Título do Artigo: Chemical Abundances of Main-sequence, Turnoff, Subgiant, and Red Giant Stars from APOGEE Spectra. II. Atomic Diffusion in M67 Stars
Primeir@ autor@: Diogo Souto; Co-autores: Allende Prieto, C, Cunha, Katia, Pinsonneault, Marc, Smith, Verne V, Garcia-Dias, R, Bovy, Jo, García-Hernández, D. A, Holtzman, Jon, Johnson, J. A, Jönsson, Henrik, Majewski, Steve R, Shetrone, Matthew, Sobeck, Jennifer, Zamora, Olga, Pan, Kaike, Nitschelm, Christian.
Revista publicada: Publicado na Astrophysical Journal. Versão de acesso livre no arXiv
Como vimos em alguns dos artigos publicados por aqui, o estudo de aglomerados estelares é de fundamental importância na compreensão de como as estrelas se formam, interagem, evoluem e morrem. Estrelas em aglomerados, sejam estes abertos ou globulares, foram formadas a partir da mesma nuvem molecular, ou seja, elas devem compartilhar uma composição química idêntica. Pelo menos é o que acreditamos atualmente na astrofísica.
Embora a composição química das estrelas sejam similares, podem ocorrer processos físicos no interior destas que tenha como resultado a variação da composição de alguns elementos. Alguns processos são conhecidos na literatura. Processos de rotação e fortes campos magnéticos podem variar a abundância de algumas espécies enquanto as estrelas estão na sequência principal do diagrama HR. Entrentanto, a parte mais significante das variações de abundâncias químicas ocorrem durante o processo evolutivo estelar, quando a estrela ascende o ramo das gigantes. Este processo é conhecido como mecanismo de dragagem, que pode fazer a abundância de carbono, nitrogênio e oxigênio variar em mais de 0.40 dex. Além deste processo, existe um muito pouco discutido na literatura mas que pode ter grande impacto na determinação precisa de abundâncias de estrelas em grandes surveys na atualidade, que é a variação em decorrência da difusão atômica.
A difusão atômica é um processo físico de interação entre átomos que é descrito por uma equação de difusão. Neste tipo de interação, elementos mais leves tendem a ser depositados em camadas mais interna da estrela, ou seja, abaixo da sua fotosfera. Lembrando que quando observamos uma estrela nós só conseguimos obter informação do padrão químico da sua fotosfera, quando existe processos de difusão atômica a estrela parece ter alguns elementos "escondidos" em camadas mais internas. Assim, as estrelas aparentam ter uma menor abundância de alguns elementos. Veja, usamos a palavra aparenta, o que quer dizer que esses elementos ainda estão na estrela, só que não são observáveis.
Nós estudamos os processos de difusão atômica no aglomerado aberto mais estudado da literatura, que é o Messier 67 (M67). M67 é um aglomerado que possui estrelas com características muito parecidas com o nosso Sol (isso é um dos fatores dele ser muito estudado), como idade e metalicidades (4Ganos e [Fe/H] ~ 0.00 dex). Nós verificamos que de fato, processos de difusão atômica estão presentes nas estrelas deste aglomerado, e que estes processos ocorrem de maneira mais eficiente em estrelas que estão na região de saída da sequência principal do diagrama HR, ou seja, no ponto de turnoff do diagrama. Concluímos que estas estrelas são as mais afetadas por processos de difusão atômica pelo fato de terem uma zona radiativa mais extensa em comparação com as outras classes estelares.
Neste estudo, utilizamos dados espectroscópico obtidos na região do infravermelho com o espectrógrafo APOGEE. Os resultados de abundâncias químicas foram obtidos utilizando duas metodologias, uma com a determinação clássica manual de abundâncias, ou seja, comparando o espectro observado com cada linha espectral em oito estrelas do aglomerado e publicado neste primeiro artigo. E também, utilizando uma amostra maior de 83 estrelas e uma determinação automática de abundâncias usando o método de chi-square, apresentado neste trabalho. Em ambas as análises, os resultados foram similares, verificamos que as abundâncias de praticamente todos os elementos químicos estudados (C, N, O, Na, Mg, Al, Si, K, Ca, Ti, V, Cr, Mn, Fe, e Ni) sofreram uma diminuição nas estrelas do turnoff. A magnitude da diminuição observada é da ordem de 0.10--0.40 dex.
A Figura 1 apresenta este resultado, onde podemos ver que na região com log g próximo a 4.2 temos um pico de diminuição de abundância para quase todos os elementos. Notamos que o mesmo padrão é observado quando analisamos a variação da abundância em função da temperatura efetiva e da massa estelar. Na Figura 1 também mostramos curvas teóricas que descrevem os processos de difusão atômica em estrelas do aglomerado aberto M67, apresentado pela curva negra.
Figura 1: Diagrama log g -- [X/H]. Em cada painél mostramos um elemento químico diferente estudado. Os pontos asuis apresentam as diferentes classes estelares estudadas neste trabalho e os pontos em vermelho são as estrelas estudadas no artigo anterior de Souto et al. (2018). As curvas negras indicam modelos teóricos de difusão atômica.
Este foi o primeiro trabalho em verificar que a difusão atômica está ocorrendo em estrelas de aglomerados abertos e, em partícular, estrelas com características muito similares ao nosso Sol. Esse resultado nos ajudará a compreender melhor este mecanismos pouco estudado na literatura mas presente em todas as estrelas. Levantamentos de dados que estudam milhares de estrelas podem ter resultados de abundâncias químicas sistematicamente errados se não levarem este fenômeno em consideração na análise. Em consequência, resultados futuros como idade das estrelas, podem ter erros e incertezas ainda maiores.
#APOGEE #AglomeradoAberto #ChemicalAbundances #M67 #DifusãoAtômica #EvoluçãoEstelar