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Padrões de abundâncias entre estrelas muito pobres em metais no halo da galáxia

Processo: 05/01023-8
Linha de fomento:Bolsas no Brasil - Mestrado
Vigência (Início): 01 de setembro de 2005
Vigência (Término): 31 de agosto de 2007
Área do conhecimento:Ciências Exatas e da Terra - Astronomia - Astrofísica Estelar
Pesquisador responsável:Silvia Cristina Fernandes Rossi
Beneficiário:Vinicius Moris Placco
Instituição-sede: Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG). Universidade de São Paulo (USP). São Paulo , SP, Brasil

Resumo

Espectroscopia “snapshot” de alta resolução para uma amostra de ~ 500 candidatas com [Fe/H] < -2.0, selecionadas a partir dos surveys HK e HES, está sendo obtida com o VLT/UVES, como parte do survey HERES (Hamburg/ESO R-process Enhanced Star). Esses espectros, com razão sinal-ruído moderada (S/N ~ 30/1), apresentam qualidade suficiente para detecção (ou não) da linha 4129 A do Eu II. Acredita-se que o Eu (Z=63) seja quase que exclusivamente associado com processo-r em estrelas pobres em metais (o enriquecimento de processo-s do Eu não é siginificativo até [Fe/H] > -2.5); portanto, sua presença imediatamente identifica uma estrela que provavelmente exibe outros elementos formados por processo-r quanod espectroscopia de alta qualidade é obtida. Além disso, os espectros estão sendo utilizados para obtenção de medidas de abundâncias elementais para ~ 20 espécies por estrela, incluindo os formados por captura de neutrons. Os objetos tidos como sendo os mais interessantes (p. ex., aqueles com provável detecção de elementos formados por processo-r) são então re-observados em resoluções mais altas e com uma razão S/N muito maior. Esses dados fornecem a melhor amostra possível para estudo, entre outras coisas, de: (a) dispersão no padrões observados de elementos formados por processo-r no intervalo 40 < Z < 50 (os quais podem ser indicativos do funcionamento de um segundo processo-r) e no intervalo 56 < Z < 76 (os quais mostraram seguirem precisamente o padrão solar de elementos formados por processo-r), e os elementos do terceiro pico de processo-r como Os, Ir e Pt e os actinídeos Th e U; e (b) o padrão geral e dispersões das abundâncias elementais para as estrelas com metalicidades bem baixas. Através da análise de uma amostra assim grande de estrelas de baixa metalicidade, espera-se identificar e quantificar a freqüência de ocorrência de “grupos naturais” de padrões de abundância, um primeiro passo necessário à compreensão de suas origens astrofísicas.