Determinación de parámetros estelares

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Pilar Pérez Rey
hace 6 años
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1 Determinación de parámetros estelares Carolina Chavero

2 Determinación de parámetros estelares Fuente de información: atmósfera estelar Llamamos atmósfera estelar a las capas exteriores de una estrella. Estas son las capas donde la radiación creada en el núcleo estelar pueden escapar libremente hacia el medio interestelar. En la práctica, la atmósfera es la única parte de una estrella de la que recibimos información.

4 Observaciones realizadas en el Sol han develado que su atmósfera incluye una serie de capas con diferentes propiedades físicas. La parte más baja y más densa de la atmósfera solar se denomina fotosfera. El espectro continuo solar proviene esencialmente de esta capa. Las líneas espectrales de absorción observadas en el espectro solar se forman en una región ubicada por encima de la fotosfera.

5 Teoría de atmósferas estelares Cómo la radiación que se produce en el núcleo estelar se propaga e interactúa con las capas externas Los problemas principales que dicha teoría intenta resolver son los siguientes: 1) Investigar la variación de parámetros físicos fundamentales tales como la temperatura, presión densidad y otras características físicas, en función de la profundidad dentro de la atmósfera. 2) Explicar las propiedades del espectro continuo solar y de otras estrellas. 3) Justificar la variación del brillo observado sobre el disco del Sol (oscurecimiento hacia el limbo y de otras estrellas

6 Muy recomendado!

8 Curva de crecimiento El cálculo de abundancias se realiza en general utilizando el concepto de Curva de Crecimiento. Partimos de las líneas de absorción del espectro. Para ello hay que identificar las líneas presentes. Se utilizan tablas como las de Moore de 1966 para este propósito. Necesitaremos las fuerzas del oscilador y potencial de excitación para las líneas que seleccionemos y necesitamos determinar temperatura efectiva y gravedad superficial de la estrella bajo estudio. Moore, C. The Solar Spectrum 2935 Å to 8770 Å

9 Ver todos estos conceptos para compender como se relacionan los parametros enrte si. (extraído de página de levato)

10 Parámetros atmosféricos de una estrella *Temperatura superficial *Gravedad superficial *Abundancia química *Rotación de la estrella (vseni) *Microturbulencia Masa Radio Luminosidad no observables

11 Porque necesitamos saber los parámetros atmosféricos de una estrella? Clasificación de estrellas Estudio de la evolución química de la Via Lactea, analisis de diferentes poblaciones Mejorar los modelos de atmósfera y estructura estelar Asterosismologia, estrellas pulsantes Manchas estelares Otros problemas astrofísicos Necesitamos espectros con alta S/N y resolución espectral y en la región espectral de interés.

12 Resumen Modelar el espectro estelar significa calcular el flujo emergente en la superficie estelar Para realizar esta tarea es necesario conocer la intensidad específica de radiación a lo largo de la atmósfera El cálculo de cómo se propaga la radiación dentro de un atmósfera estelar requiere el conocimiento de la función de fuente Función Fuente depende de los coeficientes de emisión y absorción Estos coeficientes dependerán de la condición física del material estelar: T, P, la densidad electrónica y así sucesivamente Tenemos que resolver atmósfera===> las ecuaciones de modelos de Usaremos los modelos calculados por Kurucz, utilizando el 12 código MOOG

13 Cálculo de parámetros atmosféricos Método: análisis espectroscópico de abundancia estándar y determinación de parámetros atmosféricos utilizando la versión 2002 del código fortran MOOG1 (Sneden, 1973), el cual permite obtener la composición química de una estrela a través del análisis de las líneas y de la síntesis espectral. Es necesario que un modelo de atmósfera establezca las propiedades termodinámicas relevantes (temperatura, densidad de electrones, etc.) en el cálculo de abundancias. En el caso de las estrellas tardías (F, G, K), los modelos de atmósferas 1D plano-paralelos del ATLAS9 (Kurucz, 1993) resultan una buena elección. Éstos suponen a la fotósfera, región de la atmósfera donde se forman la mayoría de las líneas espectrales correspondientes a la longitud de onda del visible, dividida en sucesivas capas. Dentro de cada capa resultan válidas las ecuaciones de equilibrio hidrostático (presión balanceada o contrarrestada por gravedad) y el transporte de energía se produce a través de procesos radiativos y, en ciertos casos, convectivos. Para caracterizar a una estrella se deben conocer sus parámetros atmosféricos básicos, tales como: temperatura efectiva (Teff ), gravedad superficial (log g), velocidad de microturbulencia (ξt ) y composición química ([Fe/H]). Los modelos de atmósfera de Kurucz se presentan en formato de grilla y pueden ser descargados del sitio web qu provee acceso público a los datos y programas. Ayuda: Tesina de Licenciatura de Cintia Martinez,

14 Receta paso a paso IRAF, MOOG y super mongo instalados Espectro reducido y corregido por velocidad radial Selección de lista de lineas de FeI (al menos 30) y de FeII (al menos 10) Medir el ancho equivalente de las lineas, puede ser de forma manual con la tarea splot de IRAF o usando ARES. Tener algún dato inicial de la estrella para comenzar la iteración. Tener los modelos de atmósfera de Kurucz ya generados. Y organizar las carpetas

15 Bajar el manual para entender bien el código: WRITEMOOG.ps

16 Organización de carpetas

17 Corrección por velocidad radial. Abrimos el espectro son splot de IRAF, medimos la posición de al menos unas 10 lineas a lo largo del espectro, calculamos la velocidad para cada linea, y promediamos para obtener una velocidad media. Finalmente usamos la tarea dopcor de IRAF para corregir el espectro. Nota: elegimos lineas conocidas y aisladas para darnos cuenta para donde esta corrido el espectro. Como primera aproximación, podemos usar la linea de la seria de Balmer Hbeta en 4861 A, solo para tener noción.

18 Input: espectro ya reducido en longitud de onda, corregido por VR no hace falta que esté normalizado Carpeta espectros Abriendo IRAF...primero abri el entorno grafico xgterm, y desde el directorio IRAF iniciar con el comando cl, luego moverse al directorio donde estan los espectros

19 Noao Onedspec Splot (nombre del espectro)

22 Después hacemos ejercicios de como medir lineas aisladas y blendadas

Medición automática de anchos equivalente ARES está programado en C y reproduce, de manera automática, la técnica manual de medición de los anchos equivalentes de las líneas de absorción de los

23 Medición automática de anchos equivalente ARES está programado en C y reproduce, de manera automática, la técnica manual de medición de los anchos equivalentes de las líneas de absorción de los espectros estelares a través de ajustes gaussianos. El procedimiento tiene en cuenta un espectro unidimensional calibrado en y corregido por velocidad radial, una lista de las líneas espectrales a medir y un archivo contenedor de los parámetros necesarios para realizar el cómputo. By Sergio Souza

24 Carpeta modelos Input: Modelo

25 En el servidor dejamos modelos que cubre la franja de temperatura de 5000 a 6000ºK, de 4 a 4.5 log g y metalicidad de -0.3 a 0.3 dex

26 Input de lineas: RESPETAR LOS ESPACIOS: Carpeta Lineas

El potencial de exitación indica la energía mínima requerida para ionizar al átomo, mientras que el valor de gf da cuenta de la probabilidad de que el sistema pueda acceder desde su estado

27 El potencial de exitación indica la energía mínima requerida para ionizar al átomo, mientras que el valor de gf da cuenta de la probabilidad de que el sistema pueda acceder desde su estado fundamental a un estado excitado como resultado de la absorción de un fotón; para transiciones prohibidas, el valor de la fuerza del oscilador es prácticamente cero, mientras que para aquellas permitidas el valor de la misma tiende a uno. Recomendación: elegir lineas con un amplio rango de de estos valores. El sitio de VALDS provee de estos valores calculados el laboratorios.

28 Input parámetros: no modificar el archivo y tener en cuenta donde están los archivos que llama y donde arroja los resultados. Macro de abfind Carpeta parametros

29 Con los archivos listos, ya podemos comenzar a correr el programa MOOG, cuyos parámetros de salida estarán en la carpeta que denominamos salida.

34 Salida

35 Cálculo de parámetros: temperatura Ejemplo Estrella1 Parámetros: Teff:5765 Logg:4,39 [Fe/H]:0,19 Vt:0,97 Equilibrio de excitación, es decir que la abundancia no varíe con el EP

36 Usamos un modelo con menor T, T=5600 Que pasa? La pendiente Ab vs Ep > 0 Si la pendiente es positiva entonces el modelo correcto debe tener una T mas alta

37 Usamos un modelo con mayor T, T=5900 La pendiente Ab vs Ep < 0 Si la pendiente es negativa entonces el modelo correcto debe tener una T mas baja

38 Gravedad superficial: Log g Ejemplo Estrella1 Parámetros: Teff:5765 Logg:4,39 [Fe/H]:0,19 Vt:0,97 Debemos tener balance de ionización, es decir que las abundancias de FeI y de FeII sean iguales.

39 Ejemplo Estrella1 Parámetros: Teff:5765 Logg:4,39 [Fe/H]:0,19 Vt:0,97 Debemos usar un modelo con mayor log g

40 Debemos usar un modelo con menor log g

41 Microturbulencia Ejemplo Estrella1 Parámetros: Teff:5765 Logg:4,39 [Fe/H]:0,19 Vt:0,97 Derivando la microturbulencia

42 Usamos una vmicro menor Pendiente Ab vs RW>0 Debemos subir el valor de la vmicro

43 Derivando la microturbulencia Usamos una vmicro mayor Pendiente Ab vs RW<0 Debemos bajar el valor de la vmicro

Resumen del método 1-medimos los EW de las lineas de FeI y FeII 2-Proceso iterativo 2.1 Damos un modelo de atmósfera (Teff, log, [Fe/H], vt) 2.2 Corremos MOOG 2.3 Corroboramos las pendientes AbFeI vs.

44 Resumen del método 1-medimos los EW de las lineas de FeI y FeII 2-Proceso iterativo 2.1 Damos un modelo de atmósfera (Teff, log, [Fe/H], vt) 2.2 Corremos MOOG 2.3 Corroboramos las pendientes AbFeI vs. EP, AbFeI vs EW/l) 2.4 Corroboramos el balance de ionización (AbFeI-AbFeII) 3-Si las pendientes son 0 y AbFeI-AbFeII=0 3.1: Si, implica que encontramos la solución 3.2:NO, volver al punto 2 y elegir otro modelo de atmósfera,

45 Referencias Particularmente la presentación de Sousa Tesina de Cintia Martinez: s/611/16829.pdf

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48 Curvas de velocidad radial Lectura básica y ejercicios: Simulador de curvas de velocidad radial From_Radial_Velocities

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