Metalicidade de estrelas anãs M em sistemas Binários

Título do Artigo: Stellar Characterization of M-dwarfs from the APOGEE Survey: A Calibrator Sample for the M-dwarf Metallicities

Primeir@ autor@: Diogo Souto; Co-autores: Katia Cunha, Verne V. Smith, C. Allende Prieto, Adam Burgasser, Kevin Covey, D. A. Garcia-Hernandez, Jon A. Holtzman, Jennifer A. Johnson, Henrik Jonsson, Suvrath Mahadevan, Steven R. Majewski, Thomas Masseron, Matthew Shetrone, Barbara Rojas-Ayala, Jennifer Sobeck, Keivan G. Stassun, Ryan Terrien, Johanna Teske, Fabio Wanderley e Olga Zamora

Revista publicada: Aceito para publicação na Astrophysical Journal. Versão de acesso livre no arXiv

Estrelas anãs M compõem a classe estelar mais abundante da nossa Galáxia, correspondem a cerca de 70% de todas as estrelas. Estas estrelas são objetos de baixa massa, que variam entre 8 à 50% da massa e tamanho do nosso Sol. Justamente por terem baixa massa elas são mais abundantes na Galáxia pois existe uma probabilidade maior de criar estrelas de baixa massa. Além disso, estrelas com baixa massa possuem um longo tempo de vida (da ordem de trilhões de anos), dado que as reações de fusão nuclear ocorrem em uma taxa mais lenta no seu núcleo (baixa temperatura). Mesmo com tantos pontos que motivam o estudo deste tipo estelar, ele continua sendo um dos objetos astrofísicos menos estudados na literatura.


As estrelas anãs M, por serem mais frias, possuem o espectro eletromagnético na região do ótico coberto por intensas bandas moleculares, como: VO, CO, TiO e outros. Lembrando que, quanto mais quente um gás, mais ionizado ele tende a ser e, quanto mais frio, mais ligados os átomos tendem a estar (formação de moléculas). O estudo espectroscópico destes objetos é muito difícil, justamente porque estas linhas moleculares mascaram grande parte da informação estelar contida no seu espectro. Entretanto, uma alternativa para fugir deste problema é desenvolver o estudo destes objetos a partir da espectroscopia no infravermelho, pois nessa região as linhas moleculares já são menos proeminentes.


No artigo que discutimos hoje, desenvolvemos um estudo espectroscópico na região do infravermelho (entre 1.5 e 1.7 microns) em 21 estrelas anãs M observadas pelo survey APOGEE. Desta amostra estelar, 11 estrelas estão em sistemas binários e outras 10 possuem medidas de raio precisas na literatura. O principal objetivo deste trabalho é determinar parâmetros atmosféricos (temperatura efetiva (Tef) e gravidade superficial (log g)) e metalicidades ([Fe/H]) para a amostra. Existe um interesse particular em estudar a composição química de estrelas em sistemas binários porque podemos assumir que o sistema compartilha a mesma composição química, uma vez que acredita-se que as estrelas foram formadas a partir da mesma nuvem molecular. Assim, podemos usar a metalicidade determinada para as estrelas anãs M e compará-las com as suas respectivas parceiras no sistema.


A figura 1 apresentada aqui mostra o diagrama Kiel (Tef--log g) da nossa amostra. Vemos que a temperatura efetiva varia entre 3200--3850 K, a gravidade superficial entre 4.6 e 5.2 dex e a metalicidade entre -1.00 e 0.30 dex.

Figura 1: Diagrama Tef -- log da amostra de estrelas anãs M estudadas.


Nós verificamos que os parâmetros atmosféricos estão em bom acordo com resultados obtidos na literatura utilizando dados interferométricos. A utilização de dados interferométricos possibilita a determinação direta do raio da estrela por trigonometria simples, uma vez que tenhamos a distância do objeto. A partir do raio, podemos determinar a temperatura efetiva da estrela usando a relação fundamental, onde L = aR²T⁴. Também a partir desta relação e com o uso das temperaturas determinadas no trabalho, obtivemos o raio para as estrelas anãs M. Com este raio, fizemos uma calibração do raio das anãs M em função da magnitude absoluta (Mks), que é apresentado na Figura 2. Esse tipo de relação é muito útil, porque apenas com uma medida da magnitude e da distância da estrela podemos ter uma boa estimativa do seu tamanho. Além disso, saber o tamanho de estrelas com potenciais chances de abrigar planetas é crucial para podermos determinar o tamanho de seus exoplanetas, uma vez que estes sejam observados pelo método de trânsito planetário.


Figura 2: Diagrama Mks -- Raio da amostra de estrelas anãs M estudadas. Um ajuste linear e quadrático é apresentado com as curvas sólida e pontilhada, respectivamente.


A partir de dados da literatura para a metalicidade das estrelas primárias nos sistemas binários, fizemos uma comparação da nossa metalicidade determinada para as anãs M com estas. Verificamos um ótimo acordo, da ordem de <[Fe/H](anãs M) - [Fe/H](Primárias)> = 0.04 +- 0.18 dex. Essa comparação é representada na Figura 3.

Figura 3: Diagrama [Fe/H] -- [Fe/H] da amostra de estrelas anãs M estudadas (eixo x) e as estrelas primárias nos sistemas binários (eixo y). Um diagrama residual é apresentado na parte inferior da Figura.


Os resultados obtidos aqui, com base em uma análise espectroscópica pura e de alta resolução dos espectros APOGEE de anãs M são importantes na compreensão desta classe estelar, cuja importância científica aumentou nos últimos anos devido às descobertas de muitos exoplanetas parecidos com a Terra e que orbitam algumas estrelas anãs M.



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