Super metalicidad en analogos solares

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Super metalicidad en

an´alogos solares

por

Ricardo L ´opez Valdivia

Tesis que es sometida como requisito parcial para

obtener el grado de

MAESTRO EN CIENCIAS EN LA

ESPECIALIDAD DE ASTROF´ISICA

en el

Instituto Nacional de Astrof´ısica, ´

Optica y

Electr ´onica

Julio 2013

Tonantzintla, Puebla

Bajo la supervisi ´on de:

Dr. Miguel Ch´avez Dagostino

Dr. Emanuele Bertone

©INAOE 2013

El autor otorga al INAOE permiso para reproducir y

distribuir copias en papel o electr ´onicas de esta tesis

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Resumen

En este trabajo de tesis se determinaron los parámetros atmosféricos básicos (Teff, logg y [Fe/H]) para una muestra, limitada en magnitud (V < 15) de 271

estrellas de tipos espectrales entre G0 y G3 y clase de luminosidad V (secuencia principal). El principal objetivo del trabajo es identificar estrellas con composi-ci ón qu´ımica super solar. El análisis se realiz ó utilizando datos espectrosc ópicos obtenidos en el Observatorio Astrof´ısico Guillermo Haro y un conjunto de ´ındi-ces espectrosc ópicos (tipo Lick, Trager et al. (1998)) definidos en el rango espec-tral λλ 3800 - 4800 ˚A. Se ha utilizado la red de espectros te óricos de Munari et al. (2005) como herramienta de comparaci ón para determinar los parámetros at-mosféricos. La validez del método propuesto se verific ó analizando los espectros de los asteroides Vesta y Ceres. Se determinan los parámetros atmosféricos, por primera vez, para alrededor de 200 objetos ( 73%de la muestra). En particular, se identifican 20 estrellas super metálicas ([Fe/H]≥_{0.2 dex), las cuales se pueden}

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Agradezco

Al Consejo Nacional de Ciencia y Tecnolog´ıa (CONACyT) por el apoyo ec ´onomico brindado para la realizaci ´on de mis estudios de Maestr´ıa.

Al Instituto Nacional de Astrof´ısica, ´Optica y Electr ´onica por las instala-ciones y las facilidades otorgadas.

A todo el personal del Observatorio Astrof´ısico Guillermo Haro por ha-berme hecho m´as sencillas mis visitas al telescopio y por el apoyo brindado.

A mis asesores los doctores Miguel Ch´avez Dagostino y Emanuele Berto-ne por su conocimiento, paciencia y consejos.

Al Dr. Jes ús González González, al Dr. Lino H. Rodr´ıguez Merino y al Dr. José Ram ón Valdés por tomarse el tiempo para leer mi tesis, por sus sugerencias y comentarios.

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Dedico esta tesis a las personas que siempre

han estado conmigo apoyandome: mi madre,

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´Indice general

1. Introducci ´on 1

1.1. Objetivos y contenido del trabajo . . . 5

2. Observaciones 7 2.1. Condiciones de las observaciones . . . 8

2.2. La muestra observacional . . . 8

2.2.1. An´alogos solares de campo . . . 8

2.2.2. Estrellas de referencia . . . 9

2.2.3. Estrellas de calibraci ´on . . . 10

2.2.4. Espectros solares . . . 10

2.3. Reducci ´on de datos espectrosc ´opicos . . . 19

3. Red de espectros estelares te ´oricos 39 3.1. Bibliotecas de espectros estelares te ´oricos . . . 40

3.2. Caracter´ısticas de la red te ´orica utilizada . . . 43

3.3. Blendsen espectros de resoluci ´on intermedia . . . 44

3.4. Comportamiento de las l´ıneas espectrales . . . 45

3.4.1. Poblaciones en equilibrio termodin´amico local . . . 46

3.4.2. Dependencia con la temperatura . . . 47

3.4.3. Dependencia con la presi ´on (gravedad superficial) . . . 48

3.4.4. Dependencia con la abundancia qu´ımica . . . 49

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4. ´Indices espectrosc ´opicos 51

4.1. ´Indices tipo Lick . . . 52

4.2. Rectas de calibraci ´on . . . 55

4.3. Elecci ón de ´ındices espectrosc ópicos para el cálculo de los parámetros atmosféricos . . . 58

4.4. Dependencia de los ´ındices con los par´ametros atmosf´ericos . . . . 60

4.4.1. CaIIK(30) . . . 61

4.4.2. CaII K(6) . . . 62

4.4.3. CaH . . . 63

4.4.4. HδA . . . 64

4.4.5. CN1 . . . 65

4.4.6. CaI . . . 66

4.4.7. G-whole . . . 67

4.4.8. Hγ(12) . . . 68

4.4.9. Fe4383 . . . 69

4.4.10. Ca4455 . . . 70

4.4.11. Fe4531 . . . 71

4.5. Error asociado a cada ´ındice . . . 72

5. Determinaci ón de parámetros atmosféricos 75 5.1. Metodolog´ıa . . . 76

5.2. Error en los par´ametros . . . 77

5.3. Par´ametros atmosf´ericos de la muestra . . . 78

6. Conclusiones 85 6.1. Discusi ´on de los valores determinados para los an´alogos solares . 86 6.2. Casos particulares y valores at´ıpicos . . . 89

6.2.1. Clasificaci ´on espectral . . . 90

6.2.2. Parámetros atmosféricos an ómalos . . . 91

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6.3. Comparaci ´on de los resultados con trabajos anteriores . . . 96 6.4. Estrellas super met´alicas . . . 100 6.5. Trabajo a futuro . . . 102

A. Valores de los ´ındices espectrosc ´opicos 105

´Indice de figuras 117

´Indice de tablas 122

Bibliograf´ıa 126

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1

Introducci ´on

La historia de la composici ón qu´ımica de la Galaxia está dominada por la nucleos´ıntesis producida en el interior de las estrellas, excepto para los elementos más ligeros (H y He). Dado que los tiempos de vida en la secuencia principal de estrellas enanas de tipo tard´ıo son comparables con la edad de la Galaxia, estas estrellas pueden proveer un panorama completo de la evoluci ón qu´ımica de la misma.

Las primeras investigaciones sobre la qu´ımica de estrellas locales (∼ _{25 pc),}

se llev ó a cabo precisamente en estrellas enanas tipo G (eg. Pagel & Patchett, 1975; van den Bergh, 1962) . Estudios posteriores en estrellas del disco revelaron que la estructura dinámica y qu´ımica del disco no es uniforme respecto a la altitud galáctica, más bien, parece ser que el disco está constituido por dos componentes: el disco delgado y el disco grueso. Gilmore & Reid (1983) fueron los primeros en detectar el disco grueso, cuando determinaron que la densidad estelar como funci ón de la altura sobre el plano galáctico ajustaba con dos

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1. Introducci ´on

componentes, con escalas de altura de 350 y 1350 pc respectivamente. An´alisis realizados por Gilmore & Wyse (1985) establecieron que el disco delgado y el grueso ten´ıan diferentes valores de [Fe/H].1 _{Encontraron para el disco delgado}

un valor promedio de [Fe/H] = −_{0.25, con valores que van desde 0.20 hasta}

-0.80 dex, mientras que para el disco grueso [Fe/H] =−_{0.6 con una dispersi ´on}

de 0.3 dex.

Trabajos para determinar la distribuci ón de metalicidad en el halo galáctico han concluido que el halo es menos metálico que el disco. Se ha encontrado un valor medio de [Fe/H] =−1.6 (Hartwick, 1976; Laird et al., 1988). McWilliam & Rich (1994) realizaron un trabajo sobre abundancias qu´ımicas en estrellas gigantes K pertenecientes al bulbo galáctico, encontrando una metalicidad promedio

[Fe/H] =−_{0.25, que es menor, pero no muy diferente al valor para gigantes K (} −_{0.17 dex, McWilliam, 1990) de la vecindad solar.}

La existencia de estrellas super metálicas (SMRS, por sus siglas en inglés) fue anunciada por primera vez por Spinrad & Taylor (1969), basados en espectros de baja resoluci ón. El término SMRS es utilizado para referirse a una estrella que es más metálica que el Sol, por una cantidad mayor al error t´ıpico de la determinaci ón. Estas estrellas han atraido la atenci ón de los astr ónomos a lo largo de los a ños. Originalmente estos objetos fueron definidos como aquellos que excedieran la metalicidad de lasHyades([Fe/H] = 0.12).

Es de esperarse que estos objetos se encuentren en el disco de la Galaxia, ya que es ah´ı donde se encuentran las estrellas j óvenes, con metalicidades mayores a la de sus ancestros debido al enriquecimiento del medio interestelar. Sin embargo, Rodgers et al. (1981) descubrieron una muestra de SMRS en el halo de la Galaxia lo cual es algo inesperado, ya que el halo es pobre en metales Proponen para este fen ómeno que el origen de estas estrellas podr´ıa no haber sido en el halo, sino en el disco de la Galaxia y que después fueron eyectadas hacia su posici ón actual en el halo. Como una hip ótesis adicional, postulan que una colisi ón y posteriormente una fusi ón de una galaxia satélite rica en gas y

1_{Considerando dos elementos qu´ımicos A y B, la notaci ´on [A/B] significa:}

[A/B]=logabundancia de A_{abundancia de B}−logabundancia de A_{abundancia de B}

Sol

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nuestra galaxia podr´ıa explicar la presencia de estas estrellas en el halo. Las estrellas super met´alicas han sido utilizadas para establecer las limitaciones de los modelos de evoluci ´on qu´ımica de la Galaxia (Feltzing & Gustafsson, 1998).

En a ños recientes estas estrellas han sido utilizadas como objetos de estudio en el contexto de la b úsqueda de planetas extrasolares. Esto porque dos a ños después de que el descubrimiento del primer exoplaneta, orbitando una estrella del tipo solar, fuera anunciado por Mayor & Queloz (1995), Guillermo González (Gonzalez, 1997), analizando los 4 sistemas planetarios conocidos al momento, logr ó vislumbrar una relaci ón entre la metalicidad de la estrella anfitriona y la presencia de planetas gigantes. En a ños posteriores, y ya con más sistemas planetarios descubiertos, varios trabajos han apoyado la conclusi ón a la cual lleg ó González i.e a mayor metalicidad, mayor es la probabilidad de la presencia de planetas gigantes.

Sin embargo, para planetas peque ños esta relaci ón parece no existir, Lat-ham et al. (2013) determinaron la metalicidad para 152 estrellas con candidatos a exoplanetas, encontrando que la metalicidad promedio para estrellas con can-didatos peque ños (radios menores a cuatro veces el radio de la Tierra) es menor ([Fe/H]=−_0.10 ± _{0.02) que para aquellas con candidatos gigantes (}[Fe/H]= 0.15

± _{0.03). La figura 1.1 muestra estos resultados. Se puede observar que para}

estrellas con candidatos gigantes existe una tendencia hacia metalicidades mayores, mientras que para estrellas con candidatos peque ˜nos, el rango de metalicidad es m´as amplio.

Para tratar de explicar estos hechos han sido propuestos dos modelos de formaci ón planetaria. Ida & Lin (2004) desarrollaron un modelo de acreci ón de n úcleos (core- accretion model). De acuerdo con este modelo, los planetas gigantes se forman y adquieren su masa mediante la aglomeraci ón de planetesimales, seguido de la aparici ón de n úcleos sobre los cuales se acreta gas. Mencionan que si los discos protoestelares alcanzan la misma fracci ón de elementos pesados que sus estrellas anfitrionas, la probabilidad de detecci ón, alrededor de estrellas

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con alto contenido metálico, será mayor porque los n úcleos protoplanetarios que se formen en ellos pueden crecer hasta llegar a tener algunas masas de la Tierra antes de que se termine el material disponible en el disco.

Estas masas grandes son necesarias para que se inicie la acreci ón de gas y se transformen los n úcleos en planetas gigantes gaseosos. Por otro lado, existe el modelo postulado por Boss (2002), en el cual una regi ón, inestable gravitacio-nalmente en un disco protoplanetario, forma aglomerados (clumps) de gas y polvo, dentro de los cuales los granos de polvo se sedimentan para formar el n úcleo central. Sin embargo, este modelo requiere un disco frio. Metalicidades altas implican profundidades ópticas altas, que son, a su vez, más eficientes para captar radiaci ón lo cual hace que la temperatura del disco sea más alta, como consecuencia de esto se inhibir´ıa el crecimiento de los clumps.

-0.5 0.0 0.5

Metallicity 0

10 20 30 40 50

Number of planets

Figura 1.1:Metalicidad de las estrellas anfitrionas, de candidatos a planetas extrasolares gigantes (RP ≥4 RTierra) en rojo y de planetas peque ˜nos (RP <4 RTierra)

en azul. Figura obtenida de Latham et al. (2013).

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1.1. Objetivos y contenido del trabajo

Estos dos modelos descritos anteriormente, tratan a la metalicidad de la estrella anfitriona de una manera distinta. Mientras uno necesita la alta metalicidad para la formaci ón planetaria, el otro, no s ólo no la requiere, sino que la formaci ón de los planetas se ve inhibida. Parece ser entonces que la metalicidad es un parámetro clave en la formaci ón planetaria. Sin embargo, Haywood (2008) propuso que la presencia de planetas gigantes podr´ıa ser una funci ón, dependiente principalmente, de una propiedad del medio interestelar a la distancia galactocéntrica de la estrella y que la correlaci ón entre metalicidad y la presencia de planetas gigantes gaseosos sea una consecuencia de esto. Haywood (2009) sugiere que este parámetro podr´ıa ser la densidad del hidr ógeno molecular. Si es verdad que la metalicidad no juega un papel importante en la formaci ón de planetas gigantes es claro que el modelo de inestabilidades gravitacionales ser´ıa el más favorecido como el mecanismo de formaci ón de los planetas.

Desde el anuncio de Mayor & Queloz (1995), la detecci ón de planetas extrasola-res ha ganado un tremendo interés, tanto p úblico como cient´ıfico, y ha generado un campo nuevo de investigaci ón en la Astronom´ıa, propiciando el desarrollo de instrumentaci ón cada vez más sensible con lo que ha sido posible tener más de 8902 _{planetas extrasolares descubiertos a la fecha.}

1.1. Objetivos y contenido del trabajo

En este trabajo se analizará una muestra de estrellas de tipos espectrales en-tre G0 y G3, de clase de luminosidad V (secuencia principal) y una magnitud aparente en el visible hasta V = 15 (aproximadamente objetos hasta a 1 Kpc de distancia), que se han denominado como análogos solares. El objetivo de esta tesis es determinar los parámetros fotosféricos (temperatura efectiva (Teff),

gra-vedad superficial (logg) y la metalicidad global ([Fe/H])) de las estrellas de la muestra, en especial, para aquellas con una magnitud en el visible entre 9 y 15, ya que, para la gran mayor´ıa de ´estas, no existe un estudio sistem´atico.

2_{Datos obtenidos de http://exoplanet.eu/ (Junio 2013)}

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Esto significa que este trabajo será el primero en determinar las propiedades intr´ınsecas de estas estrellas. Lo anterior se realizará mediante el análisis de ´ındices espectrosc ópicos. De particular importancia será la determinaci ón de la composici ón qu´ımica global, ya que identificar una muestra de estrellas super metálicas brindará un nuevo conjunto de objetos para la b úsqueda de exoplane-tas.

En este estudio se ha empleado una muestra observacional que se describe en el cap´ıtulo 2. Para el análisis, se ha utilizado una biblioteca de espectros sintéti-cos que se describe en el cap´ıtulo 3. El cap´ıtulo 4 muestra las definiciones y el cálculo de los ´ındices espectrosc ópicos utilizados en esta tesis. Por último, se muestran los resultados obtenidos en el cap´ıtulo 5 y la discuci ón de los mismos en el cap´ıtulo 6.

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2

Observaciones

En este cap´ıtulo se describirá la muestra observacional, el arreglo instrumen-tal y las caracter´ısticas de las observaciones astron ómicas. Se brindarán deinstrumen-talles de las diferentes muestras de objetos observados y se comentará la importancia de su uso en este trabajo. Se explicará brevemente la reducci ón de los datos es-pectrosc ópicos realizada para obtener los espectros finales con los que se trabaj ó. Al final se presenta la galer´ıa de estos espectros finales.

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2. Observaciones

2.1. Condiciones de las observaciones

Las imágenes espectrosc ópicas de todos los objetos utilizados en este trabajo han sido adquiridas en el Observatorio Astrof´ısico Guillermo Haro (OAGH) ubicado en la Sierra La Mariquita en la ciudad de Cananea, Sonora, a lo largo de varias temporadas de observaci ón comprendidas entre 2008 y 2013.

Las propiedades espectrales (eg. resoluci ón espectral y cobertura en longitud de onda) de cada una de las imágenes han sido controladas, con la finalidad de tener imágenes compatibles entre las diferentes temporadas de observaci ón y as´ı poder realizar un estudio homogéneo.

Se ha utilizado el espectr ógrafo B öller & Chivens y el telescopio de 2.1 metros pertenecientes al OAGH con una rejilla de 600 l/mm y una rendija de 200 µm de apertura (1.637 segundos de arco). Este arreglo permite cubrir un rango espectral de 3800 − _{4800 ˚}_{A y obtener una resoluci ón espectral de 2.5 ˚}_{A de}

FWHM, con una dispersi ón espectral de alrededor de 0.7 ˚A/pix. La resoluci ón espectral ha sido calculada en las l´ıneas de las lamparas de comparaci ón (lam-paras de HeAr), estas lam(lam-paras también han sido utilizadas para la calibraci ón de longitud de onda de las imágenes espectrosc ópicas. Las observaciones astron ómicas que han sido realizadas (∼ _{340 objetos) son objetos de diferente}

naturaleza cada uno con un prop ósito en particular. Las diferentes muestras y su utilizaci ón en este trabajo son descritas a continuaci ón.

2.2. La muestra observacional

2.2.1. An´alogos solares de campo

Estos objetos son los principales en este estudio ya que son aquellos a los cuales se les determinarán los parámetros atmosféricos. Ésta es una muestra limitada tanto en magnitud, V<15, como en declinaci ónδ >-20◦_{y está formada}

por objetos de tipo espectral G0 - G3 y clase de luminosidad V.

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2.2. La muestra observacional

Estos objetos fueron seleccionados de la base de datos SIMBAD1 _{, bas´andose en}

los criterios de selecci ´on antes mencionados.

Dicha selecci ón se realiz ó en el a ño 2008 y deriv ó en∼1200 estrellas de las cua-les, se han observado hasta el momento 271 (234 de campo y 37 en M67 (tabla 2.1)). Para la gran mayor´ıa de estas estrellas, los parámetros atmosféricos no se conoc´ıan o no hab´ıan sido determinados a partir de datos espectrosc ópicos. Adicionalmente se han observado análogos solares pertenecientes al c úmulo M67.

An´alogos solares en M67

M67 (NGC 2682) es un c ´umulo abierto relativamente cercano (∼_{843 pc,}

Pas-quini et al., 2008) con una composici ´on qu´ımica muy parecida a la solar (eg.

[Fe/H] = 0.03 ± _{0.04, Pace et al., 2008) y una edad comparable con la edad del}

Sol: 3.5 - 4.8 Gyr (eg. Yadav et al., 2008). Se han observado 37 estrellas de la se-cuencia principal de este c úmulo para probar la bondad del método de análisis que se propone para objetos con parámetros conocidos y relativamente débiles. También se han utilizados estos objetos para explorar la capacidad de los ´ındices espectrosc ópicos que miden la raz ón entre la profundidad de l´ıneas, para de-terminar la temperatura efectiva y la gravedad superficial (Hernández-Aguila, 2013). Las estrellas de M67 que han sido incluidas en este trabajo se pueden consultar en la tabla 2.1.

2.2.2. Estrellas de referencia

Ha sido seleccionada una muestra de 64 estrellas cuyos parámetros at-mosféricos han sido determinados a partir del análisis de espectros de alta resoluci ón (Soubiran et al., 2010). Estos objetos fueron utilizados en el proceso de calibraci ón de los ´ındices espectrosc ópicos (ver secci ón 4.2). El catálogo de Soubiran et al. (2010) reune los parámetros determinados por diferentes autores y métodos, algunos de los cuales determinan s ólo un parámetro atmosférico,

1_{http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/}

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mientras que otros determinan dos o los tres parámetros simultáneamente. Los parámetros atmosféricos de las estrellas de referencia, mostrados en la tabla 2.2, son aquellos en los que los tres parámetros se han determinado simultáneamen-te. Para aquellos objetos que cuentan con más de una determinaci ón de la terna de parámetros se calcul ó el promedio de los mismos. La muestra de estrellas de referencia tiene objetos con temperaturas efectivas entre 4750 y 7000 K. Este rango de temperaturas es suficiente para nuestro análisis ya que los objetos de la muestra son estrellas análogos solares cuyas temperaturas se encuentran en el intervalo entre 5600 - 6200 K (eg. Bertone et al., 2004; di Benedetto, 1998).

2.2.3. Estrellas de calibraci ´on

Estos objetos son conocidos como estándares espectrofotométricas, tienen una distribuci ón espectral de energ´ıa bien conocida y son utilizados para la calibra-ci ón del flujo de las demás estrellas observadas; es decalibra-cir, estos objetos se utilizan para encontrar una relaci ón entre el n úmero de cuentas y el flujo. Las estrellas utilizadas a lo largo de las temporadas de observaci ón (ver tabla 2.3) fueron seleccionadas de la lista de estándares de la ESO2 _.

2.2.4. Espectros solares

Adicionalmente, fueron observados los asteriodes Vesta y Ceres (fig. 2.1) para obtener un espectro del Sol, observado a través del mismo arreglo instrumen-tal. Ésto con la finalidad de utilizarlos como template para verificar la validez del método de determinaci ón de parámetros atmosféricos, además de ser una buena referencia para conocer las caracter´ısticas espectrales más prominentes en estrellas de este tipo espectral.

2_{http://www.eso.org/sci/observing/tools/standards/spectra/stanlis.html}

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Figura 2.1:Espectros del Sol con una resoluci ón de FWHM = 2.5 ˚A, producto de la observaci ón de los asteroides Vesta y Ceres (observados en Febrero del 2013). Estos espectros fueron obtenidos con el mismo arreglo instrumental que las observaciones de los análogos solares. Se muestran algunas de las principales l´ıneas de absorci ón presentes en estrellas de este tipo espectral.

Estrella AR Dec Mag. B Mag. V Tipo espectral HD 236373 00 18 56.4543 +59 48 01.143 10.79 10.22 G0V 1RXS J003845.9+332534 00 38 47.8 +33 25 42 10.33 G2V [BHG88] 40 1943 00 40 30.295 +40 43 10.16 15.29 14.77 G2V HD 4602 00 48 43.3878 +59 36 19.919 9.58 9.04 G0V BD+59 140 00 54 29.009 +60 38 37.02 10.97 10.37 G2V TYC 4497-874-1 00 54 29.5505 +77 47 03.887 11.37 10.92 G3V HD 5649 00 59 17.302 +61 54 36.33 9.30 8.70 G0V TYC 3680-81-1 00 59 32.8331 +59 54 49.561 11.44 10.37 G0V TYC 4017-1351-1 01 00 34.9590 +61 00 50.666 11.80 11.22 G0V BD+60 167 01 08 14.472 +61 19 42.86 10.96 10.34 G0V Kiev1024 01 18 06.47 +03 18 02.2 12.55 G0V BD+02 189 01 18 23.7452 +03 07 57.624 11.02 10.29 G1V TYC 23-21-1 01 19 37.5086 +03 17 07.247 10.86 10.15 G2.5V TYC 24-323-1 01 20 43.495 +03 09 37.47 11.59 10.94 G1V TYC 24-1059-1 01 20 49.592 +03 50 54.51 12.35 11.49 G0V TYC 24-310-1 01 21 15.9625 +03 07 34.826 10.83 10.11 G1V HD 236754 01 29 23.2318 +59 46 59.723 9.98 9.39 G0V BD+58 253 01 31 13.3431 +59 28 52.823 10.63 10.09 G0V TYC 3682-1531-1 01 31 15.9180 +59 23 30.373 11.24 10.62 G0V HD 9224 01 31 19.52561 +29 24 47.1235 7.90 7.31 G0V BD+58 254 01 31 20.8244 +59 25 26.120 11.21 10.54 G2V

Tabla 2.1:Muestra de an´alogos solares.

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Estrella AR Dec Mag. B Mag. V Tipo espectral

BD+58 255 01 31 24.5846 +59 39 52.046 10.83 10.22 G0V

BD+46 377 01 31 48.3508 +47 25 49.357 11.02 10.31 G0V

LP80-53 01 32 22.195 +61 45 30.23 11.15 10.55 G2V

TYC 4031-361-1 01 33 09.6492 +61 17 48.723 11.28 10.71 G0V

BD+41 309 01 34 55.5217 +42 16 43.460 9.81 9.30 G2V

HD 9977 01 38 25.3997 +46 25 32.562 9.13 8.54 G0V

HD 236817 01 39 51.2714 +59 35 05.519 9.34 8.73 G0V

BD+45 411 01 40 33.2040 +45 51 04.957 9.61 9.03 G2V

BD+40 349 01 41 49.7822 +41 21 59.544 10.94 10.24 G0V

BD+45 434 01 45 21.7398 +46 06 36.202 10.73 10.17 G0V

HD 10757 01 46 47.18887 +59 09 22.0267 7.94 7.36 G0V

TYC 3696-1125-1 01 48 43.1463 +59 24 38.745 10.97 10.29 G2V TYC 4032-1284-1 01 49 26.1146 +60 11 34.967 11.65 10.94 G0V

BD+59 329 01 49 28.0007 +59 44 46.546 10.13 9.66 G0V

BD+43 375 01 49 28.2334 +43 49 05.292 10.02 9.29 G0V

BD+42 384 01 49 46.7536 +43 42 06.032 10.95 9.92 G2V

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HD 19061 03 04 22.2880 +14 51 30.010 10.40 9.80 G2V

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BSD 47-657 03 30 00.643 +31 29 29.21 12.05 11.36 G2V

BSD 47-514 03 30 08.581 +30 22 44.27 11.62 11.03 G2V

BD+55 808 03 41 12.5765 +56 14 28.458 10.67 10.19 G0V

[C93] 49 03 42 43 +32 23.2 12.46 G1V

HD 232824 03 43 22.0016 +54 06 14.720 10.35 9.52 G2V

(25)

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BD+55 833 03 55 28.1568 +56 20 03.273 11.35 10.71 G0V

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HD 33344 05 09 42.1181 +01 55 55.430 9.47 8.82 G2V

HD 33490 05 10 42.3340 +02 04 35.246 9.81 9.19 G3V

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Parenago 2328 05 36 06.309 -05 41 56.63 14.20 11.70 G3V

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HD 46869 06 35 52.7575 +03 20 17.841 9.37 8.70 G0V

HD 292539 06 53 29.8500 +00 17 38.139 9.66 9.15 G0V

HD 289422 06 58 23.5311 +01 51 28.325 10.46 9.98 G0V

G 88-20 07 18 28.86852 +27 15 10.2674 8.70 8.07 G2V

G 90-12 07 34 50.40960 +24 57 16.1023 8.02 7.35 G2V

(26)

HD 60803 07 36 34.70611 +05 51 43.8154 6.47 5.92 G0V

NLTT 18365 07 44 19.74527 -05 03 17.8071 8.32 7.72 G1V

BD-04 2150 07 56 45.814 -04 36 19.41 10.10 9.50 G2V

BD+00 2144 07 58 35.6587 +00 02 11.345 10.34 9.78 G0V

HIP 41571 08 28 34.62399 +47 42 14.5189 9.55 8.93 G2V

HIP 41815 08 31 30.50813 +47 08 07.8514 10.30 9.55 G2V

HD 73708 08 40 23.011 +20 49 35.92 10.22 9.51 G2V

Cl* NGC 2682 SAND 618 08 50 36.670 +11 48 55.38 13.63 13.11 G0V Cl* NGC 2682 SAND 763 08 50 47.666 +11 47 52.57 14.16 13.61 G0V Cl* NGC 2682 SAND 733 08 50 53.05 +11 40 02.3 14.25 13.72 G0V Cl* NGC 2682 SAND 760 08 50 53.169 +11 47 34.14 13.89 13.31 G0V Cl* NGC 2682 SAND 728 08 50 56.532 +11 38 08.16 14.75 14.21 G2V Cl* NGC 2682 SAND 741 08 50 58.422 +11 42 12.00 14.06 13.57 G2V Cl* NGC 2682 SAND 766 08 50 58.9153 +11 48 19.319 14.36 13.79 G0V Cl* NGC 2682 SAND 758 08 50 59.2319 +11 46 13.012 14.07 13.44 G2V Cl* NGC 2682 SAND 761 08 51 01.5634 +11 47 50.203 14.12 13.52 G1V Cl* NGC 2682 SAND 773 08 51 02.1194 +11 49 01.317 13.90 13.30 G0V Cl* NGC 2682 SAND 796 08 51 04.929 +11 52 26.19 14.43 13.90 G0V Cl* NGC 2682 SAND 2224 08 51 07.520 +11 52 56.20 14.27 13.76 G1V Cl* NGC 2682 SAND 1047 08 51 08.391 +11 50 07.82 14.19 13.62 G0V Cl* NGC 2682 SAND 1055 08 51 08.573 +11 50 53.06 14.40 13.84 G0V Cl* NGC 2682 SAND 1017 08 51 09.2440 +11 48 20.659 13.94 13.35 G0V Cl* NGC 2682 SAND 1025 08 51 11.644 +11 48 50.57 14.45 13.86 G1V Cl* NGC 2682 SAND 1021 08 51 12.230 +11 48 34.71 14.49 13.90 G1V Cl* NGC 2682 SAND 1052 08 51 12.682 +11 50 34.59 14.23 13.67 G0V Cl* NGC 2682 SAND 1096 08 51 12.985 +11 57 00.92 15.14 14.54 G2V Cl* NGC 2682 SAND 1053 08 51 13.62 +11 50 38.2 13.03 12.19 G1IV Cl* NGC 2682 SAND 2221 08 51 14.440 +11 50 40.26 13.98 13.41 G0V Cl* NGC 2682 SAND 1003 08 51 14.760 +11 47 24.00 13.38 12.81 F8V Cl* NGC 2682 SAND 1033 08 51 15.0478 +11 49 21.167 14.76 14.19 G2V Cl* NGC 2682 SAND 2220 08 51 16.7928 +11 50 39.064 13.75 13.17 G0V Cl* NGC 2682 SAND 2219 08 51 16.9799 +11 50 09.417 13.75 13.16 G0V Cl* NGC 2682 SAND 948 08 51 17.598 +11 39 35.98 14.13 13.61 G1V Cl* NGC 2682 SAND 964 08 51 18.102 +11 42 54.71 13.86 13.28 G0V Cl* NGC 2682 SAND 1035 08 51 19.2238 +11 49 24.376 14.46 13.90 G0V Cl* NGC 2682 SAND 950 08 51 20.791 +11 39 40.07 14.00 13.65 G1V Cl* NGC 2682 SAND 1011 08 51 28.6964 +11 48 02.254 14.46 13.83 G1V Cl* NGC 2682 SAND 1283 08 51 29.9640 +11 51 09.052 14.74 14.19 G2V Cl* NGC 2682 SAND 1314 08 51 32.060 +11 55 08.60 14.32 13.67 G0V Cl* NGC 2682 SAND 2207 08 51 32.4450 +11 47 52.390 13.27 12.74 G0V Cl* NGC 2682 SAND 1292 08 51 33.6543 +11 51 45.025 13.85 13.20 G0V Cl* NGC 2682 SAND 1242 08 51 36.0095 +11 46 33.614 13.40 12.68 G1V Cl* NGC 2682 SAND 1211 08 51 48.471 +11 42 22.86 14.67 14.08 G1V Cl* NGC 2682 SAND 1428 08 51 53.0918 +11 40 53.698 13.60 13.40 G0V

HIP 51684 10 33 30.85616 +28 52 26.9576 9.83 9.40 G0V

HD 100180 11 31 44.94399 +14 21 52.2070 6.77 6.20 G0V

HD 105898 12 11 15.19119 +24 45 12.8763 8.35 7.50 G6III-IV

(27)

HD 110882 12 45 04.82851 +27 44 50.1820 9.48 8.87 G1V

HD 110884 12 45 10.0474 +27 19 58.033 9.72 9.11 G3V

HD 111540 12 49 43.66376 +29 09 21.8804 10.12 9.54 G1V

HD 123758 14 08 49.3075 +32 56 57.796 9.75 9.14 G0V

HD 124019 14 10 26.93377 +27 37 57.3919 9.18 8.56 G2V

G 166-31 14 28 16.05178 +24 31 03.1582 8.70 7.90 G2V

HD 127913 14 33 51.49047 +02 34 32.2331 9.81 9.14 G2V

HD 129357 14 41 22.39502 +29 03 31.7088 8.44 7.83 G2V

HD 133623 15 05 03.1857 +15 03 23.475 10.79 10.11 G2V

HD 135145 15 12 47.73941 +27 55 35.5813 8.93 8.35 G0V

HD 135633 15 15 27.21624 +22 32 57.3843 9.01 8.46 G0V

HD 137510 15 25 53.26905 +19 28 50.5599 6.86 6.26 G0IV-V

HD 140385 15 42 16.29182 +29 37 22.5260 9.20 8.57 G2V

HD 140235 15 42 18.37087 +03 13 38.2596 9.78 9.14 G2V

HIP 77718 15 52 00.55263 +15 14 09.3195 7.89 7.33 G2V

HD 149996 16 38 17.38927 -02 26 31.8160 9.10 8.49 G0

TYC 4193-691-1 16 42 30.4878 +64 21 37.222 11.67 11.04 G0V

BD+29 2963 17 14 11.59855 +29 34 09.6901 9.03 8.42 G0V

BD+36 3323 18 55 04.6048 +36 11 08.965 11.01 10.21 G2V

TYC 1047-340-1 19 01 14.5924 +11 43 23.858 11.57 10.83 G0V

BD+45 2829 19 05 12.4920 +45 39 54.113 11.98 11.65 G2V

BD+28 3198 19 06 57.8142 +29 12 09.373 9.28 8.66 G2V

BD+46 2647 19 13 57.2703 +46 20 04.690 10.68 10.18 G0V

BD+44 3090 19 16 13.1259 +45 05 31.794 11.07 10.45 G2V

Cl* NGC 6779 CB 471 19 17 40.54 +29 51 56.5 14.20 12.99 G1V

BD+45 2871 19 18 19.5393 +45 33 26.949 11.16 10.47 G0V

HD 182081 19 22 43.1054 +07 43 47.481 10.14 9.53 G2V

BD+06 4171 19 30 52.7877 +07 08 36.110 11.15 10.56 G2V

HIP 96182 19 33 23.77848 +30 17 09.6099 10.39 9.87 G0V

TYC 2655-3677-1 19 38 12.7982 +30 36 26.268 10.52 9.93 G0V TYC 2655-3531-1 19 38 33.9080 +30 25 33.447 11.07 10.39 G2V

BD+31 3699 19 38 43.4212 +32 00 26.491 9.40 8.85 G0V

HD 187548 19 49 26.85279 +28 36 36.6530 8.47 7.98 G0V

HD 226886 19 58 21.3920 +37 50 31.639 10.97 10.36 G0V

TYC 3150-1396-1 20 00 12.8302 +37 51 45.572 11.44 10.82 G0V

HD 227290 20 02 41.7537 +34 50 08.266 9.72 9.17 G0V

HD 339479 20 04 48.28513 +26 29 00.6352 9.03 8.51 G0V

TYC 3150-141-1 20 04 58.6561 +39 21 55.762 11.16 10.48 G0V

HD 333565 20 06 07.96843 + 28 55 01.7604 9.31 8.75 G1V

TYC 2683-1630-1 20 06 08.5092 +36 04 06.103 11.50 11.10 G0V

HD 227781 20 07 25.4134 +38 39 52.806 11.06 10.33 G0V

HD 333663 20 09 33.60177 +30 12 57.6964 9.75 9.13 G0V

BD+33 3784 20 10 46.4273 +34 17 53.122 10.45 9.95 G0V

HD 191898 20 11 16.30724 +26 08 19.5210 9.35 8.78 G0V

HD 228356 20 13 00.3406 +38 58 53.727 9.64 9.07 G0V

BD+34 4028 20 27 24.5509 +35 20 12.780 9.77 9.54 G0V

[MHG2003]f 20 31 51.42 +41 23 23.6 13.40 12.74 G3V

(28)

HD 334802 20 37 32.6775 +30 10 46.743 9.17 8.68 G0V

BD+31 4162 20 37 47.7581 +32 24 22.926 9.31 8.69 F9V

TYC 4447-2604-1 20 38 27.8585 +67 36 34.304 11.23 10.47 G2V Cl* NGC 7023 SCKM 28 20 40 35.703 +67 46 51.54 12.53 12.00 G2V

BD+47 3218 20 54 19.0042 +48 23 38.095 9.26 8.70 G0V

TYC 3583-1038-1 20 55 23.3183 +50 25 36.730 9.93 9.36 G0V TYC 3179-1320-1 20 56 41.082 +43 42 26.47 12.24 11.65 G0V

BD+42 3926 20 58 45.4322 +42 42 17.856 10.55 9.91 G0V

*11aqr 21 00 33.84082 -04 43 48.9421 6.82 6.21 G1V

TYC 3596-374-1 21 03 00.7362 +48 54 27.845 11.21 10.66 G3V TYC 3600-175-1 21 09 22.1907 +51 37 50.176 10.38 9.72 G3V TYC 3172-1505-1 21 09 48.4923 +40 29 23.154 11.50 10.77 G2V GSC 03593-03505 21 13 04.464 +48 34 23.31 12.13 11.35 G1V

GSC 03601-01235 21 19 00.8 +52 07 04 11.72 G1V

Cl* NGC 7062 HOAG 10 21 24 11.092 +46 21 39.08 12.09 11.55 G0V

HD 203844 21 24 56.59902 -08 10 45.2678 8.30 7.75 G1V

Cl* NGC 7078 JAN 12 21 28 47.293 +12 36 59.13 12.11 11.41 G0V

[M96a] SS Cyg star 14 21 42 58.7 +43 35 18 12.92 G0V

HD 206938 21 45 30.301 +00 40 39.87 9.93 9.20 G2V

HD 208379 21 55 27.46386 +25 55 58.0323 9.11 8.54 G0V

TYC 3969-17-1 22 11 30.9844 +54 07 43.936 11.46 10.96 G0V TYC 3973-1584-1 22 12 55.7817 +54 26 43.517 11.30 10.74 G2V

BD+52 3145 22 13 16.7935 +53 12 07.275 10.87 10.20 G0V

TYC 3969-3070-1 22 13 18.9754 +53 16 15.321 10.89 10.39 G0V TYC 3986-3381-1 22 14 03.3783 +54 31 36.376 11.02 10.37 G2V

BD+53 2822 22 14 18.7251 +53 48 46.305 10.18 9.65 G0V

TYC 3982-2812-1 22 14 30.6615 +54 14 03.936 11.41 10.82 G2V TYC 3618-1191-1 22 14 33.5685 +52 27 24.591 11.91 11.41 G0V

BD+53 2826 22 15 09.0707 +54 28 59.588 10.75 10.15 G0V

HD 239919 22 18 27.3507 +56 03 55.657 9.97 9.39 G0V

TYC 3986-1725-1 22 18 45.5725 +55 07 28.025 11.40 10.72 G0V TYC 3982-454-1 22 19 10.3320 +52 39 02.460 11.60 11.40 G0V TYC 3619-1400-1 22 20 28.2449 +51 49 55.129 11.70 10.90 G2V

HD 239928 22 20 45.72183 +56 06 49.8355 9.31 8.69 G2V

BD+51 3343 22 20 46.1319 +51 52 55.254 10.86 10.30 G0V

TYC 3986-2183-1 22 21 12.0383 +54 58 40.107 11.72 11.09 G0V

BD+51 3346 22 21 15.9548 +52 16 10.037 10.71 10.16 G2V

BD+52 3190 22 21 48.3499 +52 45 30.277 11.05 10.43 G0V

TYC 3986-165-1 22 22 17.3350 +54 27 33.235 11.46 11.03 G2V TYC 3986-251-1 22 22 25.0424 +56 00 54.077 11.60 11.00 G2V

BD+54 2753 22 22 51.9016 +55 36 49.678 10.51 9.96 G0V

TYC 3986-758-1 22 23 19.8069 +55 50 47.975 11.57 10.95 G2V

HD 212809 22 25 42.1942 +55 40 36.525 9.23 8.64 G2V

BD+53 2889 22 27 32.8725 +54 37 05.453 10.30 9.70 G0V

BD+52 3219 22 28 50.1546 +52 45 48.461 10.54 9.98 G0V

BD+51 3402 22 30 42.5438 +51 56 46.176 10.72 10.21 G0V

TYC 3987-1602-1 22 32 10.9143 +54 24 50.560 11.45 10.77 G2V

(29)

TYC 3632-394-1 22 33 16.3279 +52 21 32.666 11.42 10.84 G0V TYC 3987-1842-1 22 33 33.1893 +54 35 11.251 11.34 10.79 G0V

BD+53 2916 22 33 55.3172 +54 02 03.196 10.82 10.20 G0V

BD+52 3260 22 39 19.2096 +53 29 16.475 11.32 10.77 G0V

BD+28 4510 23 02 41.0165 +29 12 14.100 9.45 8.72 G2V

HD 217924 23 03 50.58415 +21 35 53.7043 7.84 7.22 G0V

BD+28 4515 23 04 13.7375 +28 50 14.089 9.38 8.73 G2V

HD 218633 23 09 13.594 +31 50 24.67 8.92 8.19 G2V

HD 219137 23 13 35.061 +16 20 35.97 9.95 9.21 G1V

BD+60 2506 23 15 23.2668 +61 18 00.098 10.93 10.27 G2V

BD+60 2526 23 22 05.042 +61 20 20.22 10.45 9.66 G2V

TYC 4279-1821-1 23 22 40.0171 +61 13 33.201 10.67 9.86 G0V

NLTT 56671 23 22 48.67262 +20 33 32.1987 7.22 6.62 G2V

BD-03 5686 23 40 08.3254 -02 28 50.046 11.13 10.58 G2V

BD+29 4982 23 43 46.8454 +30 43 42.732 9.52 8.95 G0V

Estrella AR Dec Teff logg [Fe/H]

HD 3651 00 39 21.80589 +21 15 01.7081 5205 4.49 0.1 HD 3765 00 40 49.26909 +40 11 13.8306 5034 4.53 0.05 HD 015335 02 28 48.49387 +29 55 54.3315 5858 3.93 -0.18 HD 018757 03 04 09.63586 +61 42 20.9712 5685 4.36 -0.29 HD 018803 03 02 26.02632 +26 36 33.2563 5658 4.46 0.13 HD 025621 04 04 09.87553 +02 49 37.0150 6251 3.95 0.01 HD 028271 04 28 51.99250 +30 21 41.3389 6160 3.85 -0.10 HD 029645 04 41 50.25660 +38 16 48.6622 5985 4.04 0.06 HD 033256 05 08 43.69957 -04 27 22.3420 6242 3.99 -0.36 HD 033608 05 11 19.17681 -02 29 26.8173 6489 4.08 0.22 HD 035984 05 29 40.65401 +29 11 11.2751 6175 3.68 -0.07 HD 043386 06 16 26.61934 +12 16 19.7806 6480 4.27 -0.06 HD 061295 07 39 54.08849 +32 00 35.0142 6987 3.05 0.25 HD 067228 08 07 45.85574 +21 34 54.5441 5814 4.00 0.11 HD 076292 08 56 30.51623 +40 12 05.3045 6866 3.77 -0.22 HD 087646 10 06 40.76890 +17 53 42.3730 5961 4.41 0.30 HD 087822 10 08 15.88717 +31 36 14.5875 6597 4.10 0.17 HD 088986 10 16 28.08312 +28 40 56.9279 5827 4.13 0.03 HD 091752 10 36 21.42107 +36 19 36.9386 6423 4.03 -0.25 HD 094028 10 51 28.12448 +20 16 38.9605 5963 4.13 -1.43 HD 095128 10 59 27.97282 +40 25 48.9202 5861 4.30 0.00 HD 099028 11 23 55.45273 +10 31 46.2195 6739 3.98 0.06 HD 099285 11 25 36.37289 +16 27 23.5406 6599 3.84 -0.22 HD 100180 11 31 44.94399 +14 21 52.2070 5927 4.25 -0.06 HD 100563 11 34 21.94902 +03 03 36.5932 6401 4.31 0.05

Tabla 2.2:Par´ametros atmosf´ericos de las estrellas de referencia utilizadas.

(30)

Estrella AR Dec Teff logg [Fe/H]

HD 101606 11 41 34.25977 +31 44 45.7994 6134 3.98 -0.75 HD 102574 11 48 23.48717 -10 18 47.1740 6030 3.92 0.16 HD 106156 12 12 57.53124 +10 02 15.7800 5464 4.68 0.18 HD 114606 13 11 21.40431 +09 37 33.5193 5610 4.28 -0.48 HD 117176 13 28 25.80861 +13 46 43.6386 5527 3.95 -0.06 HD 117361 13 28 45.82952 +50 43 06.8553 6789 3.95 -0.27 HD 120136 13 47 15.74340 +17 27 24.8552 6445 4.30 0.27 HD 122742 14 03 32.35105 +10 47 12.4008 5509 4.39 0.0 HD 125184 14 18 00.72745 -07 32 32.6045 5659 4.11 0.27 HD 126512 14 25 30.12104 +20 35 24.5728 5758 4.05 -0.62 HD 126660 14 25 11.79703 +51 51 02.6769 6322 4.27 -0.04 HD 126681 14 27 24.91067 -18 24 40.4385 5522 4.58 -1.18 HD 127334 14 29 36.80866 +41 47 45.2893 5651 4.15 0.18 HD 128167 14 34 40.81699 +29 44 42.4590 6712 4.32 -0.37 HD 128959 14 40 43.36225 -26 43 46.9370 5478 3.00 -0.92 HD 130087 14 45 56.78590 +10 03 07.2158 6040 4.34 0.26 HD 130945 14 49 18.66977 +46 06 58.3417 6431 4.06 0.06 HD 131156 14 51 23.37993 +19 06 01.6994 5457 4.52 -0.14 HD 132375 14 58 52.78093 -04 59 21.2988 6273 4.16 0.01 HD 134083 15 07 18.06607 +24 52 09.1012 6537 4.31 0.02 HD 134113 15 07 46.50006 +08 52 47.2143 5680 4.06 -0.78 HD 136064 15 14 38.34015 +67 20 48.1972 6121 4.03 -0.03 HD 137052 15 24 11.89101 -10 19 20.1740 6423 3.94 -0.09 HD 139457 15 37 59.21239 +10 14 23.5591 5954 4.05 -0.51 HD 142357 15 53 34.87062 +16 04 29.7564 6475 3.44 -0.02 HD 142860 15 56 27.18269 +15 39 41.8206 6286 4.14 -0.20 HD 144284 16 01 53.34636 +58 33 54.9056 6309 4.13 0.20 HD 145976 16 12 45.47092 +26 40 14.0947 6720 4.10 0.01 HD 149414 16 34 42.35390 -04 13 44.6721 5055 4.40 -1.31 HD 149996 16 38 17.38927 -02 26 31.8160 5662 4.10 -0.53 HD 150012 16 37 48.00992 +13 41 13.3245 6380 3.80 0.05 HD 150177 16 39 39.12989 -09 33 16.5129 6096 3.95 -0.58 HD 155646 17 12 54.34463 +00 21 07.3088 6180 3.84 -0.13 HD 157373 17 20 33.77383 +48 11 19.6525 6427 4.08 -0.43 HD 157856 17 25 57.87555 -01 39 06.4019 6309 3.93 -0.18 HD 159332 17 33 22.82472 +19 15 24.0362 6184 3.85 -0.23 HD 185144 19 32 21.59026 +69 39 40.2354 5268 4.49 -0.23 HD 190228 20 03 00.77321 +28 18 24.6844 5306 3.83 -0.26 HD 222404 23 39 20.85153 +77 37 56.1876 4857 3.23 0.09

Tabla 2.2:Par´ametros atmosf´ericos de las estrellas de referencia utilizadas.

(31)

2.3. Reducci ´on de datos espectrosc ´opicos

Nombre RA Dec Tipo espectral

HR718 02 28 09.54266 +08 27 36.2007 B9III HR1544 04 50 36.72298 +08 54 00.6493 A1Vn BD+52 913 05 05 30.61284 +52 49 51.9556 DA0

GD 71 05 52 27.614 +15 53 13.75 DA1

HD 289002 06 45 13.3706 +02 08 14.697 B1 FEIGE 34 10 39 36.74039 +43 06 09.2551 sdO HD 105183 12 06 47.23390 +11 40 12.6528 B5p BD+28 4211 21 51 11.02142 +28 51 50.3565 sdO HR8634 22 41 27.732 +10 49 52.64 B8V

Tabla 2.3:Estrellas de calibraci ´on utilizadas.

2.3. Reducci ´on de datos espectrosc ´opicos

T´ıpicamente para cada estrella problema se cont ó como m´ınimo con 2 imáge-nes espectrosc ópicas, los tiempos totales de integraci ón fueron desde 15 minutos para las estrellas más brillantes, hasta 75 minutos para los objetos más débiles. Se ha seguido el procedimiento estándar en la reducci ón de imágenes espec-trosc ópicas utilizando el software IRAF (Image Reduction and Analysis Facility)3 para obtener un espectro monodimensional calibrado en longitud de onda y en flujo. Primero, las imágenes fueron recortadas para hacerlas más manejables. Después se realiz ó la correcci ón por bias y por campos planos y se eliminaron los rayos c ósmicos. Una vez terminada esta etapa se calibraron las imágenes en longitud de onda con la utilizaci ón de imágenes de una lampara de HeAr, que fueron obtenidas después de cada espectro estelar. Ya calibrados los espectros en longitud de onda se elimin ó la contribuci ón del cielo presente en ellos. Por último, se realiz ó la calibraci ón en flujo de las imágenes mediante la funci ón de sensibilidad obtenida cada noche con las estrellas estándares observadas. El paso final de la reducci ón fue la extracci ón de un espectro unidimensional mediante la tareaapall.

Debido a la velocidad radial estelar, el espectro observado presentaba un corri-miento en la longitud de onda, por lo que fue necesario corregir los espectros por este efecto.

3_{http://iraf.noao.edu/}

(32)

La correcci ón se realiz ó utilizando la ecuaci ón del efecto Doppler (λrep = λobs/(1 +Vr/c)), con una velocidad radial (Vr) promedio derivada de las

de-terminaciones individuales de ´esta en varias l´ıneas distribuidas a lo largo del espectro.

Una vez que los espectros de un objeto estaban corregidos por la velocidad radial se procedi ´o a homogenizar las longitudes de onda, esto se realiz ´o toman-do las longitudes de onda de uno de ellos como referencia e interpolantoman-do los valores del flujo de los otros a estas longitudes de onda. En consecuencia las longitudes de onda eran iguales para todos los espectros de un objeto.

Una vez realizado este proceso los espectros individuales de cada objeto fueron combinados para as´ı obtener un espectro ´unico y alcanzar un nivel de se ˜nal so-bre ruido mayor (t´ıpicamente SN R > 30), estos fueron combinados mediante una media pesada.

La se ˜nal sobre ruido de cada espectro se obtuvo en cada punto de longitud de onda (se ˜nal sobre ruido por ˚A) como SN R(λj) ∼

F′

i(λj)

σi(λj), donde σi(λj)es la

des-viaci ´on estandar del flujo escalado de una ventana de 2.5 ˚A centrada en λj. El

flujo escalado del espectro se obtiene mediante:

F′

i(λj) =Fi(λj)

Z λ2

λ1

F1(λj)dλj

Z λ2

λ1

Fi(λj)dλj

(2.1)

en donde el flujo de uno de los espectros F1(λj)se utiliz ´o como referencia para

as´ı escalar el flujo de los demasFi(λj)en la ventana definida porλ1 = 4450 ˚A y λ2 = 4700 ˚A, que es una ventana donde no existen l´ıneas intensas.

Este flujo escalado fue utilizado para realizar la media pesada de los espectros como sigue:

Fp(λj) = m

X

i=1

WiFi′(λj) m

X

i=1 Wi

(2.2)

dondemes el n ´umero de espectros a promediar yWi es el peso de cada espectro,

(33)

el cual es calculado siguiendo la siguiente ecuaci ´on:

Wi = n

X

j=1

SN R(λj)

n

!2

(2.3)

donden es el n ´umero de elementos deF′

i(λj).

Para todas las estrellas de la muestra se obtuvo un espectro único mediante esta media pesada. Un ejemplo de esto puede consultarse en la figura 2.2. Los ´ındices espectrosc ópicos (ver cap´ıtulo 4) han sido calculados en estos espectros únicos.

Figura 2.2:Espectro promedio de la estrella BD+44 1136 (rojo), a partir de dos espectros individuales (azul y verde) en la regi ´on de la l´ınea Hδ.

En las figuras 2.3 - 2.19 se muestran los espectros finales de la muestra de análo-gos solares que han sido observados, para los cuales se realiz ó el proceso antes mencionado. Del análisis de estas figuras se pueden ver dos objetos (fig. 2.3 y fig. 2.16) cuya distribuci ón espectral de energ´ıa no es compatible con la clasificaci ón espectral. Estos casos serán discutidos en la secci ón 6.2

(34)

Figura 2.3:Distribuci ´on espectral de energ´ıa de los an´alogos solares.

(35)

Figura 2.4: Igual que figura 2.3.

(36)

Figura 2.5:Igual que figura 2.3.

(37)

(38)

(39)

(40)

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(45)

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(51)

3

Red de espectros estelares te ´oricos

En este cap´ıtulo se presentarán las caracter´ısticas de la red te órica de espectros estelares que se ha utilizado en el desarrollo de este trabajo de tesis. Se plantean las razones por las cuales se eligi ó utilizar dicha red y la forma de utilizarla. También se muestra la dependencia de los espectros te óricos con los parámetros atmosféricos;Teff, logg y[Fe/H].

(52)

3. Red de espectros estelares te ´oricos

3.1. Bibliotecas de espectros estelares te ´oricos

Una red o biblioteca de espectros estelares te óricos consiste en un conjunto de distribuciones espectrales de energ´ıa (SEDs) calculadas mediante un c ódigo de s´ıntesis espectral. Estas se pueden caracterizar mediante m últiples combinacio-nes de temperatura efectiva (Teff), gravedad superficial (logg), metalicidad global

([Fe/H]), resoluci ´on espectralR = (λ/∆λ), etc.

Robert L. Kurucz (Kurucz, 1979) a través de un modelo f´ısico y de la implemen-taci ón de la opacidad de los metales cre ó el c ódigo denominado ATLAS con el cual calcul ó la primera biblioteca extensa de modelos de atm ósferas estelares. Este algor´ıtmo está basado en las siguientes suposiciones:

La atm ´osfera est´a conformada por 72 capas.

La geometr´ıa de las capas es plano paralela; es decir, la atmosf´era es del-gada respecto al radio de la estrella.

La atm ´osfera se encuentra en equilibrio termodin´amico local (LTE).

La atm ´osfera se encuentra en equilibrio hidrost´atico y en estado estaciona-rio (no var´ıa con el tiempo).

El flujo de energ´ıa es constante en cada capa (no hay fuentes ni sumideros de energ´ıa).

Las capas son homog´eneas.

Cada capa cuenta con abundancia ´atomica espec´ıfica y constante.

Si bien el c ódigo ATLAS desde su creaci ón ha sido acompa ñado de extensas bibliotecas de espectros te óricos (Castelli & Kurucz, 2003; Kurucz, 1993), éstas son de baja resoluci ón. Utilizando el c ódigo SYNTHE, varios estudios han incrementado significativamente la resoluci ón, y la exploraci ón del espacio de parámetros (Teff, logg, [Fe/H]) con una distribuci ón más fina de éstos. Entre

otros, se encuentra el trabajo realizado por Chavez et al. (1997), donde calcularon una red a alta resoluci ´on (R = 250 000) en el intervalo de 4850 - 5400 ˚A.

(53)

3.1. Bibliotecas de espectros estelares te ´oricos

Mas recientemente, Munari et al. (2005) calcularon una extensa red de espectros te óricos basada en los c ódigos desarrollados por Kurucz. Esta red incluye un rango amplio en longitud de onda (2500 - 10 500 ˚A) y de resoluciones, además de tener un intervalo en temperatura efectiva de 3500 a 50 000 K. Esta red es una ampliaci ón de la red calculada por Munari & Castelli (2000) y Castelli & Munari (2001).

Rodr´ıguez-Merino et al. (2005) han calculado una biblioteca de espectros con alta resoluci ón (R = 50 000) en el rango ultravioleta (850 - 4700 ˚A). Esta red consiste de 1770 espectros sintéticos creados con m últiples combinaciones de los parámetros fundamentales en los intervalos, 3000 ≤ _T_eff ≤ _{50 000 K,}

0.0 ≤logg ≤_{5.0 y -2.0}≤[Fe/H]≤_0.5.

Bertone et al. (2008) crearon una red con una resoluci ´on de 500 000 a lo largo de 3500- 7000 ˚A, la cual consta de 832 espectros, tiene una cobertura en temperatura efectiva desde 4000 hasta 50 000 K, incluye tanto estrellas enanas (logg = 5.0 ) como estrellas gigantes (logg = 0.0) y adem´as utiliza 6 valores de metalicidad

[Fe/H] = -3.0, -2.0, -1.0, -0.3, 0.0 y 0.3.

Desde su primera aplicaci ón el c ódigo ATLAS ha tenido subsecuentes mejoras a lo largo de los a ños, sobre todo en la inclusi ón de datos átomicos y opacidades actualizadas, lo que lo hace ser, todav´ıa, uno de los algoritmos más populares y de mejor rendimiento para la construcci ón de bibliotecas de espectros estelares. Sin embargo, ATLAS y sus actualizaciones no son los únicos c ódigos de s´ıntesis espectral disponibles.

Gustafsson et al. (1975) calcularon una red de flujos constantes para estre-llas gigantes con su c ódigo denominado MARCS. La estratificaci ón de la atm ósfera estelar en capas plano paralelas estacionarias y hom ógeneas, equi-librio hidrostático y LTE, eran las suposiciones básicas del c ódigo MARCS. Recientemente, utilizando una versi ón actualizada de MARCS, Gustafsson et al. (2008) presentaron una red con cerca de104_{modelos de atm ósferas estelares con}

geometr´ıa esf´erica para estrellas gigantes, complementados con modelos con geometr´ıa plano paralela para las estrellas enanas. Al comparar sus modelos con

(54)

otras redes disponibles encontraron un acuerdo excelente con los modelos con geometr´ıa plano paralela (Castelli & Kurucz, 2003). Sin embargo, encontraron algunas peque ˜nas desviaciones con los modelos de NextGen (geometr´ıa esf´erica, Hauschildt et al. (1999)).

NextGen es una red de modelos de atm óferas estelares la cual incluye es-trellas enanas y gigantes creada por Hauschildt et al. (1999). Estos modelos están basados en el c ógido PHOENIX (Hauschildt et al., 1995) bajo la suposici ón de equilibrio termodinámico local, dos geometr´ıas para la atm ósfera estelar, plano paralela para las estrellas enanas y simetr´ıa esférica para las estrellas gigantes. Además, utilizan una de las listas de datos moleculares más completa. Husser et al. (2013), usando los modelos PHOENIX, calcularon espectros sintéti-cos que cubren un rango en longitud de onda desde 500 ˚A hasta 5.5 µm, con resoluciones de R = 500 000 en el óptico y en el cercano infrarojo, R = 100 000 en el infrarojo y∆λ = 0.1 ˚A en el ultravioleta.

Existen, además, trabajos en los cuales se han combinado los c ódigos de s´ıntesis espectral. Martins et al. (2005) extendieron la cobertura en longitudes de onda (3300- 7000 ˚A) de la red de González Delgado & Leitherer (1999) para explorar los efectos del equilibrio termodinámico no local (non-LTE) frente a los modelos en LTE en el rango 3000≤Teff ≤50 000 K. En este trabajo los modelos

m´as fr´ıos que 4500 K fueron calculados con geometr´ıa esf´erica y LTE PHOENIX, mientras que para los modelos entre 4500 y 25 000 K se usaron los modelos de ATLAS. Los modelos con non-LTE fueron realizados con TLUSTY (Hubeny & Lanz, 1992).

Bertone et al. (2004) realizaron un trabajo comparativo entre los modelos ATLAS y PHOENIX (NextGen) donde se concluy ó que ambos modelos te óricos presentan un buen ajuste en la reproduci ón de la distribuci ón espectral de energ´ıa para estrellas tempranas (tipo espectral G y más tempranas), no as´ı para estrellas con baja temperaturas (especialmente en estrellas tipo K). En general ATLAS presenta un ajuste mejor (un factor de 2) que NextGen a lo largo de toda la secuencia de tipos espectrales (de estrellas B a estrellas K).

(55)

3.2. Caracter´ısticas de la red te ´orica utilizada

Adem´as, encontraron que tanto ATLAS como NextGen predicen m´as altas temperaturas (alrededor de 4% - 8%) para estrellas gigantes y enanas, al ser comparados con calibraciones emp´ıricas.

Debido a que este trabajo de tesis incluye s ólo estrellas del tipo G y a los resultados encontrados por Bertone et al. (2004), se decidi ó que una red basada en el c ódigo ATLAS era apropiada para este trabajo, por lo que se eligi ó la red de Munari et al. (2005).

3.2. Caracter´ısticas de la red te ´orica utilizada

La red de Munari et al. (2005) abarca un intervalo espectral desde el ultra-violeta medio (2500 ˚A) al infrarrojo cercano (10500 ˚A) y cuenta con diferentes poderes de resoluci ´on, constantes a lo largo de todo el intervalo de longitudes de ondaR= 20 000, 11 500, 8500, 2000 y dispersiones uniformes de 1 y 10 ˚A/pix. Los espectros individuales contenidos en esta biblioteca se pueden encontrar en unidades de flujo absoluto o flujo normalizado al continuo, dando un total de 615 456 espectros disponibles para el uso p ´ublico.

En esta red se consideran 6 par´ametros diferentes: temperatura efectiva, de 3500 a 47 500 K, con pasos de 250 K, gravedad superficial, de 0.0 a 5.0 dex a pasos de 0.5 dex, metalicidad global, que abarca de -2.5 a 0.5 dex, con un paso de 0.5 dex, enriquecimiento de elementos α, ([α/Fe]) = 0.0 y +0.4, velocidad de microturbulencia (ξ ), con tres valores 1, 2, 4 km s−1 _{(1 y 4 para}_[_α/Fe_]_{= +0.4) y}

velocidad de rotaci ´on, entre 0 y 500 km s−1_.

Las caracter´ısticas más relevantes de la biblioteca de Munari et al. (2005) es que cuenta con espectros a diferentes resoluciones y velocidades de rotaci ón, un amplio rango en longitudes de onda, el uso de modelos de atmosféras mejorados, basados en las ODFs (opacity distribution functions) de Castelli & Kurucz (2003), el uso de la lista de l´ıneas del TiO de Schwenke (1998) y la de H2O de Partridge & Schwenke (1997), la inclusi ón del enriquecimiento de los

elementos αy las diferentes velocidades de microturbulencia.

(56)

Debido a que la biblioteca utilizada muestra un amplio rango de valores, tanto en los parámetros atmosféricos como en longitudes de onda y dada las caracter´ısticas de nuestra muestra observacional, los parámetros fueron acotados como sigue:

1) Se utilizaron s ólo los espectros con R = 20 000. Estos espectros fueron degradados con una convoluci ón Gaussiana a 2.5 ˚A FWHM, para hacerlos compatibles con las observaciones. La figura 3.1 muestra un ejemplo de un espectro sintético antes y después del proceso de degradaci ón.

2) Se han extraido flujos con temperaturas en el intervalo de 4750 ≤ _T_eff ≤ _{7000 K, dado que nuestra muestra cuenta con estrellas}

del tipo espectral G0- G3; es decir con temperaturas entre 5600 y 6200 K (eg. Bertone et al., 2004; di Benedetto, 1998). Sin embargo, se extendieron los l´ımites para realizar la comparaci ´on con las estrellas de referencia.

3) En gravedad se consider ´o el intervalo 3.0 ≤ _{log g} ≤ _{5.0 y en metalicidad}

todo el rango disponible. Tambi´en se consider ´o Vrot, [α/Fe], ξ con los

va-lores 0.0 km s−1, 0.0 y 2 km s−1 respectivamente y un rango espectral de 3800≤λ≤_{4800 ˚}_A.

3.3. Blends

_{en espectros de resoluci ´on intermedia}

Al analizar un espectro estelar a muy alta resoluci ón podemos percatarnos de la existencia de una inmensa cantidad de l´ıneas espectrales, las cuales pueden ser utilizadas para determinar la abundancia qu´ımica de elementos individuales. Sin embargo, para espectros con resoluci ón intermedia o baja, las l´ıneas identi-ficadas son en realidad una mezcla (blend) de varias l´ıneas que no pueden ser distinguidas individualmente. En el panel superior de la figura 3.2 se muestra el espectro del Sol observado por Kurucz et al. (1984) a muy alta resoluci ón (R = 522 000), y en el panel inferior se puede ver el mismo espectro degradado a la resoluci ón de la muestra observada. Debido a la resoluci ón de las observacio-nes, losblends se vuelven importantes y deben ser considerados al momento de analizar los ´ındices espectrosc ópicos (cap´ıtulo 4).

(57)

3.4. Comportamiento de las l´ıneas espectrales

Figura 3.1:Comparaci ón de un espectro sintético de alta resoluci ón (R = 20 000, cons-tante a lo largo de todo el intervalo de longitudes de onda) antes (pa-nel superior) y después de la degradaci ón a una resoluci ón constante de FWHM = 2.5 ˚A (panel inferior). Los parámetros del espectro mostrado son (Teff/logg/[Fe/H]) = (5750/4.5/0.0).

3.4. Comportamiento de las l´ıneas espectrales

Las l´ıneas de absorci ón de un espectro estelar muestran diferencias tanto en sus perfiles como en sus intensidades, dependiendo de las condiciones f´ısicas en la atm ósfera de la estrella. Éstas son causadas principalmente por cambios en la temperatura, la abundancia qu´ımica, la presi ón, rotaci ón estelar, turbulencia, etc. En esta secci ón son analizados los efectos en la morfolog´ıa de las principales l´ıneas identificadas en el intervalo espectral bajo estudio, de la variaci ón de la temperatura, la abundancia qu´ımica y de la presi ón.

(58)

Figura 3.2:Espectro del Sol (Kurucz et al., 1984), en el panel superior a alta resoluci ´on (R = 522 000) y en el inferior a una resoluci ´on de 2.5 ˚A de FWHM (R= 1720 a 4300 ˚A).

3.4.1. Poblaciones en equilibrio termodin´amico local

Bajo la suposici ón de equilibrio termodinámico local (s ólo las condiciones locales del gas influyen en el estado termodinámico del sistema) se pueden ob-tener, de manera fácil, tanto la distribuci ón de electrones en los diferentes niveles energéticos como la distribuci ón de átomos en diferentes estados de ionizaci ón, a través de las ecuaciones de Boltzmann y Saha respectivamente.

La ecuaci ón de Boltzmann nos da el n úmero de átomos de un determinado ele-mento que están poblando niveles electr ónicos diferentesm yn a través de :

Nn Nm =

gn gme

−∆χ/kT _(3.1)

donde∆χ=χn−_χm _{es la diferencia del potencial de ionizaci ´on,}_gn _y_gm _{son los}

pesos estad´ısticos de los nivelesm yn(gn= 2n2 _{para el ´atomo de hidr ´ogeno),}_k

es la constante de Boltzmann yT es la temperatura del gas.

(59)

El grado de ionizaci ´on es obtenido de la ecuaci ´on de Saha:

N+ N Pe=

2u+ u

(2πme)3/2(kT)5/2

h3 e

−χion/kT

(3.2)

donde N+ _y _N _{son el n ´umero de part´ıculas en dos estados consecutivos de}

io-nizaci ón, u+ _y _u _{son conocidas como la funci ón de partici ón para los estados}

de ionizaci ón, que describen la distribuci ón de los electrones a lo largo de los diferentes niveles de energ´ıa. χion es el potencial de ionizaci ón del átomo, Pe y

me son la presi ón electr ónica y la masa del electr ón.

La dependencia de las l´ıneas de absorci ón con la temperatura y presi ón se pue-den deducir de este par de ecuaciones. A continuaci ón se discutirán dichas de-pendencias, además de revisar la dependecia de las l´ıneas con la abundancia qu´ımica.

3.4.2. Dependencia con la temperatura

La temperatura es el parámetro que más influye en la intensidad de una l´ınea espectral. De las ecuaciones 3.1 y 3.2 se puede ver que para cada transi-ci ón electr ónica existe una temperatura caracter´ıstica. Por lo tanto, la tempera-tura tendrá un efecto directo sobre las l´ıneas espectrales. Existirán l´ıneas para las cuales, al aumentar la temperatura su intensidad disminuirá, ya que cada vez existirá un menor n úmero de electrones ligados disponibles para realizar la transici ón que produce la l´ınea espectral. Sin embargo, para otras l´ıneas el efecto será contrario, es decir, conforme la temperatura del gas aumente y se acerque al valor de su temperatura caracter´ıstica, la intensidad aumentará. Este par de efec-tos se pueden ver, de forma pict órica, en la figura 3.3. A paridad de[Fe/H]= 0.0 ylogg = 4.5, podemos ver la variaci ón de las l´ıneas espectrales como efecto de la temperatura, en particular la l´ınea de CaI y la banda G. Las temperaturas inclui-das en este gráfico van desde 4750 K (espectro morado) hasta 7000 K (espectro rojo).

(60)

Figura 3.3:Se muestra el flujo fotosf´erico en la superficie contra longitud de onda de algunos espectros sint´eticos con[Fe/H]= 0.0,logg = 4.5 y diferentes tempe-raturas. Las temperaturas varian desde 4750 K (morado) a 7000 K (rojo) con pasos de 250 K.

3.4.3. Dependencia con la presi ´on (gravedad superficial)

La dependencia con la presi ón puede convertirse aproximadamente en de-pendecia con la gravedad superficial para estrellas F, G y K. La gravedad puede tener efectos contrarios para l´ıneas de especies ionizadas y l´ıneas de especies neutras. De la ecuaci ón de Saha (ecuaci ón 3.2) se puede ver que un aumento en la presi ón implica una disminuci ón del n úmero de átomos ionizados respecto a los neutros. Por tal raz ón, l´ıneas de átomos ionizados, como es el caso de las l´ıneas de CaII mostradas en la figura 3.4, mostrarán una disminuci ón de ancho equivalente frente al aumento de gravedad. Dicho de otra forma, a mayor grave-dad más angostas serán las l´ıneas de un átomo ionizado. Para l´ıneas de átomos neutros ocurre lo contrario ya que al aumentar la presi ón, las colisiones entre part´ıculas aumentan, provocando con ésto, un ensanchamiento en las l´ıneas, por lo que, a mayor presi ón más anchas serán las l´ıneas como se ilustra en la l´ınea del CaI (λ4227 ˚A) en la figura 3.5.

(61)

Figura 3.4:Se muestra una regi ´on alrededor de las l´ıneas H y K del CaII, de algunos espectros sint´eticos con Teff = 5750 K, [Fe/H] = 0.0 y diferentes gravedades

superficiales. Las gravedades van desde 0.0 dex (morado) a 5.0 dex (rojo) con pasos de 0.5 dex.

3.4.4. Dependencia con la abundancia qu´ımica

La dependencia de las l´ıneas espectrales con la abundancia qu´ımica es más simple que los casos anteriores. Para una abundancia mayor existe una mayor cantidad de absorbedores, lo que da como resultado una l´ınea de absorci ón más profunda. Este efecto puede verse en la figura 3.6, tanto para la l´ınea de CaI (λ 4227 ˚A) como para la banda G (λ 4300 ˚A), donde se muestran espectros de diferentes colores para las diversas metalicidades. Los espectros rojo y morado representan la metalicidad más alta [Fe/H] = 0.5 dex y la más baja, [Fe/H] = −_{2.5 dex, respectivamente.}

Las diferentes dependencias que presentan las l´ıneas espectrales con los parámetros atmosféricos, que se han analizado, de manera cualitativa, en párrafos anteriores, brindan la oportunidad de determinar los parámetros at-mosféricos a través del análisis de las l´ıneas de absorci ón. En el presente trabajo se utilizaron los denominados ´ındices espectrosc ópicos, que serán descritos en el siguiente cap´ıtulo.

(62)

Figura 3.5:Se muestra una regi ´on alrededor de la l´ınea de CaI a 4227 ˚A, de algunos espectros sint´eticos con Teff = 5750 K, [Fe/H] = 0.0 y diferentes gravedades

superficiales. Las gravedades van desde 0.0 dex (morado) a 5.0 dex (rojo) con pasos de 0.5 dex.

Figura 3.6:Se muestra una regi ´on de algunos espectros sint´eticos con Teff = 5750 K,

logg = 4.5 y diferentes metalicidades. Las metalicidades van desde -2.5 dex (morado) a 0.5 dex (rojo) con pasos de 0.5 dex.

(63)

4

´Indices espectrosc´opicos

La descripci ón y el cálculo de los ´ındices espectrosc ópicos utilizados en este trabajo es el tema principal de este cap´ıtulo. También se muestra el proceso de calibraci ón de los ´ındices espectrosc ópicos te óricos, para que sean compatibles con los ´ındices observados. Además, se muestra el cálculo de los errores aso-ciados a cada ´ındice y las dependencias que exhiben éstos con los parámetros atmosféricos.