The Fe ɪ lines and the chromospheric activity

Abstract

Las líneas de Fe neutro son las más abundantes en el espectro de estrellas tardías. Se utilizan para obtener diferentes parámetros estelares básicos como abundancias relativas, gravedad superficial, y temperatura efectiva. Sin embargo, los núcleos de muchas de estas líneas se forman en la cromosfera estelar, viéndose afectados por los cambios producidos por la actividad magnética. Calculando modelos semiempíricos de la atmósfera estelar fuera del equilibrio termodinâmico local (NLTE por sus siglas en inglés), es posible estudiar la formación de estas líneas en detalle. En este trabajo presentamos un nuevo modelo actualizado del átomo de Fe I, que nos permite calcular 1715 líneas de Fe I entre 3000 y 7000 Â en estrellas con diferente nivel de actividad cromosférica. Los resultados preliminares muestran la presencia de rangos espectrales más sensibles al calentamiento cromosférico, sugiriendo que las líneas con mayores variaciones deben ser tenidas en cuenta como fuentes de error, o incluso podrían ser excluidas, al momento de ser utilizadas para determinar parámetros estelares.

Neutral Fe lines are the most abundant in the spectrum of late-type stars. They are used to obtain different basic stellar parameters such as relative abundances, surface gravity, and effective temperature. However, the cores of many of these lines are formed in the stellar chromosphere, being affected by the changes produced by magnetic activity. Calculating non-local thermodynamic equilibrium (NLTE) semi-empirical models of the stellar atmosphere, it is possible to study the formation of these lines in detail. We present a new updated model of the Fe I atom, which allows us to calculate 1715 lines of Fe I between 3000 and 7000 Â in stars with different levels of chromospheric activity. Preliminary results show the presence of spectral ranges more sensitive to chromospheric heating, suggesting that the lines with greater variations should be taken into account as a source of uncertainty, or would even be excluded, when determining stellar parameters.