Revealing the chemical evolution history of the Milky Way halo with RR Lyrae stars - Crestani, Juliana (2021)
O Halo Gal´actico ´e o componente da Via L´actea que preserva os tra¸cos mais claros da acre¸c˜ao de sat´elites respons´avel pela forma¸c˜ao da Gal´axia de acordo com o paradigma Λ-CDM. A natureza desses sat´elites primordiais, sua rela¸c˜ao com as gal´axias an˜as atualmente distribu´ıdas ao redor da Via L´actea, e a fra¸c˜ao da popula¸c˜ao estelar do Halo que se originou neles s˜ao todas quest˜oes em aberto. A abundˆancia de diferentes elementos qu´ımicos traz informa¸c˜oes sobre o tempo de enriquecimento e parˆametros f´ısicos (por exemplo, fun¸c˜ao de distribui¸c˜ao de massa, taxa de forma¸c˜ao de estrelas) do sistema estelar onde uma determinada estrela se formou. Assim, o estudo de uma variedade de elementos ´e fundamental para identificar adequadamente os sistemas progenitores de diferentes estrelas, para restringir modelos de forma¸c˜ao gal´actica e para compreender a pr´opria nucleoss´ıntese estelar. Em particular, faltam dandos observacionais para as abundˆancias das esp´ecies mais pesadas assim como idades bem determinadas para as estrelas utilizadas. As estrelas do tipo RRL tˆem idades ≥ 10 Gyr e apresentam pulsa¸c˜oes radiais com rela¸c˜oes per´ıodo-luminosidade bem definidas no infravermelho. Essas rela¸c˜oes permitem uma determina¸c˜ao precisa da distˆancia da estrela. Assim, elas s˜ao excelentes tra¸cadoras da estrutura qu´ımica do Halo. As RRLs s˜ao classificadas de acordo com seu modo de pulsa¸c˜ao, com RRab apresentando o modo fundamental, RRc o primeiro harmˆonico, e RRd um modo misto. Estudos espetrosc´opicos em alta resolu¸c˜ao (HR) dessas estrelas s˜ao limitados. Tais estudos s˜ao essenciais para a investiga¸c˜ao de diversas esp´ecies qu´ımicas como os elementos α, aquelas do pico do Fe, e aquelas produzidos por captura de nˆeutrons. Eles tamb´em s˜ao necess´arios para a calibra¸c˜ao de ´ındices fotom´etricos e estimativas de metalicidade baseadas em espectroscopia de baixa resolu¸c˜ao, que podem ser aplicados a grandes amostras. Neste trabalho, utilizamos dados coletados com nove espectr´ografos HR instalados em oito grandes telesc´opios diferentes e por duas pesquisas em baixa resolu¸c˜ao (LR, SEGUESDSS, LAMOST). Aplicamos a metodologia da espectroscopia HR a uma amostra de 162 RRLs (138 RRab, 23 RRc, 1 RRd) cobrindo uma ampla gama em metalicidade ([Fe/H] de -3,2 a 0,2). Nossa investiga¸c˜ao espectrosc´opica ´e baseada em uma lista de linhas atˆomicas com parˆametros de transi¸c˜ao atualizados. Removemos meticulosamente as linhas que mostravam evidˆencia de blending ou dependˆencia da temperatura efetiva. Usando esta lista de linhas, obtivemos medi¸c˜oes dos elementos leves Na e Al; os elementos α Mg, Si, S, Ca, e Ti; os elementos do pico do Fe Sc, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu, e Zn; e os elementos formados pela captura de nˆeutrons Sr, Y, Zr, Ba, La, Ce, Pr, Nd, e Eu. Em particular, nossa investiga¸c˜ao inclui Ba, formado principalemente pelo processo s, Eu, seu hom´ologo do processo r, e Pr que ´e pouco estudado. Usando estrelas em comum com outras investiga¸c˜oes da literatura HR, transformamos medidas de abundˆancia de outras 85 RRLs (65 RRab, 20 RRc) para nossa escala de abundˆancia qu´ımica. Utilizamos estas medidas HR de alta qualidade para sondar a hist´oria da evolu¸c˜ao qu´ımica do Halo, e tamb´em para compar´a-la com outros componentes Gal´acticos e gal´axias an˜as pr´oximas. A este respeito, os RRLs apresentam a vantagem ´unica de serem velhas e terem distˆancia bem determinadas, enquanto outras popula¸c˜oes estelares geralmente empregadas tˆem idades e distˆancias amb´ıguas. Descobrimos que uma amostra de RRLs ricas em metal e pobres em elementos α existe em alturas gal´acticas baixas. No plano [α/Fe] versus [F No plano [α/Fe] versus [Fe/H], esta amostra exibe uma continuidade com o resto dos RRLs no Halo, sugerindo uma origem comum. Al´em disso, esta amostra tra¸ca a popula¸c˜ao rica em metal do Halo que ´e mal representada por outras popula¸c˜oes estelares e exibe um comportamento com metalicidade em desacordo com os outros componentes gal´acticos (Bojo e Disco), mas semelhante a an˜a esferoidal em Sagit´ario. Realizamos a mesma compara¸c˜ao para as outras esp´ecies qu´ımicas e discutimos os efeitos das corre¸c˜oes NLTE, diferentes listas de linhas e efeitos sistem´aticos que surgem da evolu¸c˜ao estelar. Ao aplicar a mesma an´alise HR a uma amostra de seis gigantes n˜ao-vari´aveis e sete an˜as de campo, mostramos que as diferen¸cas de abundˆancia, especialmente para elementos α, entre as estrelas de campo de idades variadas e as RRLs s˜ao intr´ınsecas. O m´etodo ∆S fornece estimativas de metalicidade para RRLs com espectros LR. O n´umero de espectros LR dispon´ıveis para RRLs ´e cerca de duas ordens de magnitude maior do que espectros HR. Portanto, um estimador de metalicidade LR cuidadosamente calibrado ´e uma alternativa extremamente valiosa j´a que medidas HR, embora mais mais precisas, s˜ao tamb´em mais escassas. Os resultados do m´etodo ∆S s˜ao amplamente utilizados na calibra¸c˜ao de m´etodos fotom´etricos como a decomposi¸c˜ao de parˆametros de Fourier. At´e recentemente, este m´etodo era v´alido somente para a estrelas RRab fora do intervalo de fase do ramo ascendente da curva de luz e se baseava na escala de metalicidade de Zinn & West (1984), que n˜ao ´e linear com as medidas modernas em HR. Usando os resultados HR para 143 RRLs (111 RRab, 32 RRc), desenvolvemos uma nova calibra¸c˜ao do m´etodo ∆S na mesma escala de metalicidade que nossos resultados HR. Ela pode ser aplicado a todo o ciclo de pulsa¸c˜ao tanto das vari´aveis RRab quanto das RRc, com resultados preliminares mostrando que ela ´e v´alido tamb´em para as vari´aveis RRd. Aplicamos esta nova calibra¸c˜ao a uma amostra de 7768 RRLs (5196 RRab, 2572 RRc) que n˜ao possuem espectros HR dispon´ıveis e encontramos excelente concordˆancia com os resultados derivados em HR. A amostra completa com 247 RRLs estudados em HR ´e o maior e mais homogˆeneo conjunto de dados de estrelas velhas estudadas na literatura. Ela fornece dados a todas as principais fam´ılias qu´ımicas para o componente estelar mais antigo da Gal´axia, cobrindo 3 dex em metalicidade. Nossa amostra cobre uma fra¸c˜ao significativa do Halo come¸cando em uma distˆancia Galactocˆentrica de aproximadamente 4 kpc, com medidas HR alcan¸cando 26 kpc, e estimativas de metalicidade em LR chegando a 150 kpc. Estes resultados s˜ao cruciais n˜ao apenas para a modelagem da forma¸c˜ao gal´actica, mas tamb´em para a investiga¸c˜ao dos processos nucleossint´eticos devido a sua homogeneidade tanto na escala de abundˆancia como na idade, sua distribui¸c˜ao espacial, e sua ampla cobertura em metalicidade. Al´em disso, a nova calibra¸c˜ao do m´etodo ∆S ´e aplic´avel, pela primeira vez, `as RRLs de todos os modos de pulsa¸c˜ao observadas em qualquer fase, sem a exigˆencia de estudos fotom´etricos detalhados ou observa¸c˜oes cuidadosamente cronometradas. O trabalho realizado nesta tese tamb´em foi parcial ou totalmente empregado por nosso grupo em v´arias investiga¸c˜oes, incluindo a sondagem da estrutura fina do diagrama Bailey e sua rela¸c˜ao com a dicotomia de Oosterhoff, o desenvolvimento de novos estimadores de velocidade baricˆentrica e modelos de curvas de velocidade, e uma nova calibra¸c˜ao do m´etodo de decomposi¸c˜ao de parˆametros de Fourier usando nossa nova escala de metalicidade.