Población de estrellas Be en cúmulos abiertos galácticos

Abstract

Las estrellas Be son objetos de tipo espectral B con alta rotación que presentan o han presentado alguna vez las líneas de hidrógeno en emisión, principalmente Halpha. Dichas emisiones son atribuidas a la formación de un disco circunestelar gaseoso de alta densidad en rotación Kepleriana. Históricamente se considera a la rotación como el mecanismo principal para explicar la transferencia de masa y momento hacia el disco. Hasta el presente, no hay evidencias observacionales ni argumentos teóricos que muestren con certeza que un conjunto de rotadores rápidos pueda adquirir las características de las estrellas Be y también se discute si estas estrellas pueden llegar a rotar a velocidades cercanas a la velocidad crítica de rotación. Por otra parte, en la fase de secuencia principal de las estrellas calientes comienzan a observarse otros efectos inducidos por la rotación estelar, como ser el desarrollo de vientos axisimétricos, modificación en los modos de pulsación, cambios en la metalicidad, y/o los campos magnéticos. Así las estrellas Be son laboratorios astrofísicos únicos, de interés en diversas ramas de la física estelar dedicadas al estudio de los mecanismos de pérdida de masa, distribución del momento angular, astrosismología, entre otros. Con el objetivo de separar los efectos evolutivos de los efectos físicos que podrían intervenir en el desarrollo del fenómeno Be, en este trabajo de Tesis se decidió realizar un análisis observacional enfocado a la población de estrellas Be en cúmulos abiertos. La importancia de estos sistemas estelares radica en que las estrellas guardan indicios de sus condiciones iniciales de formación (edades y composiciones químicas iniciales similares). De este modo, es posible estudiar distintas poblaciones estelares, las cuales agrupan un importante número de estrellas coetáneas con distintas masas, velocidades de rotación y luminosidades. Estos sistemas nos permiten así analizar las características individuales de cada población. Para este fin, es importante contar con la determinación de valores confiables de los parámetros fundamentales conjuntamente con una ubicación precisa de las estrellas en un diagrama Hertzsprung-Russell (HR) o color-magnitud. Principalmente para las estrellas Be, ya que al estar rodeadas por una envoltura circunestelar sus parámetros estelares suelen estar afectados por el enrojecimiento del medio interestelar y de los procesos de absorción propios que tienen lugar en dicha envoltura. Estas incertezas sumadas a los efectos de la rotación (oscurecimiento gravitatorio y apartamientos de la simetría esférica) suelen conducir a determinaciones erróneas de su estado evolutivo. Por otra parte, el estudio de las poblaciones de los cúmulos nos permiten inferir propiedades globales de la población de estrellas tipo B y Be, e incluso, de los propios cúmulos. Se trabajó con espectros de alta y baja resolución de unas doscientas treinta estrellas en la dirección a once cúmulos abiertos Galácticos (Collinder 223, Hogg 16, NGC 2645, NGC 3114, NGC 3766, NGC 4755, NGC 6025, NGC 6087, NGC 6250, NGC 6383 y NGC 6530), obtenidos en el Complejo Astronómico El Leoncito (CASLEO), San Juan, Argentina, entre los años 2002 y 2013. Utilizando el método espectrofotométrico BCD (desarrollado por Barbier, Chalonge y Divan) determinamos temperatura efectiva, gravedad, magnitud visual y bolométrica y gradientes de color intrínseco, de todas las estrellas observadas. La ventaja de este método es que los parámetros fundamentales se obtienen de mediciones directas del salto de Balmer, por lo que están libres de los efectos de enrojecimiento, y permiten determinar el exceso de color individual de forma independiente. Entre los resultados más relevantes encontrados en este trabajo de Tesis podemos mencionar: 1) Por primera vez obtuvimos parámetros fundamentales estelares de un gran número de estrellas en once cúmulos abiertos de manera homogénea. Esto nos permitió determinar distancias, confeccionar diagramas HR y discutir varias propiedades (como por ejemplo: anomalías en los excesos de color, edades, etc.). Determinar por primera vez el tipo espectral de cuarenta y ocho estrellas y descubrir nuevas estrellas Be. 2) A partir del análisis espectral, detectamos la presencia de envolturas circunestelares tanto en estrellas clasificadas como ``B normales'' como en estrellas Be. Estas envolturas se hacen evidentes a través de la presencia de una segunda discontinuidad de Balmer. Se determinaron, además, sus velocidades de rotación. Reportamos la existencia de un gran número de estrellas B que rotan a alta velocidad y no presentan indicios observacionales de una envoltura circunestelar. 3) Establecimos un criterio de pertenencia de las estrellas a los cúmulos, y encontramos evidencia de superposiciones de sistemas estelares en la dirección de la visual. Lo más importante en este sentido es que, al ser un método libre de enrojecimiento, las distancias determinadas para las estrellas Be son más precisas que las derivadas utilizando los métodos fotométricos usuales. 4) Discutimos las propiedades de las estrellas Be observadas en su conjunto, como ser distribución por tipo espectral, velocidades de rotación y estado evolutivo. Como resultado obtuvimos que la gran mayoría de estas estrellas rotan a velocidades entre el 50% y el 60% de la velocidad crítica. Encontramos que el fenómeno Be aparece en todas las etapas evolutivas (edades), sugiriendo que este fenómeno puede desarrollarse en la primera fase de contracción estelar. 5) Realizamos un estudio sobre el comportamiento de la segunda discontinuidad de Balmer. Encontramos que hay una fuerte dependencia de la apariencia de dicha discontinuidad con la temperatura efectiva del objeto central. Los resultados encontrados en este trabajo llevan a rediscutir los mecanismos que contribuyen a la formación de envolturas circunestelares y el paradigma del origen del fenómeno Be.