Maria Isela Zevallos Herencia

ENCUENTRO PERUANO DE ASTRONOMIA Y ASTROFÍSICA
EPAA 2010
GRADIENTES RADIALES DE ABUNDANCIAS EN
EL DISCO DE LA GALAXIA: ABUNDANCIAS DE
HELIO EN ESTRELLAS B
Maria Isela Zevallos Herencia
Lima, 6 de Enero del 2010

● Introducción
● Objetivo
● Datos observacionales
Contenido
● Parámetros atmosféricos: T ef e Log g
● Cálculo de v sen i
● Abundancias de He

Introducción
● La distribución radial de las propiedades químicas de la Galáxia
puede ser estudiada a partir del análisis de abundancias de
objetos jóvenes en el disco como estrellas OB o nebulosas
fotoionizadas.
● Disminución de las abundancias químicas del centro al borde del
disco Galáctico en función de la distancia Galactocéntrica (Rg),
definiendo los gradientes radiales de abundancia.

La distribución de abundancias de He aún no está bien
establecida
● Análises nebulares O, S, Ar, Ne, He y N
● Estrellas B CNO, Mg, Al, Si e S.
Abundancias Abundancias
de He
● Regiones HII, Shaver et al. (1983) para pocos objetos sin
resultados concluyentes.
● Estrellas B, generalmente se calculan las abundancias de
metales a pesar de tener lineas de He bien definidas.
Modelos de EQG Hou et al.(2000) que determinan perfiles radiales de
abundancias de He aprox. ctes a lo largo de Rg no encuentran
resultados observacionales disponibles en la literatura para vincular
sus modelos.

Discontinuidades a 10 kpc
● Twarog et al (1997), cúmulos abiertos,
● Caputo et al. (2001), cefeidas.
● Andrievsky et al. (2002a,2002b) e Luck
et al.(2003), abundancias de cefeidas
en el disco Galáctico, disco externo
diferente del disco medio, sugiriendo la
ruptura a Rg=10kpc.
● Daflon et al. (2004), estrellas OB de
cúmulos o regiones HII, encontraron
abundancias ~0.3 dex menores que las
abundancias para estrellas OB en el
disco interno.
Daflon et al. (2004)

Estrellas OB y
Regiones HII
Cefeidas
Gradiente de abundancia para el oxigeno
Daflon et al. (2004)
Andrievsky et al. (2004)

Objetivo
● Analizar el gradiente radial de abundancias de estrellas B
para He.
● Enfasis en la región entorno de 10 Kpc.

Datos Observacionales
▲ 26 cúmulos y asociaciones; ESO
1.52 + FEROS, 2.1m y 2.7m del Mc
Donald Observatory (1993-1999).
○ 6 cúmulos abiertos observados, ESO
2.2 + FEROS, em Rg=10kpc.
○ 190 estrellas B observadas con el
telescopio Clay 6.5m de Las Campanas
+ espectrógrafo echelle MIKE
(R=35000).

Tef ef e Log g
● T ef obtenida de la calibración a partir del parámetro Q de la fotometría
UBV, Q=(U-V)-X(B-V) (Johnson, 1958), donde X=E(U-B)/E(B-V);
siendo X=0,72±0,03 para estrellas B de SP.
Tef=43280,162+98718,195Q+98236,823Q 2 ,para -0,93

Log g
● Log g obtenido a partir del ajuste de los perfiles teóricos y observados
de la linea de H γ (4340 Å).
Red de perfiles teóricos, TLUSTY(Hubeny & Lanz, 1995).

Valores obtenidos para T ef e Log g

Determinación de V sen i
● Calibración para v sen i vs. FWHM sintéticos de las líneas de HeI (4026λ, 4388λ, 4471λ) (Daflon et
al, 2007).
● Para R=10000 e R=50000
● Modelos atmosféricos, Kurucz (1993)
● Red de perfiles sintéticos de HeI, DETAIL, SURFACEara 15000K

Resultados V sen i

A partir de 9 líneas de HeI.
Abundancia de He
La abundancia de Helio (logε(He)) fue determinada para estrellas con
vsen i≤150 km/s.
La abundancia de He fue determinada a partir de síntesis espectral con
SYNPLOT, interpolando en la red de modelos atmosféricos
OSTAR2002 (27500 K

4026
4387
4471
4713 4921 5015
5047 5875
6678

Fueron calculadas las abundancias de He para tres valores de
microturbulencia (ξ=0, 5 y 10 km/s), escogiendo como valor de ξ a
aquel que produce una abundancia de Helio independiente del tamaño
de la línea.

log(He) vs Rg
Resultados
log(He) vs Tef

Bibliografía
● Andrievsky S.M., Luck R.E., Martin P. & Lépine J.R.D., 2004, A&A, 413, 159
● Asplund M., Grevesse N. & Sauval A.J., 2006, Nuclear Physics A, 777, 1
● Caputo F., Marconi M., Musella I. & Pont F., 2001, A&A, 372, 544
● Daflon S., Cunha K. & Becker S., 1999, ApJ 522,950
● Daflon S. & Cunha K., 2004, ApJ 617, 1115
● Daflon S., Cunha K., de Araújo F.X., Wolff S. & Przybilla N., 2007, ApJ, 134,
1570
● Lanz T. & Hubeny I., 2003, ApJS, 146, 417
● Lanz T. & Hubeny I., 2007, ApJS, 169, 83
● Lyubimkov L.S., Rostopchin S.I. & Lambert D.L., 2004, Mon. Not. R.
Astron.Soc. 351, 745

NGC 2362
NGC 2367
¡Gracias! Gracias!
NGC 2384 NGC 2439 NGC 2467

Existem modelos teóricos que preveem a descontinuidade perto do Sol,
● Mishurov et al. (2002): a descontinuidade é uma conseqüência da
ressonância de corotação, a qual existe quando a velocidade angular de
rotação do disco é igual a velocidade angular de rotação das ondas de
densidade da Galáxia responsáveis dos braços espirais.
● Na corotação a taxa de formação estelar apresenta um mínimo implicando
em um mínimo na metalicidade acumulada nesse raio, produzindo-se a
descontinuidade.
● Nos modelos que apresentam a corotação no disco interno ou externo da
Galáxia não se observa esa descontinuidade no gradiente de metalicidades,
enquanto que no modelo no qual a corotação esta perto a R g do Sol sim.

Datos Observacionais
● 160 estrellas B miembros de 26 aglomerados abiertos, asociaciones OB y
regiones HII del disco (69 estrellas de Daflon e Cunha 2004).
– Obtenidos entre 1993-1999, con los telescópios de 2.1m e 2.7m del Mc
Donald Observatory y 1.52 m. del ESO
● 41 estrellas OB pertenecientes a 6 aglomerados abiertos, observadas en
ene/ 2008-2009 dentro del convenio ESO/ON, con el telescópio de 2.2m +
FEROS.
● 190 estrellas B del disco externo (Rg > Rsol) observadas com Clay 6.5m +
MIKE (Observatório Las Campanas, Chile) en dic/2007-ene/2008.
● La muestra final depende del vseni.

Dados Observacionais ESO 2.2m

Classificação espectral
Algumas estrelas da amostra com tipo espectral não encontrado na literatura ou errado.
● Classificação espectral qualitativa: baseado na inspeção visual das linhas.
Estrelas O: Relação HeI(4471λ) / HeII(4545λ), HeII(4686λ), Gray(2000), Heap(2005)
Estrelas B: HeI(4471λ)/MgII(4481λ),NIII(4640λ)/NII(4643λ);CIII(4647λ)/OII(4649λ);
Gray(2000), Gies & Lambert (1993)
● Tipo Luminosidade: Gray(2000)
Estrelas O:SiIV(4089λ)/H ; SiIV(4116λ)/HeI(4121λ); NiII(4379λ)/HeI(4387λ).
Estrelas B: Relação OII(4070λ;4348λ;4416λ) com HeI(4387λ) e H.

BD-20 1915: O9III O9III
HeI
4387
SiIV
4087
MgII
4481
HeI
4471
SiIV
4116
H δ
4102
HeI
4121
HeII
4542
SiIV
4631
CIII
4647 OII
4649
H γ
4340
NII
4379
HeII
4686
HeI
4387