.46543 0.04089 1.27847 0.07316 0.84223 0.10319

1934 -0.03054 0.01361 0.00659 0.01574 0.87601 0.23547 5.99504 0.37867 3.59718 0.50286

206 -0.05680 0.00588 -0.01722 0.00679 0.70195 0.10422 3.36285 0.17957 2.05268 0.25121

407 0.18144 0.00221 0.23267 0.00258 0.96804 0.03931 6.13439 0.05880 4.30138 0.08311

1693 -0.47713 0.02065 -0.05334 0.02048 0.89438 0.30345 4.56961 0.51913 0.27190 0.70931

1818 -0.36121 0.01282 -0.03056 0.01330 0.50417 0.20503 3.65259 0.34537 1.34578 0.47705

6868 0.91228 0.00644 0.92786 0.00797 0.97512 0.09404 6.20008 0.15204 3.91007 0.21252

1210 0.65785 0.02053 0.68796 0.02464 0.91656 0.30387 4.07550 0.53275 1.32334 0.72966

2013 0.34051 0.02131 0.37325 0.02540 1.09970 0.33150 3.14698 0.58426 4.16090 0.71026

1161 0.08280 0.01091 0.11446 0.01263 0.25457 0.19455 3.52170 0.31192 1.42484 0.43431

6786 ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...

12299 -0.07973 0.01201 -0.04176 0.01378 0.84948 0.21222 2.92355 0.36646 0.57294 0.51187

888 -0.03084 0.00837 -0.00614 0.00976 1.30186 0.14423 6.23319 0.23699 3.20632 0.32733

7505 -0.25368 0.02663 -0.22219 0.03254 0.96518 0.37183 ... ... 3.56761 0.81444

7573 -0.11943 0.00765 -0.08628 0.00876 0.79454 0.13432 2.51309 0.23491 ... ...

452 0.08950 0.00139 0.14386 0.00162 1.78711 0.02295 7.01376 0.03626 5.66200 0.05088

10927 0.01186 0.00224 0.04661 0.00262 0.88830 0.04067 6.49662 0.06284 3.43493 0.09240

5964 -0.07156 0.00758 -0.04183 0.00874 0.52348 0.13665 3.78778 0.22987 1.98014 0.32230

1897 0.10768 0.00286 0.14716 0.00336 0.66077 0.05207 6.78805 0.07778 4.07202 0.11229

613 -0.04641 0.01029 -0.02407 0.01196 0.96931 0.18284 4.88181 0.30334 2.18303 0.41935

641 0.00364 0.00305 0.03812 0.00357 1.18037 0.05298 -1.41249 0.18450 4.14242 0.12083

651 ... ... ... ... 1.03547 0.07039 6.31482 0.11376 4.30139 0.15996

720 -0.13785 0.00441 -0.11155 0.00548 0.74089 0.06422 1.89742 0.12369 4.84172 0.13704

4 -0.00156 0.01041 0.02518 0.01209 0.39857 0.19199 5.60566 0.29540 3.12601 0.40588

399 0.04562 0.00178 0.09435 0.00208 1.87527 0.02910 6.61648 0.04830 5.00537 0.06630

1282 0.06081 0.00595 0.09594 0.00694 0.64202 0.10821 5.74375 0.16551 ... ...

1081 0.08356 0.00902 0.12738 0.01054 0.40182 0.16364 5.85833 0.25165 3.55485 0.34161

829 0.01706 0.00370 0.04976 0.00434 0.88499 0.06639 6.55853 0.10393 3.93711 0.14846

4482 -0.05420 0.00868 -0.01129 0.01003 0.40235 0.15846 4.03163 0.26355 12.87503 0.33871

1486 -0.02960 0.00616 -0.00929 0.00721 0.98922 0.10984 6.09164 0.17795 3.34564 0.25024

3909 -0.03718 0.01094 -0.01604 0.01276 1.34264 0.18482 6.19278 0.31139 4.52232 0.41026

1087 -0.03726 0.00854 -0.02204 0.00998 1.06079 0.14747 5.41860 0.25044 3.34544 0.33815

387 -0.02069 0.00983 0.00733 0.01135 0.30317 0.17918 ... ... 2.00333 0.40705

778 -0.05408 0.00809 -0.02809 0.00942 0.87503 0.14206 6.25716 0.22945 3.22521 0.31751

2045 -0.02555 0.00873 0.00923 0.01013 0.71226 0.15574 4.90365 0.25730 2.94711 0.35295

1292 0.05908 0.00881 0.08318 0.01027 0.66925 0.15659 5.30523 0.24976 3.09910 0.33919

242 -0.03314 0.01028 -0.04201 0.01210 -0.08970 0.19387 -1.32111 0.34966 -2.46920 0.43904

212 0.32203 0.00430 0.36940 0.00504 1.75513 0.06757 6.36811 0.10780 2.63306 0.15386

5412 -0.02477 0.00416 0.00186 0.00488 1.22956 0.07329 6.54181 0.11903 3.79534 0.16883

574 -0.03900 0.01043 -0.01161 0.01205 0.79684 0.17904 3.68958 0.30908 1.10257 0.43295

78 0.59898 0.01486 0.64246 0.01777 0.69810 0.22874 2.62810 0.39217 2.19301 0.52092

1561 0.14645 0.01022 0.16950 0.01205 0.97467 0.17233 5.39462 0.28533 2.85040 0.39194

1894 -0.06735 0.01336 -0.01400 0.01535 -0.50545 0.29880 4.20661 0.39315 1.57301 0.55144

881 -0.09442 0.00272 -0.06150 0.00316 0.74754 0.04900 3.05938 0.08590 2.17886 0.12137

7014 -0.08444 0.00977 -0.06065 0.01129 0.66799 0.17541 4.31525 0.29040 1.99912 0.40444

11907 -0.05077 0.01776 -0.03992 0.02030 0.65460 0.32048 2.60527 0.52215 ... ...

523 -0.05529 0.00580 -0.03232 0.00677 0.78350 0.10449 5.52678 0.17170 2.27632 0.24667

2229 -0.03723 0.02017 -0.07712 0.02343 0.80141 0.34639 2.40803 0.61903 1.39969 0.79086

2153 -0.06382 0.01067 -0.04757 0.01232 0.36437 0.19238 1.93115 0.33241 ... ...

513 -0.00838 0.00270 0.02281 0.00317 1.24215 0.04679 6.60797 0.07623 4.45550 0.10726

5843 0.00490 0.00216 0.04651 0.00253 0.53005 0.03981 6.34083 0.06206 3.13525 0.09067

178

Tabela B.1 – continua¸c˜ao

ID CN

σCN

Ca4227 σCa4227 G4300 σG4300 Fe4383 σFe4383

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (11)

11331 -0.07463 0.01154 -0.03743 0.01316 0.46931 0.20410 1.90226 0.36061 1.69964 0.48202

1144 -0.06654 0.00631 -0.04187 0.00734 0.55505 0.11493 3.58999 0.19515 1.04941 0.27398

1815 -0.03459 0.00859 0.00321 0.00995 0.68996 0.15462 3.67910 0.26479 2.20097 0.36367

616 -0.03597 0.00954 -0.00280 0.01104 0.37572 0.17640 4.65663 0.27798 2.23361 0.39137

8076 -0.02301 0.01376 -0.00136 0.01594 1.00646 0.23899 5.91934 0.39427 ... ...

1409 -0.06957 0.01594 -0.04636 0.01848 1.24008 0.27302 4.27523 0.47819 ... ...

179

Tabela B.2:

Indices espectrais medidos e respectivas incertezas associadas.

ID H

σH

σMg

Mgb σMgb Fe5270 σFe5270

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (11)

155 1.23728 0.05199 0.08470 0.00103 0.12360 0.00118 2.68898 0.04557 2.22092 0.04909

138 1.71328 0.03203 -0.12243 0.00070 -0.11571 0.00082 1.48913 0.02953 1.77792 0.03179

114 1.24208 0.04006 -0.15352 0.00085 -0.00161 0.00100 2.54644 0.03525 2.30571 0.03787

253 1.38706 0.03437 -0.20548 0.00073 -0.07328 0.00086 1.51620 0.03057 1.78977 0.03300

1468 2.65934 0.11462 -0.00489 0.00239 0.05761 0.00277 1.93860 0.10763 1.13950 0.12007

367 4.51381 0.06618 -0.01103 0.00146 0.03080 0.00170 0.83520 0.06797 ... ...

327 1.09457 0.03862 0.02683 0.00076 0.11273 0.00088 2.63517 0.03389 2.26211 0.03668

346 1.56316 0.04784 0.01315 0.00095 0.09936 0.00110 2.33412 0.04280 ... ...

356 1.16060 0.02257 0.05118 0.00044 0.23330 0.00051 5.80145 0.01837 5.23928 0.01947

221 1.16138 0.04050 0.03127 0.00079 0.11667 0.00092 2.51160 0.03568 2.33846 0.03833

207 3.56054 0.09910 -0.15108 0.00235 -0.16891 0.00276 1.31818 0.09635 -1.42167 0.11879

291 ... ... -0.03089 0.00040 0.14155 0.00047 5.58068 0.01603 4.32468 0.01797

306 1.04347 0.04056 -0.14163 0.00088 -0.11593 0.00104 2.51789 0.03535 0.49334 0.04177

751 2.30296 0.14787 -0.01354 0.00298 0.06002 0.00347 2.08246 0.13429 1.06271 0.14987

3791 1.44281 0.09524 0.01762 0.00186 0.12448 0.00216 2.91656 0.08285 ... ...

1936 2.17713 0.13621 0.00159 0.00277 0.06561 0.00321 2.30901 0.12321 1.38998 0.13753

390 2.16206 0.01801 0.07967 0.00036 0.26260 0.00042 5.87791 0.01494 4.67364 0.01597

1511 0.51285 0.01603 0.16339 0.00029 0.46267 0.00034 9.33388 0.01097 ... ...

1124 1.60465 0.03012 -0.00090 0.00061 0.06318 0.00070 1.38917 0.02795 1.67990 0.03005

69 1.29073 0.04644 -0.01062 0.00091 0.09353 0.00105 2.53874 0.04057 2.11044 0.04414

7677 2.53599 0.18895 0.01715 0.00383 0.29555 0.00464 ... ... 0.46097 0.19353

51 4.17705 0.08207 -0.01638 0.00181 0.02145 0.00210 0.70527 0.08436 0.87296 0.09253

488 4.67647 0.07682 -0.01882 0.00172 0.01528 0.00200 0.65243 0.08007 0.49508 0.08909

7277 1.26708 0.11188 0.02544 0.00221 0.12725 0.00257 2.76926 0.09961 -1.94239 0.15577

1351 3.44805 0.01349 0.13626 0.00027 0.46681 0.00032 7.98301 0.01116 4.47050 0.01307

573 1.33233 0.05689 -0.14624 0.00126 -0.12155 0.00149 2.73845 0.05011 2.06642 0.05484

505 1.76574 0.03115 -0.00179 0.00063 0.04987 0.00073 1.35788 0.02908 1.63092 0.03116

1556 2.09879 0.01436 0.10862 0.00027 0.83700 0.00000 1.00676 0.00000 6.77846 0.01171

7498 1.41136 0.01379 0.09837 0.00026 0.39654 0.00031 9.42370 0.00970 6.78767 0.01087

917 1.27861 0.05491 0.38326 0.00118 0.10001 0.00124 2.89567 0.04731 2.04703 0.05199

1796 2.85003 0.24088 0.01463 0.00492 0.26408 0.00593 ... ... 1.93956 0.23596

458 1.62785 0.02992 -0.16368 0.00067 -0.17168 0.00079 1.52897 0.02749 1.75849 0.02974

6761 1.29554 0.07244 0.01929 0.00143 0.12197 0.00166 3.07572 0.06320 1.98001 0.06970

566 1.19253 0.09369 0.13259 0.00178 0.27367 0.00207 4.31677 0.07882 4.29264 0.08006

439 1.58764 0.07617 0.05857 0.00155 0.25694 0.00182 5.40309 0.06666 4.03782 0.07239

619 2.84987 0.16601 0.00785 0.00336 0.07498 0.00390 1.69603 0.15437 ... ...

1235 3.39252 0.09002 0.00456 0.00190 0.10344 0.00221 ... ... 1.88367 0.09305

640 1.62410 0.03179 0.01277 0.00063 0.77913 0.00083 ... ... 1.84062 0.03095

122 3.24323 0.06420 -0.00102 0.00136 0.10073 0.00159 2.58008 0.06119 2.29205 0.06691

1035 2.23247 0.14782 -0.00871 0.00297 0.06649 0.00345 2.43341 0.13191 1.24939 0.14682

787 1.09383 0.03680 0.00699 0.00070 0.15129 0.00082 3.97123 0.03041 2.61899 0.03365

292 1.92752 0.03211 0.01005 0.00065 0.07958 0.00075 1.30156 0.03006 1.69910 0.03202

258 1.14495 0.04660 0.02982 0.00090 0.12110 0.00104 2.73249 0.04020 2.19098 0.04347

2984 4.76758 0.09328 -0.01603 0.00207 0.02870 0.00240 1.06460 0.09508 0.97310 0.10535

328 6.10282 0.06981 -0.03779 0.00161 0.64557 0.00211 ... ... 0.47747 0.08361

1060 2.70831 0.09482 0.01935 0.00198 0.13473 0.00231 3.18005 0.08793 2.66695 0.09571

1294 3.51839 0.09689 -0.01609 0.00206 0.06787 0.00240 1.99589 0.09330 1.96330 0.10188

792 1.23244 0.08777 0.02261 0.00171 0.12557 0.00199 2.88605 0.07623 ... ...

13 1.65260 0.02839 0.10058 0.00056 0.31425 0.00065 6.30576 0.02327 5.53427 0.02447

232 1.35785 0.09753 0.01068 0.00193 0.10319 0.00225 2.79735 0.08584 1.91094 0.09458

402 1.58513 0.03117 0.01555 0.00063 0.07392 0.00073 1.52584 0.02889 1.84671 0.03105

4126 1.75579 0.13275 0.00465 0.00266 0.10422 0.00310 2.91400 0.11802 1.91177 0.13038

1633 1.61262 0.07893 0.05786 0.00156 0.17183 0.00182 3.14839 0.07013 2.60730 0.07467

2001 ... ... 0.00098 0.00062 0.06921 0.00072 1.62211 0.02820 1.68697 0.03051

1873 1.25060 0.06666 0.00825 0.00132 0.10383 0.00153 2.65167 0.05896 1.90914 0.06482

10387 1.70260 0.13353 -0.00494 0.00268 0.07419 0.00311 2.33884 0.11980 1.07864 0.13392

1958 1.46306 0.12321 0.01189 0.00241 0.11348 0.00281 3.35021 0.10536 2.03251 0.11721

921 5.62486 0.07594 -0.01133 0.00175 0.03775 0.00203 0.80619 0.08143 1.25727 0.08861

526 ... ... 0.07177 0.00035 0.28018 0.00041 6.61085 0.01426 6.36810 0.01505

484 1.42297 0.03053 -0.02152 0.00060 0.06394 0.00070 2.11313 0.02707 1.99763 0.02954

6548 0.49610 0.74809 0.33930 0.01321 0.19814 0.01424 4.27093 0.53708 2.82585 0.53794

1181 2.67965 0.15076 -0.14580 0.00348 -0.16468 0.00409 1.62608 0.14106 0.95591 0.15715

1785 1.27569 0.01759 0.08821 0.00034 0.23752 0.00040 5.05040 0.01450 4.90434 0.01531

11860 3.35735 0.18422 0.00218 0.00383 0.71677 0.00498 ... ... 1.14870 0.18832

5871 2.46747 0.21816 -0.14391 0.00494 -0.13159 0.00583 2.54280 0.19608 -3.16630 0.27030

6079 2.43809 0.12179 0.00421 0.00252 0.09106 0.00293 2.13766 0.11431 1.38027 0.12553

7299 2.76794 0.28393 0.02429 0.00565 0.01862 0.00644 1.54703 0.24870 1.59366 0.27111

7453 2.55815 0.25426 0.33351 0.00552 0.04884 0.00582 2.40941 0.22060 1.59301 0.24453

1214 0.87293 0.39518 0.35244 0.00791 0.12368 0.00840 4.41888 0.30498 2.33893 0.33750

951 2.63540 0.17575 0.37760 0.00394 0.03323 0.00411 1.96908 0.15781 1.04964 0.17669

2154 2.37938 0.15105 -0.01270 0.00307 0.04665 0.00356 1.68826 0.13859 1.57618 0.15162

1219 2.30168 0.16977 0.00382 0.00335 0.10030 0.00390 2.08078 0.15269 ... ...

1716 5.05854 0.10029 -0.14959 0.00249 -0.18514 0.00293 0.75280 0.10358 0.69119 0.11499

8009 6.75657 0.03381 -0.03923 0.00087 1.03372 0.00000 ... ... 3.29142 0.04321

654 1.30557 0.13419 0.09388 0.00254 0.87207 0.00328 ... ... 3.71373 0.11508

1926 1.55802 0.13123 0.00368 0.00259 0.09613 0.00301 2.85480 0.11438 1.85090 0.12644

3 1.28607 0.11113 0.01817 0.00217 0.13638 0.00253 3.39220 0.09570 2.10816 0.10483

338 2.01372 0.02289 0.00469 0.00046 0.13770 0.00054 4.06774 0.01992 2.36165 0.02247

391 ... ... -0.05499 0.00098 -0.03216 0.00115 -0.11196 0.04611 -0.05713 0.05214

223 1.32851 0.07405 0.01308 0.00146 0.12933 0.00170 2.92818 0.06521 1.99434 0.07117

314 1.53876 0.04685 0.05839 0.00092 0.14398 0.00106 2.36277 0.04168 1.48794 0.04502

1325 1.38286 0.03284 0.01911 0.00065 0.11760 0.00076 2.96613 0.02891 2.10983 0.03182

294 3.66435 0.06909 -0.16222 0.00166 -0.16042 0.00196 1.62607 0.06790 1.63417 0.07465

4448 3.05098 0.12844 0.00424 0.00264 0.10155 0.00308 2.33764 0.11967 2.45124 0.12829

10218 1.31530 0.13068 0.00446 0.00254 0.11696 0.00296 3.15775 0.11213 1.56531 0.12445

3915 3.57394 0.10651 -0.00595 0.00227 0.07971 0.00264 2.14594 0.10230 2.04445 0.11183

180

Tabela B.2 – continua¸c˜ao

ID H

σH

σMg

Mgb σMgb Fe5270 σFe5270

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (11)

813 2.27763 0.13500 -0.00951 0.00275 0.05576 0.00319 2.05247 0.12336 1.17302 0.13790

266 2.09607 0.05256 0.02996 0.00108 0.16865 0.00126 4.16956 0.04674 2.90924 0.05173

256 4.24373 0.03835 -0.01407 0.00086 0.03349 0.00100 1.08078 0.03967 0.92942 0.04408

1934 1.73745 0.16576 0.00724 0.00324 0.11142 0.00378 2.74445 0.14501 1.51214 0.15914

206 3.18473 0.09078 -0.01018 0.00191 0.04615 0.00222 1.23735 0.08817 1.39074 0.09595

407 1.15018 0.03032 0.03667 0.00059 0.15681 0.00069 3.28265 0.02631 2.81248 0.02832

1693 3.42373 0.22621 0.04329 0.00475 0.02734 0.00538 1.41763 0.20994 1.13405 0.22970

1818 2.65438 0.16302 0.17335 0.00351 0.03474 0.00385 1.87656 0.14822 0.65747 0.16729

6868 1.47979 0.07634 0.42762 0.00167 0.09404 0.00175 2.78518 0.06644 2.00677 0.07301

1210 2.84151 0.23267 0.34705 0.00510 0.05421 0.00537 2.18355 0.20595 1.06898 0.22814

2013 3.01131 0.22147 0.19284 0.00476 0.09281 0.00524 3.10394 0.19683 2.31253 0.21519

1161 2.34482 0.15288 0.08055 0.00315 0.02436 0.00355 ... ... 1.03649 0.15329

6786 1.90330 0.13104 -0.00564 0.00264 0.08141 0.00308 2.39554 0.11849 1.28457 0.13231

12299 2.93148 0.17181 -0.03094 0.00354 0.03488 0.00412 1.47326 0.16069 0.86268 0.17882

888 1.75539 0.11167 0.01044 0.00223 0.10896 0.00260 3.10487 0.09823 1.68903 0.10945

7505 2.04387 0.27810 0.01887 0.00542 0.08254 0.00627 2.05155 0.24458 ... ...

7573 3.99887 0.11547 -0.16686 0.00277 -0.18082 0.00327 0.98339 0.11491 1.17812 0.12547

452 ... ... 0.07600 0.00035 0.33192 0.00041 6.23868 0.01469 4.41209 0.01611

10927 2.41246 0.03186 0.02152 0.00065 0.15032 0.00076 4.54685 0.02764 3.25964 0.03071

5964 2.46188 0.11564 0.00033 0.00239 0.06125 0.00278 1.85115 0.10823 1.20816 0.12015

1897 1.13113 0.04106 0.02704 0.00080 0.13332 0.00093 2.97601 0.03582 2.22412 0.03898

613 2.08808 0.14474 -0.00111 0.00290 0.06592 0.00336 2.13041 0.12993 1.31938 0.14343

641 1.19955 0.04389 0.03663 0.00085 0.13636 0.00099 2.54522 0.03865 ... ...

651 1.21019 0.05873 0.46141 0.00128 0.12224 0.00133 2.87809 0.05105 2.13020 0.05557

720 1.44506 0.05036 0.02969 0.00099 0.14578 0.00115 2.56061 0.04530 2.35925 0.04723

4 1.93432 0.14130 -0.01842 0.00281 0.07474 0.00327 2.43530 0.12516 1.32923 0.13935

399 1.33173 0.02365 0.05027 0.00046 0.23893 0.00054 6.13691 0.01880 3.50330 0.02144

1282 1.50194 0.08294 -0.15261 0.00184 -0.13204 0.00218 2.61034 0.07305 -0.33876 0.09056

1081 1.05207 0.11905 0.01921 0.00233 0.12112 0.00272 3.02187 0.10336 1.80271 0.11394

829 1.06776 0.05433 0.01361 0.00106 0.10736 0.00123 2.52370 0.04758 2.10204 0.05178

4482 3.01291 0.12842 -0.00773 0.00272 0.05601 0.00316 1.71112 0.12339 0.79867 0.13770

1486 1.39487 0.08907 0.00919 0.00177 0.11589 0.00206 2.98442 0.07839 1.80873 0.08705

3909 1.14953 0.13790 0.01219 0.00266 0.13415 0.00310 3.53451 0.11624 1.85187 0.12906

1087 1.36366 0.11818 0.01492 0.00234 0.12819 0.00272 3.21511 0.10309 2.01140 0.11367

387 2.43080 0.14175 -0.01197 0.00286 0.05819 0.00333 1.65046 0.13020 -5.06105 0.20487

778 1.49698 0.10983 0.01853 0.00216 0.12598 0.00252 3.12756 0.09562 1.89121 0.10542

2045 1.85734 0.12653 0.00135 0.00254 0.08299 0.00295 2.41215 0.11347 1.18041 0.12687

1292 1.33699 0.12083 0.01398 0.00238 0.10434 0.00277 2.91980 0.10516 1.82446 0.11643

242 1.79732 0.13878 -0.00059 0.00276 0.09248 0.00321 2.54538 0.12281 1.67391 0.13511

212 1.50184 0.04881 0.09768 0.00095 0.23621 0.00110 3.88277 0.04220 4.10027 0.04340

5412 1.30644 0.06089 0.01611 0.00120 0.11015 0.00139 2.63092 0.05350 2.10637 0.05834

574 2.79883 0.14897 0.36713 0.00337 0.02280 0.00352 1.55868 0.13625 1.08049 0.15132

78 2.86741 0.17928 0.29300 0.00396 0.03263 0.00420 1.87402 0.16125 1.15810 0.18010

1561 1.68997 0.13497 0.10795 0.00273 0.08656 0.00308 -1.51759 0.13994 1.69391 0.12911

1894 3.35560 0.18211 -0.01367 0.00380 0.53794 0.00482 4.45043 0.22861 1.09506 0.18772

881 3.78683 0.04534 -0.02727 0.00099 0.04604 0.00115 1.74615 0.04467 1.79704 0.04923

7014 2.37763 0.14366 -0.02200 0.00292 0.05087 0.00340 1.73564 0.13203 1.29846 0.14622

11907 2.84846 0.23225 -0.14932 0.00526 -0.14318 0.00620 2.03274 0.21047 1.19985 0.23761

523 1.77719 0.08943 -0.00010 0.00181 0.07916 0.00210 2.25041 0.08098 1.45859 0.08984

2229 3.78836 0.26392 0.00760 0.00535 0.07581 0.00622 2.00141 0.24222 1.80245 0.26055

2153 2.62474 0.15626 -0.05211 0.00331 -0.01073 0.00386 1.71805 0.14432 1.03627 0.15966

513 1.11320 0.03948 -0.02054 0.00080 0.12460 0.00093 3.80636 0.03375 2.48247 0.03747

5843 4.04459 0.03078 -0.00287 0.00067 0.11807 0.00078 3.34937 0.02922 1.77796 0.03266

11331 3.83852 0.16901 -0.00427 0.00358 0.02945 0.00415 1.08484 0.16388 0.65439 0.18158

1144 2.46969 0.09903 -0.02428 0.00204 0.04797 0.00238 1.91467 0.09191 1.01999 0.10294

1815 2.69190 0.13002 -0.00206 0.00270 0.05693 0.00314 1.80936 0.12187 0.82827 0.13635

616 2.14027 0.13974 -0.01746 0.00280 0.05768 0.00325 2.37608 0.12406 1.20654 0.14004

8076 2.26381 0.18873 -0.14617 0.00428 -0.14826 0.00505 1.96801 0.17150 0.92967 0.19099

1409 2.29504 0.21093 -0.07720 0.00448 -0.01780 0.00527 2.83997 0.18622 1.11685 0.20817

181

Tabela B.3:

Indices espectrais medidos e respectivas incertezas associadas.

ID Fe5335 σFe5335 Fe5406 σFe5406 NaD σNaD Al3953 σAl3953

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

155 1.88008 0.05544 1.13882 0.04054 2.04970 0.03406 ... ...

138 ... ... 0.81074 0.02593 4.12518 0.02094 4.13757 0.08959

114 1.97289 0.04263 1.02490 0.03133 ... ... ... ...

253 1.51201 0.03747 0.69764 0.02730 ... ... ... ...

1468 0.84823 0.13686 0.69834 0.09912 1.86168 0.08544 2.70808 0.43285

367 0.60807 0.08541 0.20029 0.06286 1.48435 0.05619 3.41298 0.14671

327 1.95244 0.04120 1.13027 0.03021 3.26561 0.02444 3.25623 0.14144

346 1.06836 0.05323 0.87886 0.03839 1.95114 0.03249 3.73815 0.15558

356 4.72869 0.02187 ... ... 5.82846 0.01238 2.10982 0.11406

221 1.93333 0.04331 1.14638 0.03170 2.04300 0.02633 3.68824 0.14965

207 ... ... 0.36262 0.08785 1.54693 0.07733 3.20823 0.26721

291 4.29157 0.02001 1.40417 0.01533 6.36977 0.01129 ... ...

306 ... ... 1.05979 0.03108 4.15998 0.02479 -0.93592 0.29136

751 1.27704 0.16750 0.59313 0.12306 1.80957 0.10448 3.97421 0.57499

3791 1.66556 0.10151 0.88093 0.07444 1.97370 0.06277 2.11603 0.44516

1936 0.81900 0.15765 0.66817 0.11403 1.47505 0.09792 3.34221 0.51237

390 5.33949 0.01743 1.96846 0.01325 9.01046 0.00893 1.42806 0.10927

1511 7.84740 0.01242 4.83822 0.00930 8.81875 0.00699 0.42836 0.13982

1124 1.54715 0.03397 0.71771 0.02497 ... ... ... ...

69 1.85099 0.04955 1.02622 0.03604 ... ... 3.03424 0.17479

7677 0.96876 0.21559 0.82637 0.15647 1.10367 0.13828 0.76813 0.87924

51 0.93517 0.10502 0.17910 0.07758 1.82498 0.06769 3.64415 0.18788

488 0.47508 0.10135 0.48680 0.07362 1.59129 0.06554 3.05270 0.18440

7277 1.79542 0.12151 0.82457 0.09015 1.97723 0.08238 2.73261 0.47105

1351 5.78717 0.01269 1.88199 0.00983 8.36527 0.00651 0.02643 0.12503

573 ... ... 0.89615 0.04462 2.33871 0.03734 3.21746 0.22140

505 1.56723 0.03514 0.76354 0.02595 1.98323 0.02190 3.43203 0.08805

1556 7.22957 0.01210 3.66878 0.00924 9.31503 0.00636 1.00106 0.12246

7498 7.49795 0.01150 2.03808 0.00946 7.66586 0.00651 0.14208 0.11679

917 1.87019 0.05849 0.96000 0.04283 2.00605 0.03592 3.76283 0.20126

1796 0.50466 0.27832 0.71101 0.19980 1.16686 0.17118 4.91702 1.00968

458 ... ... 0.69960 0.02445 3.61287 0.01986 3.20395 0.08887

6761 1.64737 0.07901 1.04923 0.05763 2.14796 0.04823 3.03072 0.28683

566 4.20148 0.08733 2.79188 0.06456 4.22998 0.05104 0.28492 0.82609

439 3.70541 0.08057 2.10156 0.06051 3.70731 0.05016 0.76744 0.37679

619 0.84795 0.18939 0.32044 0.13842 1.66702 0.11823 5.39553 0.49262

1235 1.64902 0.10532 0.84878 0.07781 1.80787 0.06766 3.23324 0.29572

640 1.73364 0.03488 0.68479 0.02576 3.43285 0.02100 4.10011 0.08782

122 1.92711 0.07596 0.97030 0.05689 2.10646 0.04857 3.21900 0.20280

1035 1.29244 0.16604 0.70795 0.12118 1.81988 0.10179 4.49992 0.57375

787 2.18442 0.03773 1.14165 0.02770 3.78922 0.02172 3.56031 0.15401

292 1.58101 0.03606 0.75698 0.02647 5.34830 0.02072 ... ...

258 1.78686 0.04892 ... ... 3.11649 0.02908 ... ...

2984 0.67412 0.12070 0.27678 0.08908 1.34410 0.07828 2.59936 0.25309

328 0.44214 0.09579 0.19050 0.07038 1.63522 0.06421 ... ...

1060 2.22165 0.10880 1.16092 0.08134 2.07268 0.06969 3.35157 0.34487

1294 1.75503 0.11571 0.99874 0.08530 1.74806 0.07398 3.74682 0.32144

792 1.66604 0.09366 0.80134 0.06898 2.06663 0.05800 1.96757 0.40522

13 4.91128 0.02737 2.84901 0.02038 7.95423 0.01467 2.30609 0.16380

232 1.48008 0.10735 0.67056 0.07913 1.99062 0.06577 3.48433 0.40631

402 1.61127 0.03515 0.72657 0.02594 ... ... ... ...

4126 1.51639 0.14848 0.79867 0.10869 1.97674 0.09164 4.21065 0.54356

1633 2.39855 0.08345 ... ... 2.67346 0.05035 2.69732 0.36287

2001 1.42637 0.03466 0.73745 0.02559 2.94943 0.02116 4.62421 0.07610

1873 1.71704 0.07313 0.99498 0.05355 2.24143 0.04484 2.87170 0.26732

10387 1.17871 0.15119 0.58279 0.11081 1.57460 0.09422 6.02303 0.36726

1958 1.51552 0.13346 0.90350 0.09758 1.94411 0.08170 3.02844 0.60193

921 1.27145 0.10090 0.52541 0.07521 1.87059 0.06604 3.02401 0.19063

526 4.96871 0.01711 3.11902 0.01238 ... ... 0.99159 0.13327

484 1.68761 0.03344 1.05350 0.02438 1.83346 0.02050 4.30435 0.09241

6548 2.70095 0.59014 2.37708 0.42203 2.56727 0.34309 ... ...

1181 ... ... 0.66861 0.12690 1.74240 0.11132 3.03023 0.46108

1785 3.13278 0.01758 1.78792 0.01291 2.57412 0.01040 2.11845 0.09314

11860 0.84356 0.21571 0.09819 0.15961 1.37398 0.13655 3.62595 0.71557

5871 12.32339 0.27252 -0.16567 0.18345 1.67359 0.15338 2.56151 0.98518

6079 1.01860 0.14303 0.74467 0.10416 1.81616 0.08961 4.73762 0.35331

7299 0.55601 0.31312 0.67329 0.22237 1.48273 0.18879 6.10641 0.96179

7453 0.59866 0.28284 -0.09022 0.20780 1.90269 0.17100 3.71238 1.13530

1214 1.44650 0.38574 1.28500 0.27374 2.13300 0.22363 2.91973 1.82234

951 1.12423 0.19938 0.34240 0.14689 1.45882 0.12586 4.41565 0.57983

2154 1.05292 0.17371 0.29589 0.12803 1.61639 0.10815 4.87071 0.43522

1219 1.60980 0.18361 0.84906 0.13545 2.39961 0.11474 4.76836 0.58302

1716 ... ... 0.17035 0.09490 1.56270 0.08467 3.15587 0.24504

8009 5.24613 0.04609 2.94921 0.03593 ... ... 4.02323 0.09952

654 3.27638 0.12831 2.33312 0.09376 2.96788 0.07752 5.02895 0.79250

1926 1.40006 0.14373 ... ... 2.29584 0.08678 2.97128 0.57746

3 1.63310 0.11896 0.90890 0.08769 2.06072 0.07176 4.51402 0.44895

338 2.61543 0.02510 1.10601 0.01865 2.71342 0.01536 3.59507 0.07471

391 -0.03744 0.06012 0.00765 0.04419 1.39905 0.04257 ... ...

223 1.73680 0.08037 0.97835 0.05897 1.86579 0.04919 3.68973 0.28871

314 2.70134 0.04824 1.51584 0.03574 3.18568 0.02930 3.37818 0.18496

1325 1.68266 0.03606 0.81257 0.02656 3.29840 0.02138 3.12163 0.11315

294 ... ... 0.59059 0.06225 1.54293 0.05534 3.12744 0.19310

4448 2.48048 0.14355 0.98286 0.10841 2.88919 0.08917 4.32998 0.52777

10218 1.61451 0.13955 0.79297 0.10246 2.01120 0.08477 4.54057 0.37617

3915 1.91833 0.12593 0.89782 0.09418 1.99952 0.08046 2.67857 0.43378

182

Tabela B.3 – continua¸c˜ao

ID Fe5335 σFe5335 Fe5406 σFe5406 NaD σNaD Al3953 σAl3953

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

813 0.87306 0.15690 0.66021 0.11404 1.93974 0.09731 3.47166 0.49736

266 2.58337 0.05849 1.84446 0.04318 2.84290 0.03667 3.43362 0.17819

256 1.13201 0.05006 0.45228 0.03707 1.29847 0.03322 3.67455 0.08159

1934 1.46685 0.17853 0.94456 0.13000 2.08951 0.10892 -0.28106 1.27920

206 1.05595 0.10937 0.41655 0.08117 1.60935 0.06918 3.64951 0.26288

407 2.07219 0.03200 1.27635 0.02339 3.89991 0.01854 2.33879 0.13003

1693 0.53781 0.26314 0.72509 0.18727 1.53842 0.16221 4.80290 0.74823

1818 0.99156 0.18734 0.76916 0.13587 1.63487 0.11787 3.46074 0.53511

6868 1.54993 0.08306 0.88462 0.06074 2.01688 0.05101 3.70292 0.28231

1210 0.97807 0.25830 0.84180 0.18672 1.66924 0.16140 2.18723 1.03946

2013 1.79819 0.24500 1.24277 0.18039 2.33288 0.15047 4.91327 1.01110

1161 1.06192 0.17362 0.53570 0.12673 1.89938 0.10848 4.05533 0.47317

6786 0.70701 0.15157 0.43311 0.10978 1.91228 0.09420 ... ...

12299 0.21969 0.20478 -0.00496 0.15019 1.69899 0.12646 4.67488 0.50955

888 1.52332 0.12348 0.86581 0.09018 2.10037 0.07573 4.78713 0.45893

7505 0.90818 0.30002 0.46721 0.22145 1.68895 0.18433 6.79087 0.80568

7573 -1.36363 0.21260 0.55254 0.10294 1.73143 0.09011 3.80224 0.32946

452 3.46056 0.01791 2.73758 0.01296 5.01835 0.01012 3.54754 0.07812

10927 4.45045 0.03333 1.48507 0.02565 10.72231 0.01686 3.88414 0.10960

5964 0.87000 0.13706 0.43844 0.10055 1.49708 0.08654 4.76196 0.31327

1897 1.87926 0.04391 1.08969 0.03228 3.16729 0.02618 3.49782 0.14693

613 1.11736 0.16330 0.80905 0.11813 1.62871 0.10046 3.55419 0.53072

641 1.84637 0.04632 0.78638 0.03428 4.24248 0.02708 2.90108 0.17047

651 1.67528 0.06286 1.04275 0.04599 2.21284 0.03838 ... ...

720 2.45714 0.05268 1.25471 0.03902 2.85732 0.03213 3.27849 0.20619

4 1.42512 0.15674 0.16262 0.11870 2.06199 0.09575 4.77959 0.51265

399 3.38575 0.02374 1.65304 0.01762 7.78670 0.01240 2.55373 0.13061

1282 ... ... 0.85223 0.06550 2.08299 0.05516 3.16112 0.35116

1081 1.65744 0.12883 1.03263 0.09397 1.97172 0.07904 3.44093 0.59470

829 1.74458 0.05865 0.96855 0.04300 2.04398 0.03582 3.09130 0.21529

4482 0.82764 0.15675 ... ... 1.79999 0.09794 4.19127 0.40209

1486 1.79260 0.09804 1.10070 0.07184 1.62756 0.06126 2.37508 0.39374

3909 1.55553 0.14598 ... ... 1.78727 0.08849 3.77577 0.74441

1087 1.56550 0.12960 0.98579 0.09431 2.00786 0.07938 3.51205 0.49106

387 0.82944 0.16243 0.79228 0.11748 1.62529 0.10130 3.79242 0.48981

778 1.74358 0.11887 1.00316 0.08732 1.74430 0.07325 2.93407 0.53113

2045 1.09128 0.14326 0.61309 0.10526 1.86543 0.08843 3.23094 0.50473

1292 1.47703 0.13244 0.73218 0.09733 2.14589 0.08061 2.48720 0.59800

242 1.22167 0.15383 0.38858 0.11451 1.87789 0.09458 6.53663 0.28232

212 3.73995 0.04812 ... ... 5.92878 0.02682 2.71097 0.34024

5412 1.68524 0.06605 0.96588 0.04844 2.36532 0.04005 3.03503 0.25712

574 0.77934 0.17349 0.37815 0.12625 1.48217 0.10809 3.75212 0.48791

78 0.63643 0.20610 0.63973 0.14822 1.80273 0.12771 3.05079 0.64166

1561 1.47053 0.14637 0.51445 0.10777 1.77911 0.09100 0.18369 0.79269

1894 0.39047 0.21706 0.55319 0.15640 1.60446 0.13524 3.93562 0.64747

881 0.92866 0.05714 0.77508 0.04178 1.70466 0.03691 3.64786 0.11143

7014 1.05350 0.16653 0.62449 0.12075 1.72585 0.10407 4.24166 0.46861

11907 ... ... 0.21974 0.19226 1.72373 0.16724 3.96968 0.89711

523 1.27628 0.10225 0.63888 0.07516 1.66726 0.06379 2.70793 0.32215

2229 1.48455 0.30012 0.09952 0.22388 1.84882 0.18548 4.19124 1.13152

2153 ... ... ... ... 1.54874 0.11257 4.85807 0.44442

513 2.05710 0.04221 1.49305 0.03065 -0.77358 0.02760 ... ...

5843 2.25559 0.03652 1.42794 0.02663 2.75761 0.02204 3.79642 0.09944

11331 0.25566 0.20857 0.17199 0.15184 1.42899 0.13115 3.50476 0.53636

1144 1.00494 0.11726 ... ... 1.65590 0.07363 4.00095 0.27559

1815 0.81040 0.15481 0.42560 0.11344 1.55366 0.09775 3.42074 0.42193

616 1.06674 0.15872 0.51563 0.11617 1.98283 0.09716 3.63461 0.49448

8076 ... ... 0.19108 0.15584 1.45762 0.13649 4.66239 0.69923

1409 ... ... 0.79311 0.16702 1.63869 0.14313 1.58806 1.00579

Referˆencias Bibliogr´aﬁcas

Alonso, A., Arribas, S., & Mart´ınez-Roger, C. 1996, A&AS, 313, 873

Alonso, A., Arribas, S., Mart´ınez-Roger, C. 1998, A&ASS, 131, 209

Alonso, A., Arribas, S., & Mart´ınez-Roger, C. 1999, A&ASS, 140, 261 (AAM99)

Alonso, A., Arribas, S., & Mart´ınez-Roger, C. 2001, A&A, 376, 1039

Alves-Brito, A. 2004, Disserta¸c˜ao de Mestrado, IAG/USP

Alves-Brito, A., Barbuy,B., Ortolani, S., Momany, Y., Hill, V., Zoccali, M., Renzini, A.,

Minniti, D., Pasquini, L., Bica, E., Rich, R.M. 2005, A&A, 435, 657

Alves-Brito, A., Barbuy, B., Zoccali, M., Minniti, D., Ortolani, S., Hill, V., Renzini, A.,

Pasquini, L., Bica, E., R.M. Rich, Mel´endez, J., Mommany, Y. 2006, A&A, 460, 269

Alves-Brito, A., Schiavon, R., Castilho, B., Barbuy, B. 2008a, aceito para publica¸c˜ao

Alves-Brito, Zoccali, M., Minniti, D., Lapuente, P., Barbuy, B. 2008b, em prepara¸c˜ao

Alves-Brito, Barbuy, B., Allen, D.M. 2008c, em prepara¸c˜ao

Anstee, S.D., O’Mara, B.J. 1995, MNRAS, 276, 859

Arlandini, C., Kappeler, F., Wisshak, K., Gallino, R., Lugaro, M., Busso, M., Straniero,

O. 1999, ApJ, 525, 886A

Arnett, W. D., Truran, J. W., Woosley, S. E. 1971, ApJ, 165, 87

Arnould, M., Goriely, S., Jorissen, A. 1999, A&A, 347, 572

Ashman, K.M., Zepf, S.E. 1992, ApJ, 384, 50

Asplund, M., 2005, ARA&A, 43, 481

Baade, W. 1944, ApJ, 100, 137

REFER

ENCIAS BIBLIOGR

AFICAS 184

Barbuy, B. 1982, Tese de Doutoramento, Universidade de Paris VII

Barbuy, B. 1988, A&A, 191, 121

Barbuy, B., Castro, S., Ortolani, S., & Bica, E. 1992, A&A, 259, 607

Barbuy, B., Bica, E., Ortolani, S. 1998, A&A, 333, 117

Barbuy, B., Ortolani, S., Bica, E., Desideraa, S. 1999a, A&A, 348, 783

Barbuy, B., Renzini, A., Ortolani, S., Bica, E., & Guarnieri, M.D. 1999b, A&A, 341, 539

Barbuy, B., Perrin, M.-N., Katz, D., Coelho, P., Cayrel, R., Spite, M., Van’t Veer-

Menneret, C. 2003, A&A, 404, 661

Barbuy, B., Zoccali, M., Ortolani, S., Momany, Y., Minniti, D., Hill, V., Renzini, A.,

Rich, R. M., Bica, E., Pasquini, L., Yadav, R. K. S. 2006, A&A, 449, 349

Barbuy, B., Zoccali, M., Ortolani, S., Minniti, D., Hill, V., Renzini, A., Bica, E., G´omez,

A. 2007, AJ, 134, 1613

Barklem, P.S., O’Mara, B.J. 1997, MNRAS, 290, 102

Barklem, P.S., Anstee, S.D., O’Mara, B.J. 1998a, PASA, 15, 336

Barklem, P.S., O’Mara, B.J., Ross, J.E. 1998b, MNRAS, 296, 1057

Beasley, M.A., Baugh, C.M., Forbes, D.A., Sharples, R.M., Frenk, C.S. 2002, MNRAS,

333, 383

Bekki, K. 2005, ApJ, 626, L93

Bekki, K., Campbell, S.W., Lattanzio, J.C, Norris, J.E. 2007, MNRAS, 377, 335

Bessell, M.S. 1979, PASP, 91, 589

Bica, E. L. D., Pastoriza, M. G. 1983, Ap&SS, 91, 99

Bica, E., Alloin, D. 1986, A&AS, 66, 171

Bica, E., Bonatto, C., Barbuy, B., Ortolani, S. 2006, A&A, 450, 105

Bica, E., Bonatto, C., Ortolani, S., Barbuy, B. 2007, A&A, 472, 483

Biehl, D. 1976, PhD thesis, University of Kiel

Bielski, A. 1975, JQSRT, 15, 463

REFER

ENCIAS BIBLIOGR

AFICAS 185

Bi´emont, E., Godefroid, M. 1980, A&A, 84, 361

Blackwell, D.E., Petford, A.D., & Shallis, M.J. 1980, A&A, 82, 249

Blackwell, D.E., Lynas-Gray, A.E., & Petford, A.D. 1991, A&A, 245, 567

Boesgaard, A. M., King, J. R., Cody, A. M., Stephens, A., Deliyannis, C. P. 2005, ApJ,

629, 832

Bonatto, C., Bica, E., Ortolani, S., Barbuy, B. 2007, MNRAS, 381, 45

Bonifacio, P., Hill, V., Molaro, P., Pasquini, L., Di Marcantonio, P., Santin, P. 2000,

A&A, 359, 663

Booth, A. J., Blackwell, D. E., Shallis, M. J. 1984, MNRAS, 209, 77

Bragaglia, A., Tosi, M., Carretta, E., Gratton, R. G., Marconi, G., Pompei, E. 2006,

MNRAS, 366, 1493

Briley, M. M., Smith, G. H., Claver, C. F. 2001, AJ, 122, 2561

Brodie, J. P., Strader, J. 2006, ARA&A, 44, 193

Brodzinski T., Kronfeldt H.-D., Kropp J.-R., Winkler R., Z. 1987, Phys. D, 7, 161

Burbidge, E.M., Burbidge, C.R., Fowler, W.A., Hoyle, F. 1957, RvMP, 29, 547.

Busso, M., Gallino, R., Wasserburg, G. J. 1999, ARA&A, 37, 239

Cameron, A. G. W. 1957, PASP, 69, 201

Cameron, A.G.W. 1960, AJ, 65, 485

Cannon, R.D., Croke, B.F.W., Bell, R.A., Hesser, J.E., Stathakis, R.A. 1998, MNRAS,

298, 601

Cardiel, N., Gorgas, J., Cenarro, J., Gonzalez, J. J. 1998, A&AS, 127, 597

Carpenter, J.M. 2001, AJ, 121, 2851

Carraro, G. 2005, ApJ, 621

Carreta, E., Cohen, J., Gratton, R., Behr, B.B. 2001, AJ, 122, 1469

Carretta, E., Bragaglia, A., Gratton, R. G., Tosi, M. 2005, A&A, 441, 131

REFER

ENCIAS BIBLIOGR

AFICAS 186

Carretta, E., Bragaglia, A., Gratton, R. G., Momany, Y., Recio-Blanco, A., Cassisi, S.,

Franois, P., James, G., Lucatello, S., Moehler, S. 2007, A&A, 464, 967

Castilho, B., Spite, F., Barbuy, B., Spite, M., de Medeiros, J.R., Gregorio-Hetem, J. 1999,

A&A, 345, 249

Castilho, B.V., Pasquini, L., Allen, D.M., Barbuy, B., Molaro, P. 2000, A&A, 361, 92

Castro, S., Rich, R. M., McWilliam, A., Ho, L.C., Spinrad, H., Filippenko, A. V., Bell,

R. 1996, AJ, 111, 2439

Cayrel, R. 1986, A&A, 168, 81

Cayrel, R. 1988, em: IAU Symposium 132, The Impact of Very High S/N Spectroscopy on

Stellar Physics, editado por G. Cayrel de Strobel & M. Spite (Dordrecht: Kluwer), 345

Cayrel, R., Perrin, M.-N., Barbuy, B., Buser, R. 1991, A&A, 247, 108

Charbonnel, C. 1994, A&A, 282, 811

Chiosi, C., Bertelli, G., Bressan, A. 1992, ARA&A, 30, 235

Coelho, P., Barbuy, B., Perrin, M.-N., Idiart, T., Schiavon, R. P., Ortolani, S., & Bica,

E. 2001, A&A, 376, 136

Coelho, P, Barbuy, B., Melendez, J., Schiavon, R., Castilho, B. 2005, A&A, 443, 735

Coelho, P., Bruzual, G., Charlot, S., Weiss, A., Barbuy, B., Ferguson, J. W. 2007, MN-

RAS, 382, 498

Cohen, J. G. 1978, ApJ, 223

Cohen, J.G. 1980, ApJ, 241, 981

Cohen, J. G. 1983, ApJ, 270, 654

Cohen, J.G., Gratton, R.G., Behr, B.B., & Carretta, E. 1999, ApJ, 523, 739

Cohen, J. 1999, AJ, 117, 2434

Cohen, J. G., Huang, W., Udalski, A., Gould, A., Johnson, J. 2008, arXiv0801.3264

Cˆot´e, P. 1999, AJ, 118, 406

Cottrell, P. L., Da Costa, G. S. 1981, ApJ, 245, L79

REFER

ENCIAS BIBLIOGR

AFICAS 187

Cowan, J.J., Pfeiﬀer, B., Kratz, K.-L., Thielemann, F.-K., Sneden, C., Burles, S., Tytler,

D., Beers, T.C. 1999, ApJ, 521, 194

Cudworth, K. M. 1985, AJ, 90, 65

Cuisinier, F., Maciel, W. J., Koppen, J., Acker, A., Stenholm, B. 2000, A&A, 353, 543

Cunha, K., Smith, V. V. 2006, ApJ, 651, 491

Dean, J.F., Warpen, P.R., & Cousins, A.J. 1978, MNRAS, 183, 569

Decressin, T., Meynet, G., Charbonnel, C., Prantzos, N., Ekstr¨om, S. 2007, A&A, 464,

1029

Denissenkov, P.A., VandenBerg, D.A. 2003, ApJ, 593, 509

Dickens, R. J., Bell, R. A., Gustafsson, B. 1979, ApJ, 232, 428

Dinescu, D. I., Girard, T. M., van Altena, W. F. 1999, AJ, 117, 1792

Dinescu, D.I., Girard, T.M., van Altena, W.F., & L´opez, C.E. 2003, AJ, 125, 1373

Djorgovski, S., Davis, M. 1987, ApJ, 313, 59

Dwek, E., Arendt, R. G., Hauser, M. G., Kelsall, T., Lisse, C. M., Moseley, S. H., Silver-

berg, R. F., Sodroski, T. J., Weiland, J. L. 1995, ApJ, 445, 716D

Eggen, O. J., Lynden-Bell, D., Sandage, A. R. 1962, ApJ, 136, 748

Escudero, A. V., Costa, R. D. D. 2001, A&A, 380, 300

Fall, S.M., Rees, M.J. 1985, ApJ, 298, 1

Fran¸cois, P., Matteucci, F., Cayrel, R., Spite, M., Spite, F., Chiappini, C. 2004, A&A,

421, 613

Freeman, K., Bland-Hawthorn, J. 2002, ARA&A, 40, 487

Froebrich, D., Meusinger, H., Scholz, A. 2007, MNRAS, 377, 54

Fuhr, J. R., Wiese, W. L. 2006, JPCRD, 35, 1669

Fulbright, J. P., McWilliam, A., Rich, R. M. 2006, ApJ, 636, 821

Fulbright, J. P., McWilliam, A., Rich, R. M. 2007, ApJ, 661, 115

Gamow, G. 1948, Nature, 162, 680

REFER

ENCIAS BIBLIOGR

AFICAS 188

Geﬀert, M., Maintz, G. 2000, A&AS, 144, 227

Gratton, R., Sneden, C., Carretta, E. 2004, ARA&A, 42, 385

Gratton, R. G., Lucatello, S., Bragaglia, A., Carretta, E., Momany, Y., Pancino, E.,

Valenti, E. 2006, A&A, 455, 271

Gray, D. 1988, em: Lectures on Spectral-Line Analysis: F, G, and K Stars, editora Arva,

Ontario

Gray, D. 1992, em: The Observation and Analysis of Stellar Photospheres, editora Cam-

bridge University, Cambridge

Grevesse, N. & Sauval, J.N. 1998, SSRev, 35, 161

Grundahl, F., Stetson, P. B., Andersen, M. I. 2002, A&A, 395, 481

Guarnieri, M. D., Ortolani, S., Montegriﬀo, P., Renzini, A., Barbuy, B., Bica, E., &

Moneti, A. 1998, A&A, 331, 70

Gustafsson, B., Bell, R. A., Eriksson, K., & Nordlund,

A. 1975, A&A, 42, 407

Gustafsson, B., Edvardsson, B., Eriksson, K., et al. 2003, IAU Symposium 210, eds. N.

Piskunov, W. Weiss, D. Gray, ASP, p. A4

Harris, W.E. 1991, ARA&A, 29, 543

Harris, W.E., Pudritz, R.E. 1994 ApJ, 429, 177

Harris, W.E. 1996, ApJ, 112, 1487

Hartwick, F.D.A. 1975, PASP, 87, 77

Heger, A., Woosley, S. E. 2002, ApJ, 567, 532

Hesser, J. E., Hartwick, F. D. A., McClure, R. D. 1977, ApJS, 33, 471

Hinkle, K., Wallace, L., Valenti, J., Harmer, D. 2000, em: Visible and Near Infrared Atlas

of the Arcturus Spectrum 3727 - 9300

A, Astronomical Society of the Paciﬁc Publisher,

San Francisco.

Hook, I. M., Jrgensen, I., Allington-Smith, J. R., Davies, R. L., Metcalfe, N., Murowinski,

R. G., Crampton, D. 2004, PASP, 116, 425

Houdashelt, M.L., Bell, R.A., Sweigart, A.V. 2000, AJ, 119, 1448

REFER

ENCIAS BIBLIOGR

AFICAS 189

Hubble, E. P. 1926, ApJ, 64, 321

Hurt, R. L., Jarrett, T. H., Kirkpatrick, J. D., Cutri, R. M., Schneider, S. E., Skrutskie,

M., van Driel, W. 2000, AJ, 120, 1876

Ibata, R. A., Gilmore, G., Irwin, M. J. 1994, Nature, 370, 194

Iben, I. Jr. 1964, ApJ, 140, 1631

Iwamoto, K., Brachwitz, F., Nomoto, K., Kishimoto, N., Umeda, H., Hix, W. R., Thiele-

mann, F. 1999, ApJS, 125, 439

Johnson, J. A., Gal-Yam, A., Leonard, D. C., Simon, J. D., Udalski, A., Gould, A. 2007,

ApJ, 655L, 33

Johnson, J. A., Gaudi, B.S., Sumi, T., Bond, I.A., Gould, A. 2008, arXiv0801.2159

Kaufer, A., D’odorico, S., Kaper, L., 2003, em: UVES User’s Manual. Doc. No. VLT-

MAN-ESO-13200-1825 Issue, 1.6

Kauﬀmann, G., White, S. D. M., Guiderdoni, B. 1993, MNRAS, 264, 201

Kauﬀmann, G. 1996, MNRAS, 281, 487

Kim, Y-C., Demarque, P., Yi, S.K., Alexander, D. 2002, ApJSS, 143, 499

Kiselman, D., Nordlund, A. 1995, A&A, 302, 578

Kobulnicky, H. A., Monson, A. J., Buckalew, B. A., Darnel, J. M., Uzpen, B., Meade,

M. R., Babler, B. L., Indebetouw, R., Whitney, B. A., Watson, C., Churchwell, E.,

Wolﬁre, M. G., Wolﬀ, M. J., Clemens, D. P., Shah, R., Bania, T. M., Benjamin, R. A.,

Cohen, M., Dickey, J. M., Jackson, J. M., Marston, A. P., Mathis, J. S., Mercer, E. P.,

Stauﬀer, J. R., Stolovy, S. R., Norris, J. P., Kutyrev, A., Canterna, R., Pierce, M. J.

2005, AJ, 129, 239

Kormendy, J., & Kennicutt, R. C. Jr. 2004, ARA&A, 42, 603

Kraan-Korteweg, R.C., Lahav, O. 2000, A&ARv, 10, 211

Kraft, R.P. 1994, PASP, 106, 553

Kraft, R.P., Ivans, I.I. 2003, PASP, 115,, 143

Krauss, L.M., Chaboyer, B. 2003, Science, 299, 65

REFER

ENCIAS BIBLIOGR

AFICAS 190

Kur´ucz, R. L., Furenlid, I., Brault, J. 1984, Solar ﬂux atlas from 296 to 1300 nm, National

Solar Observatory Atlas, Sunspot (New Mexico: National Solar Observatory)

Kur´ucz, R. L. 1993, CD-ROM 23

Langer, G. E., Hoﬀman, R., Sneden, C. 1993, PASP, 105, 301

Langer, G.E., Hoﬀman, R.D. 1995, PASP, 107, 1177

Lawler J.E., Wickliﬀe M.E., Hartog A.D. 2001, ApJ, 563, 1075.

Lecureur, A., Hill, V., Zoccali, M., Barbuy, B., G´omez, A., Minniti, D., Ortolani, S.,

Renzini, A. 2007, A&A, 465, 799

Lee, Jae-Woo, Carney, B. W., Balachandran, S. C. 2004, AJ, 128, 2388

Lee, Sang-Gak 2005 JKAS, 38, 23

Leep, E. M., Wallerstein, G., Oke, J. B. 1987, AJ, 93, 338

Lynden-Bell, D. 1967, MNRAS, 136, 101

Maciel, W. J., Costa, R. D. D., Idiart, T. E. P., Escudero, A. V. 2007, IAUS, 235, 119

Mackey, A. D., van den Bergh, S. 2005, MNRAS, 360, 631

Magain, P. 1984, A&A, 134, 189.

Magain, P. 1995, A&A, 297, 686

Majewski, S.R. 1993, ARA&A, 31, 575

Martin, W.C., Fuhr, J.R., Kelleher, D.E., et al. 2002, NIST Atomic Database (version 2.0),

http://physics.nist.gov/asd. National Institute of Standards and Technology, Gaithers-

burg, MD

Matteucci, F., Greggio, L. 1986, A&A, 154, 279

McWilliam, A., Rich, R.M. 1994, ApJS, 91, 749

McWilliam, A. 1997, ARA&A, 35, 503

McWilliam, A., Rich, R. M., Smecker-Hane, T. A. 2003a, ApJ, 592L, 21

McWilliam, A., Rich, R. M., Smecker-Hane, T. A. 2003b, ApJ, 593L, 145

McWilliam, A., Smecker-Hane, T. A. 2005, ApJ, 622L, 29

REFER

ENCIAS BIBLIOGR

AFICAS 191

Meissner, F., Weiss, A. 2006, A&A, 456, 1085

Mel´endez, J., Barbuy, B., Bica, E., Zoccali, M., Ortolani, S., Renzini, A., Hill, V. 2003,

A&A, 411, 417

Mel´endez, J., Asplund, M., Alves-Brito, A., Cunha, K., Barbuy, B., Bessell, M.S.,

Chiappini, C., Freeman, K.C., Ram´ırez, I., Smith, V.V., Yong, D. 2008, A&A Letter,

aceito para publica¸c˜ao

Mel´endez, J., Barbuy, B. 2008, em prepara¸c˜ao

Meyer, B. 1994, ARA&A, 32, 153

Minniti, D. 1995, AJ, 109, 1663.

Minniti, D., Vandehei, T., Cook, K. H., Griest, K., Alcock, C. 1998, ApJ, 499L, 175

Minniti, D., Barbuy, B., Hill, V., Bica, E., Ortolani, S., Rich, R. M., Cook, K. H.,

Vandehei, T., Renzini, A., Pasquini, L., Bennett, D. 2002, A&A, 384, 884

Minniti, D., Zoccali, M., Lapuente, P., Barbuy, B., Alves-Brito, A., Hill, V., Lecureur,

A., Renzini, A., Ortolani, S., Gomez, A. 2008, A&A, aceito para publica¸c˜ao

Montegriﬀo, P., Ferraro, F.R., Origlia, L., & Fusi Pecci, F. 1998, MNRAS, 297, 872

Moore, B., Ghigna, S., Governato, F., Lake, G., Quinn, T., Stadel, J., Tozzi, P. 1999,

ApJ, 524, 19

Nomoto, K., Iwamoto, K., Nakasato, N., Thielemann, F.-K., Brachwitz, F., Tsujimoto,

T., Kubo, Y., Kishimoto, N. 1997, NuPhA, 621, 467

Norris, J., & Freeman, K.C. 1979, ApJ, 230, L179

Origlia, L., Ferraro, F. R., Fusi Pecci, F., Oliva, E. 1997, A&A, 321, 859

Origlia, L., Rich, R.M., & Castro, S. 2002, AJ, 123, 1559

Origlia, L., Rich, R. M. 2004, AJ, 127, 3422

Origlia, L., Valenti, E., Rich, R. M.2005a, MNRAS, 356, 1276

Origlia, L., Valenti, E., Rich, R. M., Ferraro, F. R. 2005b, MNRAS, 363, 897

Ortolani, S., Renzini, A., Gilmozzi, R., Marconi, G., Barbuy, B., Bica, E., & Rich, R. M.

1995, Nature 377, 701

REFER

ENCIAS BIBLIOGR

AFICAS 192

Ortolani, S., Bica, E., Barbuy, B. 2006, ApJ, 646, 1150

Pasquini, L., Avila, G., Blecha, A., Cacciari, C., Cayatte, V., Colless, M., Damiani, F.,

de Propris, R., Dekker, H., di Marcantonio, P., Farrell, T., Gillingham, P., Guinouard,

I., Hammer, F., Kaufer, A., Hill, V., Marteaud, M., Modigliani, A., Mulas, G., North,

P., Popovic, D., Rossetti, E., Royer, F., Santin, P., Schmutzer, R., Simond, G., Vola,

P., Waller, L., Zoccali, M. 2002, Msngr, 110, 1

Pasquini, L., Bonifacio, P., Randich, S., Galli, D., Gratton, R. G., Wolﬀ, B. 2007, A&A,

464, 601

Peebles, P.J.E., Dicke, R.H. 1968, ApJ, 154, 891

Penny, A. J., Smith, G. H., Churchill, C. W. 1992, MNRAS, 257, 89

Pettini, M. 2004 em Cosmochemistry. The Melting Pot of the Elements, ed. C Esteban, A

Herrero, R Garcia-Lopez, F Sanchez, pp. 257-98. Cambridge: Cambridge Univ. Press

Pilachowski, C. A. 1984, ApJ, 281, 614

Piskunov, N., Kupka, F., Ryabchikova, T., Weiss, W., Jeﬀery, C., 1995, A&AS, 112, 525

Plez, B., Brett, J.M., Nordlund,

A. 1992, A&A, 256, 551

Pritzl, B.J., Venn, K.A., Irwin, M. 2005, AJ, 130, 2140

Prochaska, L. C., Rose, J. A., Schiavon, R. P. 2005, AJ, 130, 2666

Ram´ırez, S.V., Stephens, A. W., Frogel, J. A., DePoy, D. L. 2000, AJ, 120, 833

Ram´ırez, S., Cohen, J.G., Buss, J., Briley, M.M. 2001, 122, 1429

Ram´ırez, S., Cohen, J. G. 2002, AJ, 123, 3277

Ratag, M. A., Pottasch, S. R., Dennefeld, M., & Menzies, J. 1997, A&A, 126, 297

Reddy, B. E., Tomkin, J., Lambert, D. L., Allende Prieto, C. 2003, MNRAS, 340, 304

Reddy, B. E., Lambert, D. L., Allende Prieto, C. 2006, MNRAS, 367, 1329

Renzini, A. 2006, ARA&A, 44, 141

Rich, R. M., Origlia, L. 2005, ApJ, 634, 1293

Rich, R. M., Origlia, L., Valenti, E. 2007, ApJ, 665L, 119

REFER

ENCIAS BIBLIOGR

AFICAS 193

Rieke, G.H., & Lebofsky, M.J. 1985, ApJ, 288, 618

Rutledge, G.A., Hesser, J.E., Stetson, P.B., Mateo, M., Simard, L.,Bolte, M., Friel, E.

D., & Copin, Y. 1997, PASP, 109, 883

Ryan, S. 1998, A&A, 331, 1051

Sakamoto, T., Hasegawa, T. 2006, ApJ, 653, 29

Salaris, M., Chieﬃ, A., Straniero, O. 1993, ApJ, 414, 580

Salaris, M., Cassisi, S., Weiss, A. 2002, PASP, 114, 375

Searle, L., Zinn, R. 1978, ApJ, 225, 357

Serven, J., Worthey, G., Briley, M.M. 2005, ApJ, 627, 754

Skrutskie, M. F., Cutri, R. M., Stiening, R., Weinberg, M. D., Schneider, S., Carpenter, J.

M., Beichman, C., Capps, R., Chester, T., Elias, J., Huchra, J., Liebert, J., Lonsdale,

C., Monet, D. G., Price, S., Seitzer, P., Jarrett, T., Kirkpatrick, J. D., Gizis, J. E.,

Howard, E., Evans, T., Fowler, J., Fullmer, L., Hurt, R., Light, R., Kopan, E. L.,

Marsh, K. A., McCallon, H. L., Tam, R., Van Dyk, S., Wheelock, S. 2006, AJ, 131,

1163

Smith, G. H., Norris, J. 1982, ApJ, 254, 149

Smith, G. H., 1987, PASP, 99, 67

Smith, G. H., Penny, A. J. 1989, AJ, 97, 1397

Sneden, C., Kraft, R. P., Langer, G. E., Prosser, C. F., Shetrone, M. D. 1994, AJ, 107,

1773

Spergel, D. N., Verde, L., Peiris, H. V., Komatsu, E., Nolta, M. R., Bennett, C. L.,

Halpern, M., Hinshaw, G., Jarosik, N., Kogut, A., Limon, M., Meyer, S. S., Page, L.,

Tucker, G. S., Weiland, J. L., Wollack, E., Wright, E. L. 2003, ApJS, 148, 175

Spite, M. 1967, AnAp, 30, 211

Tautvaisiene, G., Wallerstein, G., Geisler, D., Gonzalez, G., Charbonnel, C. 2004, AJ,

127, 373

Th´evenin, F., Idiart, T.P. 1999, A&A, 521, 753

Thomas, D., Maraston, C., Bender, R. 2003, MNRAS, 339, 897

REFER

ENCIAS BIBLIOGR

AFICAS 194

Tinsley, B. M. 1980, Fundamentals of Cosmic Physics, 5, 287

Tonry, J., Davis, M. 1979, AJ, 84

Truran, J.W., Cowan, J.J., Pilachowski, C.A., Sneden, C. 2002, PASP, 114, 1293

Umeda, H., Nomoto, K. 2002, ApJ, 565, 385

van den Hoek, L. B., Groenewegen, M. A. T. 1997, A&AS, 123, 305

VandenBerg, D. 2000, ApJS, 129, 315

Vazdekis, A., Cenarro, A.J., Gorgas, J., Cardiel, N., Peletier, R.F. 2003, MNRAS, 340,

1317

Wallerstein, G., Iben, I.Jr., Parker, P., Boesgaard, A.M., Hale, G.M., Champagne, A.E.,

Barnes, C.A., Kappeler, F., Smith, V.V., Hoﬀman, R.D., Timmes, F.X., Sneden, C.,

Boyd, R.N., Meyer, B.S., Lambert, D.L. 1997, RvMP, 69, 995

Walther H., 1962, Z. Phys., 170, 507

Wang, W., Liu, X.-W. 2007, MNRAS, 381, 669

Webbink, R. F. 1985, IAUS, 113, 541

Weiss, A., Denissenkov, P. A., Charbonnel, C. 2000, A&A, 356, 181

White, S. D. M., Rees, M. J. 1978, MNRAS, 183, 341

White, S. D. M., Frenk, C. S. 1991, ApJ, 379, 52

Whitmore, B. C., Schweizer, F. 1995, AJ, 109, 960

Willman, B. , Blanton, M. R., West, A. A., Dalcanton, J. J., Hogg, D. W., Schneider, D.

P., Wherry, N., Yanny, B. , Brinkmann, J. 2005, AJ, 129, 2692

Wolfe, A. M., Gawiser, E., Prochaska, J. X. 2005, ARA&A, 43, 861

Woodgate G.K., Martin J.S., 1957, Proc. Phys. Soc. Lon. A, 70, 485

Woosley, S.E., Weaver, T.A. 1995, ApJS, 101, 181

Worthey, G., Faber, S. M., Gonzalez, J., Burstein, D. 1994, ApJS, 94, 687

Worthey, G., & Ottaviani, D.L. 1997, ApJS, 111, 377

Yong, D., Aoki, W., Lambert, D. L. 2006, ApJ, 638, 1018

REFER

ENCIAS BIBLIOGR

AFICAS 195

Zhang, Y., Liu, X.-W. 2003, A&A, 404, 545

Zinn, R. 1980, ApJS, 42, 19

Zinn, R., West, M. J. 1984, ApJS, 55, 45

Zinn, R. 1985, ApJ, 293, 424

Zoccali, M., Renzini, A., Ortolani, S., Bica, E., & Barbuy, B. 2001, AJ, 125, 994

Zoccali, M., Renzini, A., Ortolani, S., Bica, E., & Barbuy, B. 2003, AJ, 121, 2638

Zoccali, M., Barbuy, B., Hill, V., Ortolani, S., Renzini, A., Bica, E., Momany, Y.,

Pasquini, L., Minniti, D., & Rich, R.M. 2004, A&A, 423, 507

Zoccali, M., Lecureur, A., Barbuy, B., Hill, V., Renzini, A., Minniti, D., Momany, Y.,

G´omez, A., Ortolani, S. 2006, A&A, 457L, 1

Zoccali, M., Lecureur, A., Barbuy, B., Hill, V., Renzini, A., Minniti, D., Momany, Y.,

G´omez, A., Ortolani, S. 2008, A&A, aceito para publica¸c˜ao

Zwicky, F. 1937, PhRv, 51, 290

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