Estimativa de abundancias de carbono em estrelas pobres em metais. i. aplicacao a estrelas de beers, preston e schetman com fortes...

• Processo: 07/02571-4
• Modalidade de apoio: Auxílio à Pesquisa - Publicações científicas - Artigo
• Data de Início da vigência: 01 de maio de 2007
• Data de Término da vigência: 29 de fevereiro de 2008
• Área do conhecimento: Ciências Exatas e da Terra - Astronomia - Astrofísica Estelar
• Pesquisador responsável: Silvia Cristina Fernandes Rossi
• Beneficiário: Silvia Cristina Fernandes Rossi
• Instituição Sede: Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG). Universidade de São Paulo (USP). São Paulo , SP, Brasil
• Assunto(s): Análise espectroscópica Estrelas pobres em metais
• Palavra(s)-Chave do Pesquisador: Estrelas Pobres em Metais

Resumo

Desenvolvemos e testamos um método para estimativa de metalicidades ([Fe/H]) e abundância de Carbono ([C/Fe]) para estrelas pobres em metais e enriquecidas em carbono (CEMP) via aplicaçÃo de redes neurais artificiais, regressões e modelos sintéticos para espectros com média resolução (1-2 Å) e cores J-K. O método foi calibrado através de comparações com metalicidades a bundâncias de carbono para 118 estrelas com análise em alta resolução disponível recentemente na literatura. As aproximações para rede neural e regressão utilizam uma série de indices de linha previamente definidos quequantificam a força de linha do Ca II K e da banda G do CH, juntamente com as cores J-K do Catálogo de Fontes Pontuais Two Micron All Sky Survey (2MASS). A utilização de cores no IR próximo, ao invés de cores B-V, é necessária em vista dos efeitos causados pela presença de fortes bandas moleculares de carbono nos índices de cor azuis. Também exploramos a praticidade de obtenção de estimativas de abundâncias de carbono para estrelas pobres em metais utilizando somente a informação espectral , ou seja, sem fornecer informação adicional proveniente da fotometria, uma vez que futuras amostras de estrelas CEMP podem não ter esses tipos de dados. Verificamos que, embora a informação fotométrica seja necessária para a estimativa de [Fe/H], ela adiciona pouca melhoria nas estimativas obtidas para [C/Fe] e, portanto, estimativas de razão carbono/ferro baseadas somente em índices de linha parecem suficientemente precisas para a mairia das aplicações. Embora a aproximação de síntese espectral forneça as estimativas mais precisas de [C/Fe], em particular para as estrelas com as bandas moleculares mais fortes, ela é somente marginalmente melhor que a obtida via índices. Utilizando esses métodos, pudemos reproduzir as determinações de [Fe/H] e [C/Fe] medidas anteriormente com uma precisão de ~ 0.25dex para estrelas com -5.5<=[Fe/H]<=-1.0 e com 0.2<=(J-K)0<=0.8. Para as metalicidades mais altas, a linha de Ca II K começa a saturar, especialmente para as estrelas mais frias no nosso programa e, portanto, essa aproximação não é útil em alguns casos. Como primeira aplicação, estimamos as abundâncias de [Fe/H] e [C/Fe] para as 56 estrelas identificadas como sendo possivelmente ricas em carbono, em relação às estrelas de abundância metálica similar, na amostra de estrelas com “banda G forte” discutidas em Beers, Preston e Shectman. (AU)