O enriquecimento químico de uma galáxia está intimamente ligado à sua história de formação de estrelas. Todos os elementos químicos que não hidrogênio e hélio — na astronomia, por liberdade literária, denominados `metais’ — são formados por nucleossíntese ou no interior de estrelas ou em explosões estelares. Por isso, relações empíricas entre abundâncias de elementos químicas e outros parâmetros físicos de galáxias, como a famosa relação massa–metalicidade, servem de guia para estudos teóricos sobre a história e evolução química de galáxias. Essas relações empíricas são em geral baseadas na `metalicidade’ do gás medida com os chamados métodos de linhas fortes, que presumem que as nebulosas emitindo as linhas (regiões H II gigantes) são uma família de um parâmetro: a abundância de oxigênio. A natureza, no entanto, é muito mais complexa, e as metalicidades derivadas a partir desses métodos podem estar sistematicamente erradas. Apresento o método BOND (Bayesian Oxygen and Nitrogen abundance Determinations), que desenvolvemos para medir simultaneamente abundâncias de oxigênio e nitrogênio em regiões HII gigantes. O método compara linhas de emissão fortes e semi-fortes com uma grade cuidadosamente definida de modelos de fotoionização. O código e os resultados são públicos e estão disponíveis em http://bond.ufsc.br.
Data: 03 de junho de 2016 – (sexta-feira)- Local: Sala 212 – Auditório do Departamento de Física – Horário: 10h15min
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