Estudio de binarias eclipsantes de gran masa

Abstract

Las estrellas más masivas y luminosas, de tipo espectral O, son objetos poco frecuentes tanto en nuestra y otras galaxias. Dada su gran luminosidad, son objetos detectables en galaxias cercanas y por lo tanto es posible encarar su estudio en forma individual. Para poder abordar los problemas astrofísicos vinculados a las estrellas de gran masa en otras galaxias (y por ende en regiones con diferentes abundancias químicas), es muy importante, como primer paso, determinar las propiedades fundamentales de estos objetos en la Vía Láctea. La masa es una de esas propiedades fundamentales, y es la que determina la evolución de una estrella. Para confrontar modelos de evolución estelar con datos observacionales, se necesitan valores empíricos confiables, en especial de masas y radios estelares. Este tipo de datos todavía es muy escaso para las estrellas más masivas, y para estimarlos, hacen falta estudios de sistemas binarios espectroscópicos eclipsantes. Pero en nuestra galaxia sólo se conocen menos de una decena de estas binarias, cuyas componentes no hayan evolucionado más allá de la secuencia principal. Por ello, esta tesis consiste en un estudio de cuatro binarias eclipsantes de gran masa con componentes de tipo O en la secuencia principal: LS 1135, FO 15, CPD-59 2603 y CPD-59 2635. Presentamos nuevas curvas de luz y, junto con los datos de velocidades radiales obtenidos de la literatura, generamos modelos numéricos con el código de Wilson-Devinney, para determinar sus parámetros fundamentales como masa, radio, luminosidad, distancia, etc. La determinación de los parámetros fundamentales de estas cuatro binarias eclipsantes de tipo O, aumenta significativamente el número de estos sistemas con parámetros físicos empíricamente determinados. Reafirmamos que tres de estas binarias (FO 15, CPD -59 2603, CPD -59 2635) se encuentran en el joven cúmulo abierto Trumpler 16, en la Gran Nebulosa de Carina, que constituye uno de los más destacados complejos de formación estelar activa de nuestra galaxia, y que en estos tres sistemas, los radios estelares, y por lo tanto también las luminosidades, son más pequeños que los de las estrellas "normales" tipo O, pero similares a las estrellas tipo O de la ZAMS. Esto también estaría de acuerdo con la pertenencia de estos objetos a la Gran Nebulosa de Carina, y sería la primer evidencia de que las estrellas jóvenes de la ZAMS, son más pequeñas y menos luminosas.