Speaker
Dr
Ramón Eveiro Molina Guillén
(Universidad Nacional Experimental del Táchira, Laboratorio de Física Aplicada y Computacional)
Description
Se determinan las abundancias químicas de 27 elementos entre los que se incluyen: los elementos ligeros C, N y O, los elementos del proceso-alfa (Mg, Si, Ca, Ti) y los elementos pesados del proceso lento y rápido de captura de neutrones (Rb, Y, Zr, Ba, La, Nd, Eu) por medio del análisis detallado de un espectro de alta resolución para la estrella IRAS 16559-2957. Esta estrella ha sido catalogada como post-AGB y clasificada con tipo espectra F5Iab en la base de datos SIMBAD. El espectro fue obtenido con el telescopio de 2.7m del Observatorio McDonald (Texas-EEUU) equipado con el espectrógrafo echelle Coudé 2D de alta resolución (~40000). El espectro estelar fue reducido empleando el software IRAF. Esta estrella posee un ligero exceso infrarrojo en 25 micra según los flujos determinados por el satélite IRAS. Este exceso IR proviene de la región circunestelar (gas + polvo) que rodea a la estrella por pérdida de masa.
Reportamos una velocidad radial heliocéntrica de -2.3 ± 0.5 km/s. En la obtención de las abundancias usamos los anchos equivalentes de 153 líneas espectrales debidamente identificadas. Las abundancias de C y N fueron obtenidas a partir de síntesis espectral usando las bandas moleculares de C2 ubicadas en λ5160–67A y de CH ubicadas en λ4300–10A. La abundancia de O es obtenida del ancho equivalente de la línea prohibida en 6363.78A, mientras que el N se obtiene de la banda de CN(5,1) en 6332.18A. Las líneas de [O I] 6363.78A y 6300.31A han sido ampliamente usadas en el análisis de las abundancias químicas en el Sol y en estrellas con tipos espectrales tardíos (Allende-Prieto & Lambert 2001).
El cociente isotópico 12C/13C se estima de la región espectral λ8002–05A. Para los elementos restantes las abundancias se obtienen empleando los anchos equivalentes. Con la finalidad de derivar las abundancias atmosféricas de la estrella empleamos la versión actualizada del 2009 del código MOOG (Sneden 1973) que opera bajo la suposición de equilibrio térmico local (ETL) y los modelos atmosféricos de Castelli & Kurucz (2003). Se derivan los parámetros atmosféricos como la temperatura efectiva, la gravedad superficial y la velocidad de microturbulencia cuyos valores son: 4250 ± 100 K, 1.50 ± 0.25 y 1.43 ± 0.20 km/s respectivamente. A partir del análisis de las abundancias químicas inferimos que la estrella no es un objeto post-AGB, sino mas bien un objeto que ha experimentado el primer dragado y que se mueve en la rama de las gigantes rojas (RGB). El diagrama HR confirma el estado evolutivo deducido a través de las abundancias químicas.
Palabras clave: estrella post-AGB - abundancias - parámetros atmosféricos
Referencias
Allende Prieto C. & Lambert D.L. 2001, ApJ, 556, 63
Castelli F., Kurucz R.L. 2003, IAU Symposium 210, Modelling of Stellar Atmosphere, Uppsala, Sweden, eds. N.E. Piskunov, W.W. Weiss and D.F. Gray, 2003, ASP-S210
Sneden C.A. 1973, PhD. thesis, THE UNIVERSITY OF TEXAS AT AUSTIN
Primary authors
Dr
Armando Arellano Ferro
(Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México)
Dr
Ramón Eveiro Molina Guillén
(Universidad Nacional Experimental del Táchira, Laboratorio de Física Aplicada y Computacional)
