General Scope
3.4 RISK MANAGEMENT
Os espectros de alta resolu¸c˜ao s˜ao poderosas ferramentas no processo de caracteriza¸c˜ao
CAP´ITULO 3. ESPECTROSCOPIA DE ALTA RESOLUC¸ ˜AO
e microturbulˆencia, tais espectros devem ser sempre usados nos primeiros passos da veri-
fica¸c˜ao do estado evolutivo de um objeto.
3.2.1
A escolha do espectr´ografo
Diante dos diversos tipos de espectr´ografos e das mais variadas especifica¸c˜oes que eles
podem conter, devemos ter clareza em rela¸c˜ao ao tipo de informa¸c˜ao que pretendemos ex- trair do espectro e, a partir disso, tra¸car quais objetivos cient´ıficos desejamos alcan¸car. Na
maioria dos espectr´ografos podemos destacar algumas especifica¸c˜oes importantes: o poder de resolu¸c˜ao do instrumento (R), a abrangˆencia do comprimento de onda e a eficiˆencia
instrumental. Este ´ultimo, por sua vez, est´a relacionado com a taxa de sinal ru´ıdo1.
3.2.2
Resolu¸c˜ao espectral
O poder resolutor de um espectr´ografo est´a associado `a sua habilidade em distinguir
dois comprimentos de onda. De acordo comMoore(2002), um espectro ´e considerado de alta resolu¸c˜ao se todos os detalhes nas suas linhas espectrais podem ser observados. Em
linguagem matem´atica, isto significa,
Respectr´ografo ≡
λ dλ ≥
c
V , (3.1)
onde c representa a velocidade da luz e V ´e uma combina¸c˜ao das velocidades t´ermica e de microturbulˆencia dos ´atomos que constituem a atmosfera estelar. Para a grande maioria
das estrelas a velocidade t´ermica varia entre 3,0 e 15,0 km/s com microturbulˆencia situada entre 1,0 at´e 7,0 km/s (Moore, 2002). Aplicando a equa¸c˜ao 3.1 para esses parˆametros,
obtemos um poder de resolu¸c˜ao entre 20.000 e 120.000.
No trabalho de Uytterhoeven (2014), ele define que um espectro estelar apresenta
baixa resolu¸c˜ao quando este ´e observado por um instrumento com R < 5.000. Espectros observados com esse n´ıvel de resolu¸c˜ao podem ser utilizados no processo de classifica¸c˜ao
estelar, uma vez que, a partir deles, j´a torna-se poss´ıvel a distin¸c˜ao entre os efeitos da alta e baixa rota¸c˜ao, al´em disso, essa resolu¸c˜ao tamb´em permite a inferˆencia de algumas
peculiaridades qu´ımicas.
CAP´ITULO 3. ESPECTROSCOPIA DE ALTA RESOLUC¸ ˜AO
Os espectr´ografos s˜ao denominados de m´edia resolu¸c˜ao quando o seu poder resolu-
tor est´a dentro do intervalo de 5.000 < R ≤ 40.000. A partir dessa resolu¸c˜ao muitas estrelas podem ser analisadas espectralmente, desde que, n˜ao apresentem linhas mistura-
das (blended). Para o caso das estrelas em r´apida rota¸c˜ao (vsini > 100 km/s), os seus espectros de m´edia-resolu¸c˜ao s˜ao geralmente suficientes para an´alise espectral. No caso
dos rotatores lentos, precisamos de uma alta resolu¸c˜ao (R > 40.000) para a realiza¸c˜ao de uma an´alise qu´ımica minuciosa, al´em disso, nesse n´ıvel de resolu¸c˜ao, podemos derivar os
parˆametros Tef f, logg, vsini e microturbulˆencia de maneira mais precisa e com elevado
grau de confian¸ca.
Espectr´ografo Telesc´opio Observat´orio Resolu¸c˜ao
IDS 2,5 m INT ORM (E) 1.400
Multi-object LAMOST Xinglong (CN) 1.000/2.000
B&C 2,12 m OAN-SPM (MX) 2.000
BFOSC 1,5 m Cassini Loiano (I) 5.000
TWIN 3,5 m CAHA (E) 10.000
FRESCO 0,91 m Catania (I) 21.000
ARCES 3,5 m ARC APO (USA) 33.000
HRS 9,2 m HET McDonald (USA) 30.000/60.000
FIES 2,56 m NOT ORM (E) 25.000 /46.000/67.000
Coud´e ´echelle 2,0 m Alfred Jensch TLS (D) 35.000/67.000
SOPHIE 1,92 m OHP (F) 46.000
SARG 3,58 m TNG ORM (E) 57.000
SES 2,1 m Otto Struve McDonald (USA) 60.000
CS23 2,7 m Harlan J. Smith McDonald (USA) 60.000
HES 3,0 m Shane Lick (USA) 60.000/100.000
ESPADONS 3,6 m CFHT Mauna Kea (USA) 81.000
NARVAL 2,0 m TBL Pic du Midi (F) 81.000
HERMES 1,2 m Mercator ORM (E) 90.000
HARPS 3,6 m ESO (CH) 120.000
HDS 8,2 m SUBARU (USA) 160.000
Tabela 3.1: Alguns dos principais instrumentos para observa¸c˜oes espectrosc´opicas de estrelas e suas respectivas resolu¸c˜oes.
CAP´ITULO 3. ESPECTROSCOPIA DE ALTA RESOLUC¸ ˜AO
Obter uma determina¸c˜ao confi´avel da abundˆancia qu´ımica e dos parˆametros espec-
trosc´opicos estelares ´e uma tarefa que exige a utiliza¸c˜ao dos mais modernos e sofisticados equipamentos observacionais. Nesse trabalho, utilizamos os dados espectrosc´opicos de
quatro fontes principais, ESPaDOnS@CFHT (R = 81.000), NARVAL@TBL (R = 81.000), HERMES@MERCATOR (R = 90.000) e HARPS@ESO (R = 120.000). Como pode ser
consultado na tabela 3.1, al´em desses, tamb´em apresentamos v´arios outros espectr´ografos com seus respectivos telesc´opios, observat´orios e resolu¸c˜oes. Voltaremos a falar sobre os
dados desse trabalho nos pr´oximos cap´ıtulos.
3.2.3
Taxa de sinal ru´ıdo
A taxa de sinal ru´ıdo reflete a qualidade do sinal recebido. Ele juntamente com a
resolu¸c˜ao espectral s˜ao parˆametros fundamentais para uma an´alise espectral detalhada. Para uma boa an´alise espectrosc´opica, sobretudo para investiga¸c˜ao sobre a abundˆancia de
l´ıtio, precisamos de um sinal ru´ıdo de pelo menos 100-150 (Uytterhoeven, 2014). Assim, quanto maior o valor de SNR, maior deve ser a qualidade dos dados. No entanto, salienta-
mos que, para os objetos mais fracos (V > 11), a obten¸c˜ao de um espectro com SNR > 100 torna-se impratic´avel quando consideramos telesc´opios de 1-2 metros de diˆametro. Nesses
casos, o ideal ´e a obten¸c˜ao e combina¸c˜ao de m´ultiplos espectros, proporcionando desse modo um espectro resultante com elevado valor de sinal ru´ıdo. Abaixo, apresentamos
alguns valores t´ıpicos da SNR e suas respectivas utilidades:
• SNR < 5: objeto fracamente detectado, n˜ao podemos afirmar nada. • SNR ≥ 5: possibilidade real do objeto ter sido detectado.
• SNR ≥ 10: possibilidade de realizar algumas medidas, por´em, torna-se imposs´ıvel determinar a abundˆancia de l´ıtio.
• SNR ≥ 100: a partir desse n´ıvel, as medidas realizadas podem ser consideradas boas ou excelentes. Nesse ponto, podemos detectar at´e estrelas pobres em l´ıtio.
3.2.4
Perfil da linha
O perfil de uma linha espectral relaciona a varia¸c˜ao do fluxo de intensidade como
CAP´ITULO 3. ESPECTROSCOPIA DE ALTA RESOLUC¸ ˜AO
denominado de perfil da linha, e corresponde ao ingrediente b´asico da espectroscopia
estelar. Nesse sentido, um profundo conhecimento sobre o perfil da linha reflete, na verdade, as condi¸c˜oes atmosf´erica da estrela, como por exemplo, temperatura efetiva,
gravidade superficial, press˜ao, densidade e velocidade das part´ıculas. Frequentemente o perfil observado sofre diversas influˆencias do meio interestelar, tais como, efeito zeeman,
alargamento doopler t´ermico, al´em de alargamentos naturais.
Em geral, a largura equivalente (LE)2 est´a associada a uma medida da absor¸c˜ao total
da linha em rela¸c˜ao ao cont´ınuo. Na pr´atica, a LE ´e amplamente usada para medir a intensidade da linha espectral, que matematicamente corresponde `a:
LE = ∞ Z 0 Fc− Fλ Fc dλ, (3.2)
onde, Fc e Fλ representam os fluxos cont´ınuo e num comprimento de onda espec´ıfico, res-
pectivamente. A largura equivalente de um espectro real pode ser facilmente determinada
fazendo-se uma aproxima¸c˜ao desse espectro por um retˆangulo de ´area igual ao do espectro observado, como podemos observar na figura 3.1. Em sua essˆencia a largura equivalente
´e utilizada na determina¸c˜ao dos parˆametros estelares e abundˆancias qu´ımicas.
A determina¸c˜ao da largura equivalente pode ser feita de diversas maneiras, dentre os
v´arios mecanismos dispon´ıveis, destacamos o procedimento manual, realizado atrav´es do c´odigo IRAF3, e o m´etodo automatizado, efetuado com o c´odigo ARES (Sousa et al.,
2015). No nosso trabalho, fizemos diversos testes entre as determina¸c˜oes manuais e au- tomatizadas, e a partir disso, optamos por empregar as determina¸c˜oes do ARES, uma
vez que ambos os resultados s˜ao coerentes quando adotamos alguns v´ınculos, como por exemplo, espectro de alta resolu¸c˜ao e bom sinal ru´ıdo em regi˜oes espec´ıficas do espectro.
Todo esse procedimento foi adotado, principalmente, na determina¸c˜ao dos parˆametros fundamentais e abundˆancia de l´ıtio para as estrelas an´alogas solares do Kepler, como
apresentadas no s´etimo cap´ıtulo.
2Largura equivalente corresponde `a express˜ao em inglˆes equivalent width (EW). 3Do inglˆes Image Reduction and Analysis Facility - http://iraf.noao.edu/
CAP´ITULO 3. ESPECTROSCOPIA DE ALTA RESOLUC¸ ˜AO
Figura 3.1: Exemplo da determina¸c˜ao da largura equivalente de uma linha de ab- sor¸c˜ao. A ´area do retˆangulo ´e idˆentica a ´area do espectro observado. Figura extra´ıda de https://writescience.wordpress.com/tag/spectra.