@InProceedings{SilvaMilo:2014:DeAbQu,
               author = "Silva, Beatriz Carvalho da and Milone, Andr{\'e} de Castro",
          affiliation = "{Universidade do Vale do Paraiba (UNIVAP)} and {Instituto Nacional 
                         de Pesquisas Espaciais (INPE)}",
                title = "Determina{\c{c}}{\~a}o de abund{\^a}ncias qu{\'{\i}}micas em 
                         estrelas analisando espectros {\'o}pticos a m{\'e}dia 
                         resolu{\c{c}}{\~a}o espectral",
            booktitle = "Anais...",
                 year = "2014",
         organization = "Semin{\'a}rio de Inicia{\c{c}}{\~a}o Cient{\'{\i}}fica do 
                         INPE (SICINPE).",
            publisher = "INPE",
              address = "S{\~a}o Jos{\'e} dos Campos",
                 note = "{Bolsa PIBIC/INPE/CNPq}",
             keywords = "estrelas, espectros {\'o}pticos.",
             abstract = "Este trabalho, iniciado em agosto de 2013, tem como objetivo 
                         principal obter a abund{\^a}ncia qu{\'{\i}}mica do c{\'a}lcio 
                         (Ca) em estrelas an{\~a}s e gigantes da base de espectros 
                         emp{\'{\i}}ricos MILES por meio de uma an{\'a}lise 
                         espectrosc{\'o}pica em m{\'e}dia resolu{\c{c}}{\~a}o 
                         espectral; sendo preciso ainda comparar os resultados obtidos com 
                         outras an{\'a}lises em alta resolu{\c{c}}{\~a}o usando estrelas 
                         em comum. As t{\'e}cnicas utilizadas nesse trabalho s{\~a}o as 
                         mesmas empregadas, por A. Milone, na determina{\c{c}}{\~a}o da 
                         abund{\^a}ncia do magn{\'e}sio (Mg) em estrelas de MILES 
                         (Mid-resolution Isaac Newton Telescope Library of Empirical 
                         Spectra). Assim, pretende-se tamb{\'e}m revisar e aprimorar esta 
                         metodologia j{\'a} empregada anteriormente. Este trabalho {\'e} 
                         um dos estudos iniciais, para que a longo prazo, possa-se 
                         construir um conjunto de modelos de popula{\c{c}}{\~o}es 
                         estelares simples mais realistas e consistentes, que estendam a 
                         caracteriza{\c{c}}{\~a}o qu{\'{\i}}mica a outros elementos 
                         qu{\'{\i}}micos al{\'e}m do ferro (Fe). As etapas iniciais do 
                         trabalho foram realizadas com base em espectros te{\'o}ricos que 
                         j{\'a} tinham sido calculados anteriormente para medir a 
                         abund{\^a}ncia do Mg. Na regi{\~a}o desses espectros percebeu-se 
                         a exist{\^e}ncia de uma linha proeminente do Ca no comprimento de 
                         onda 5513 Å. O primeiro m{\'e}todo usado para determinar a 
                         abund{\^a}ncia do c{\'a}lcio foi o m{\'e}todo da largura 
                         equivalente (EW), o qual representa um c{\'a}lculo da {\'a}rea 
                         entre a linha de absor{\c{c}}{\~a}o do Ca I e o 
                         cont{\'{\i}}nuo espectral. Foram realizadas as medidas de 
                         largura equivalente da linha Ca I \λ5513 com o emprego dos 
                         programas Lector e Indexf. A partir dos dados de largura 
                         equivalente obtidos foram gerados gr{\'a}ficos diagn{\'o}sticos, 
                         para cada estrela, para representar EW dos espectros 
                         sint{\'e}ticos e emp{\'{\i}}rico como fun{\c{c}}{\~a}o da 
                         abund{\^a}ncia do Ca (na pr{\'a}tica raz{\~a}o de 
                         abund{\^a}ncias [Ca/Fe]* vs. log EW) por meio de ajustes lineares 
                         pelo m{\'e}todo de m{\'{\i}}nimos quadrados. O segundo 
                         m{\'e}todo usado para determinar a abund{\^a}ncia do Ca foi o 
                         chamado ajuste de perfil de linha, o qual compara a forma da linha 
                         do espectro observado com os perfis das linhas dos espectros 
                         sint{\'e}ticos, via c{\'a}lculos de rms. Tamb{\'e}m neste 
                         m{\'e}todo os resultados s{\~a}o representados em um 
                         gr{\'a}fico, no qual o m{\'{\i}}nimo da curva fornece a 
                         abund{\^a}ncia do Ca (ou raz{\~a}o [Ca/Fe]). Os resultados dos 
                         dois m{\'e}todos s{\~a}o comparados entre si e analisados com 
                         rela{\c{c}}{\~a}o aos par{\^a}metros fotosf{\'e}ricos das 
                         estrelas. As abund{\^a}ncias m{\'e}dias ser{\~a}o confrontadas 
                         contra aquelas medidas por outros trabalhos, e os nossos 
                         resultados ser{\~a}o assim calibrados. Como perspectiva imediata, 
                         pretendemos selecionar e analisar outras linhas do Ca a fim de 
                         garantir resultados mais confi{\'a}veis. *[Ca/Fe] = log 
                         n(Ca)/n(Fe)estrela - log n(Ca)/n(Fe)Sol, onde n(X): densidade 
                         num{\'e}rica do elemento X; tal que [Ca/Fe] = [Ca/H] [Fe/H].",
  conference-location = "S{\~a}o Jos{\'e} dos Campos",
      conference-year = "30-31 jul., 2014",
             language = "pt",
                  ibi = "8JMKD3MGP5W34M/3GTE3UP",
                  url = "http://urlib.net/ibi/8JMKD3MGP5W34M/3GTE3UP",
           targetfile = "Silva_determinacao.pdf",
        urlaccessdate = "26 abr. 2024"
}