Doutorado: Abundâncias químicas de estrelas anãs G e K e modelos de evolução estelar para [Fe/H]=-1.8 e [Fe/H]=-1.0 com enriquecimento-α

Data: 
24/07/2020 - 10:00
Local: 
Transmissão online


Defesa de tese de doutorado
Aluno: Marília Gabriela Cardoso Corrêa Carlos
Programa: Astronomia
Título: “Abundâncias químicas de estrelas anãs G e K e modelos de evolução estelar para [Fe/H]=-1.8 e [Fe/H]=-1.0 com enriquecimento-α”

Comissão Julgadora:
Prof. Dr. Jorge Luis Melendez Moreno – IAG/USP – por videoconferência
Profa. Dra. Beatriz Leonor Silveira Barbuy – IAG/USP – por videoconferência
Prof. Dr. Walter Junqueira Maciel – IAG/USP – por videoconferência
Prof. Dr. Alan Alves Brito – UFRGS – por videoconferência
Prof. Dr. Luan Ghezzi Ferreira Pinho – UFRJ – por videoconferência
Profa. Dra. Simone Daflon dos Santos – ON – por videoconferência
 
 
Resumo:
O estudo de composição química das estrelas é crucial para o entendimento tanto sobre estrutura estelar quanto sobre a história de formação da nossa galáxia. Notavelmente, a depleção de Li é um dos mais importantes traçadores astrofísicos sobre mecanismos de transporte e mistura dentro e abaixo da zona convectiva de estrelas do tipo tardio. A queima de Li acontece quando esse elemento é transportado para regiões mais internas e quentes através de movimentos convectivos, onde é destruído via captura de prótons (7Li(p,4He)\4He) à temperatura ~2.5 x 106 K. Assim, a quantidade de Li destruída depende da espessura da zona convectiva, que depende da massa e metalicidade estelares. Para um melhor entendimento do interior estelar, obtivemos abundâncias de Li para 85 gêmeas solares do campo na vizinhança solar, com idades de 0.5 à 9.0 Gano, e mais três gêmeas solares do aglomerado aberto M67 (que tem idade e metalicidades próximas à solar). Encontramos uma forte correlação entre depleção de Li e idade estelar, em acordo com modelos não-padrão de evolução estelar.   Interessantemente, encontramos que o Sol pode ser considerado pobre em Li em comparação à outras gêmeas solares de idades similares (por um fator de ~2σ). Nossos resultados também sugerem que estrelas com os mais baixos conteúdos de Li, para uma dada idade, são acompanhadas de baixos níveis de elementos refratários. Essa conexão intrigante pode estar relacionada à presença de planetas rochosos e à configuração única do Sistema Solar. Ademais, estrelas na sequência principal fornecem a composição química da época e lugar em que foram formadas; estrelas anãs de diferentes populações, metalicidades e idades, podem oferecer pistas a respeito  das componentes distintas da Galáxia e também sobre como esta foi formada e evoluiu. Como espécies diferentes podem ser formadas em estrelas de massas distintas, com tempo de vida variados, elas são consideradas ``relógios'' que acompanham a formação e evolução galáctica. Nós executamos uma análise química detalhada de oito anãs K do halo para 25 elementos  e razões isotópicas do Mg. O magnésio, em particular, é um bom relógio porque seus três isótopos estáveis, 24Mg, 25Mg e 26Mg, são formados em lugares distintos (o 24Mg é produzido em estrelas massivas antes da explosão em supernova, enquanto os isótopos 25,26Mg são produzidos principalmente em estrelas de massa intermediária durante a fase AGB). Para sete estrelas encontramos um bom acordo de abundâncias elementais em comparação à resultados da literatura. Entretanto, a anã K LHS 173 apresenta composição anômala de [α/Fe] e das seguintes outras espécies: baixas quantidades de Mg, Ca e K, e altos valores de Al, SC, Co, Ni e Zn, em comparação à outras estrelas do halo galáctico. Esse resultado sugere que a anã LHS 173 pode não ter nascido na nossa galáxia, mas na verdade foi incorporada de uma galáxia satélite. A razão 26Mg/Mg indica que o enriquecimento químico galáctico devido à estrelas AGB ocorreu para [Fe/H]≈-1.4. Um novo modelo para reproduzir nossos dados sugere que a escala de tempo para a formação do halo deve ser menor do que 1.5 Gano. Finalmente, apresentamos novos modelos de evolução estelar com os respectivos yields para três casos distintos: [Fe/H]=-1.8 escalonado para o padrão solar, [Fe/H]=-1.8 com [α/Fe]≈0.30, e [Fe/H]=-1.0 com [α/Fe]≈0.30. Comparamos os resultados de estrutura dos modelos de evolução estelar, abundâncias superficiais finais e yields, para avaliarmos se há diferenças entre o caso escalonado para o padrão solar e o com enriquecimento-α. Encontramos uma diferença mínima entre os modelos de evolução estelar escalonado para o padrão solar e os modelos com enriquecimento-α para as espécies mais pesadas (Ga ao Bi), e uma diferença maior para os elementos leves (C ao Zn) para os modelos de maiores massas. Também, usamos os yields produzidos pelo nosso trabalho em modelos de evolução química da Galáxia. No geral, o elemento mais sensível aos yields com enriquecimento-α é o N, espécie produzida principalmente por estrelas AGB. Infelizmente, não foi possível restringir quais os melhores modelos, pois os dados observacionais de N apresentam espalhamento considerável.
Palavras-chave: Estrelas: abundâncias. Estrelas: evolução. Estrelas: tipo solar, anãs K, e AGB. Técnicas: espectroscopia.