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Determinación de parámetros estelares
Carolina Chavero
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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.
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.
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
http://astro.if.ufrgs.br/levato/
Muy recomendado!
http://astro.if.ufrgs.br/levato/camporad3/
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.
1966.
Ver todos estos conceptos para compender
como se relacionan los parametros enrte si.
(extraído de página de levato)
Parámetros atmosféricos de una estrella
*Temperatura superficial
*Gravedad superficial
*Abundancia química
*Rotación de la estrella (vseni)
*Microturbulencia
Masa
Radio
Luminosidad
no observables
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.
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
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
http://kurucz.harvard.edu/ qu provee acceso público a los datos y programas.
●
Ayuda: Tesina de Licenciatura de Cintia Martinez,
http://www2.famaf.unc.edu.ar/institucional/biblioteca/trabajos/611/16829.pdf
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
Bajar el manual para entender bien el código: WRITEMOOG.ps
Organización de carpetas
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.
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
Noao
Onedspec
Splot (nombre del espectro)
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 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
Carpeta
modelos
Input: Modelo
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
Input de lineas: RESPETAR LOS ESPACIOS:10-10-10-10-30
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 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.
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
Con los archivos listos, ya podemos comenzar
a correr el programa MOOG, cuyos
parámetros de salida estarán en la carpeta
que denominamos salida.
Salida
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
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
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
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.
Ejemplo
Estrella1
Parámetros:
Teff:5765
Logg:4,39
[Fe/H]:0,19
Vt:0,97
Debemos usar un modelo con
mayor log g
Debemos usar un modelo con
menor log g
Microturbulencia
Ejemplo
Estrella1
Parámetros:
Teff:5765
Logg:4,39
[Fe/H]:0,19
Vt:0,97
Derivando la microturbulencia
Usamos una vmicro
menor
Pendiente Ab vs RW>0
Debemos subir el valor de la vmicro
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. 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,
Referencias
http://spectra.astro.uni.wroc.pl/program.php
●
Particularmente la presentación de Sousa
http://spectra.astro.uni.wroc.pl/elements/lectures/SergioARES-MOOG.pdf
Tesina de Cintia Martinez:
http://www2.famaf.unc.edu.ar/institucional/biblioteca/trabajo
s/611/16829.pdf
http://www2.famaf.unc.edu.ar/institucional/biblioteca/trabajos/611/16842.pd
f
http://www.famaf.unc.edu.ar/series/pdf/pdfDAst/DAst69.pd
f
Curvas de velocidad radial
Lectura básica y ejercicios:
http://media4.obspm.fr/public/VAU/masa/binario/exoplaneta/limitevelocidad-radial/APPRENDRE.html
Simulador de curvas de velocidad radial
http://astro.unl.edu/classaction/animations/extrasolarplanets/radialvelocitysimulator.html
http://www.academia.edu/1477864/Exofit_Orbital_Parameters_of_Extrasolar_Planets_
From_Radial_Velocities