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La medida de la anchura equivalente de las líneas del triplete del Ca II en estrellas gigantes rojas es una técnica muy popular en la determinación de la metalicidad de estrellas individuales en sistemas viejos y relativamente pobres en metales. Con la llegada de telescopios de clase 8m, este indicador puede llegar a ser clave en la determinación de abundancias en un gran número de sistemas del Grupo Local (y más allá). Sin embargo, no está clara su aplicación a sistemas con poblaciones estelares de edad intermedia o joven y/o ricas en metales, debido a la falta de una calibración fiable. En este poster se presentan los resultados preliminares de la extensión de la calibración del triplete del Ca II a una muestra de estrellas gigantes rojas en cúmulos abiertos observados con el espectrógrafo ISIS en el telescopio WHT. Éste es un paso previo a nuestro proyecto principal, en el que planteamos obtener metalicidades para un gran número de estrellas de las Nubes de Magallanes, para lo cual se nos ha concedido tiempo en el 4m de CTIO.
Anchura Equivalente
Calibración en Metalicidad
Catálogo de Cúmulos
Trabajo Futuro
Referencias
Colaboradores
Figura 1: Comparación de distintos espectros tomados en cúmulos de distintas metalicidades. SE observa que la anchura equivalente de las líneas aumenta al aumentar la metalicidad. Los espectros obtenimod en sistemas más metálicos han sido observados para este trabajo y se aprecia que su resolución es mayor.
Las líneas del triplete del Ca II a λ8498, 8542 y 8662 Å, son las características más importantes del espectro IR de la mayoría de las estrellas de tipo tardío, y su anchura equivalente puede ser determinada con buena precisión en objetos débiles con espectroscopía de resolución intermedia. Armandroff y Zinn (1988) encontraron una correlación entre la anchura equivalente del triplete del Ca II y la metalicidad (figura 1), proponiéndolo como un indicador de ésta en sistemas viejos. Varios autores han trabajado en las relaciones empíricas existentes entre la metalicidad y la anchura equivalente de las líneas del triplete (por ejemplo Rutledge y cols 1997a, b; R97a, b), usando estrellas gigantes rojas en cumulos globulares galácticos. En algunas ocasiones, esta técnica ha sido aplicada a poblaciones compuestas como las galaxias esferoidale sde la Vía Láctea o las Nubes de Magallanes (Cole y cols, 2000; Tolstoy y cols. 2001), con la justificación de que su sensibilidad a la edad parece ser pequeña. Sin embargo, las calibraciones existentes son válidas únicamente para sistemas viejos y relativamente pobres en metales, siendo dudosa su aplicación a gigantes rojas con composiciones cercanas a la solar, y/o para aquellos que cubran un amplio rango de edad.
Figura 2: Representación gráfica de las bandas elegidas para el cálculo del perfil de las líneas y el continuo de acuerdo con el criterio de R97a. Los valores se muestran en la tabla 1.
| Notación | Centro línea | Banda línea | Continuo azul | Continuo rojo |
| λ 8498 | 8498 | 8490-8506 | 8346-8489 | 8563-8642 |
| λ 8542 | 8542 | 8532-8552 | 8346-8489 | 8563-8642 |
| λ 8662 | 8662 | 8653-8671 | 8563-8642 | 8697-8754 |
La anchura equivalente (EW) de las líneas ha sido calculada siguiendo el esquema propuesto por R97a. Se basa en calcular la integral de la diferencia entre el flujo de la línea normalizado al continuo calculado en dos ventanas a ambos lados de ésta. La tabla 1 (ver figura 2) muestra la definición de las ventanas usadas para calcular las líneas y el continuo. El perfil de la línea se ajusta a una moffatiana de exponente 2.5. Las EW se combinan de la forma (ver R97a):
Figura 3: Posición de las secuencias de algunos de los cúmulos usados en este trabajo en el plano MV-ΣCa. Los cúmulos globulares tomados de R97a están en azul, mientras que los abiertos observados en este trabajo están en verde. Las líneas azules representan el ajuste con una pendiente de 0.62, mientras que en verde se representa el ajuste de los cúmulos abiertos dejando su pendiente como un parámetro libre. La metalicidades utilizadas son las de Carretta y Gratton (1997).
Suele ser habitual trabajar con la anchura equivalente reducida (W') en lugar de con ΣCa. W' se calcula a partir de la representación de ΣCa frente a MV para cada cúmulo, como puede verse en la figura 3. A partir de este diagrama, W' se define como W'=ΣCa+αMV, donde W' es la ordenada en el origen y α se ha escogido con un valor de 0.62 para todos los cúmulos siguiendo el esquema de R97a. Este valor es adecuado para los globulares, pero en el caso de los abiertos, parece que la pendiente de su ajuste es algo mayor (figura 3). Es posible que el valor de esta pendiente dependa de la metalicidad, punto que pretendemos estudiar en profundidad en cuanto dispongamos de más datos. En la figura 3 hemos representado varios de los cúmulos de la muestra de R97a, a la que hemos añadido los cúmulos abiertos observados en nuestro trabajo (NGC6819 y NGC7789). En la tabla 2 se muestran los cúmulos utilizados, junto a los valores adoptados para W' y [Fe/H]CG97. Las EW calculadas por nosotros para los cúmulos abiertos han sido transformadas a la escala de R97a mediante la comparación de los valores de R97a con los obtenidos con nuestros algoritmos en tres cúmulos globulares observados por Pont y cols. (2002). El resultado puede verse en la figura 4, donde se ve que la equivalencia entre ambos grupos de medidas es buena.
Figura 4: Comparación entre las EW calculadas por R97 y las de este trabajo. Se observa la relación lineal entre ambas.
En la figura 5 se representan los valores de W' y [Fe/H]CG97 que se listan en la tabla 2. Superpuesto se muestra el ajuste lineal calculado por R97b. El ajuste reproduce la muestra para [Fe/H]CG97<-0.75, apreciándose un cambio de pendiente a partir de este valor. Éste posiblemente sea debido a que el cambio de la EW de las líneas con la metalicidad es mayor a valores bajos de [Fe/H], mientras que paar metalicidades relativamente altas, la dependencia es menor por una saturación de las líneas. En esta gráfica no se ha tenido en cuenta las efectos del cociente de abundancias [Ca/Fe].
Figura 5: Representación gráfica de los valores derivados de W' frente a [Fe/H]CG97. La línea continua representa el ajuste lineal calculado por R97b.
Tenemos concedidas 4 noches con IDS/INT para completar la muestra de cúmulos abiertos jóvenes y/o ricos en metales. Además pretendemos extender este trabajo con medidas de alta resolución en todos los cúmulos de la muestra, para los que no existen medidas fiables de sus abundancias. Esto nos permitiría además conocer la posible influencia de las abundancias relativas de [Ca/Fe], que puede provocar incertidumbres de hasta 0.5 dex. Este efecto no ha sido estudiado hasta ahora, ya que la calibración se había restringuido a cúmulos globulares donde el cociente [Ca/Fe] permanece constante en torno a +0.3, como se ha explicado anteriormente.
El objetivo último de este proyecto es aplicar esta calibración a galaxias enanas del Grupo Local, para conocer su historia del enriquecimiento químico. En particular, vamos a realizar este estudio en la Nubes de Magallanes. Tenemos concedidas tres noches con Hydra en CTIO 4m para observar la Nube Grande de Magallanes. Las estrellas a observar han sido escogidas de diagramas color magnitud profundos situados a 2.4, 4.2, 5.7 y 7.3 Kpc de la barra, lo que nos permitirá investigar la existencia de gradientes en la historia del enriquecimiento químico en función de la distancia galactocéntrica.
- Armandroff, T. E. y Zinn, R. 1988, AJ, 96, 96
- Carretta, E. y Gratton, R. 1997, A&AS, 121, 95 (CG97)
- Cole, A. A., Smecker, T. A. y Gallagher III, J. S. 2000, AJ, 120, 1808
- Carretta, E. y Gratton, R. 1997, A&AS, 121, 95 (CG97)
- Pont, F., Zinn, R., Gallart, C. y Hardy, E. 2002, en preparación
- Rutledge, G. A., Hesser, J. A., Stetson. P. B., Mateo, M., Simard, L., Bolte, M., Fiel, E. D. y Copin, Y. 1997, PASP, 109, 883 (R97a)
- Rutledge, G. A., Hesser, J. A. y Stetson. P. B. 1997, PASP, 109, 907 (R97b)
- Tolstoy, E., Irwin, M. J., Cole, A. A., Pasquini, L., Gilmozzi, R., Gallagher, J. S., Mateo, M. y Hoessel, J. G. 2001, MNRAS, 327, 918
- Carme Gallart Instituto de Astrofísica de Canarias.
- Robert Zinn Universidad de Yale.
- Elena Pancino Universidad de Bolonia.