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El diagrama Hertzsprung-Russell espectroscópico de estrellas masivas galácticas.

Autor/es: N. Castro, L. Fossati, N. Langer, S. Simón-Díaz, F. R. N. Schneider, R. G. Izzard

Referencia: A&A 570, L13 (2014) | Enlace

Pie de figura: Distribución de la densidad de probabilidad de 575 estrellas Galácticas en el diagrama de Hertzsprung-Russell espectroscópico. Tres claras fronteras empíricas entre zonas densamente pobladas y vacías están marcadas por lineas negras discontinuas. El factor de dispersión de electrones de Eddington se indica en el eje de ordenadas de la derecha y su límite superior, para una composición rica en hidrógeno, se señala con una línea verde horizontal. La figura incluye también dos conjuntos de trazas evolutivas con composicion solar y sin rotacion: a) Ekström et al. 2012 y  b) Brott et al. 2011. El comienzo y fin de la sequencia principal predichos por ambos conjuntos de modelos están marcados con líneas discontinuas naranjas y violetas.  Los triagulos rojos y azules marcan puntos equidistante en las trazas evolutivas en pasos de 0.1 mega años.<br />
Pie de figura: Distribución de la densidad de probabilidad de 575 estrellas Galácticas en el diagrama de Hertzsprung-Russell espectroscópico. Tres claras fronteras empíricas entre zonas densamente pobladas y vacías están marcadas por lineas negras discontinuas. El factor de dispersión de electrones de Eddington se indica en el eje de ordenadas de la derecha y su límite superior, para una composición rica en hidrógeno, se señala con una línea verde horizontal. La figura incluye también dos conjuntos de trazas evolutivas con composicion solar y sin rotacion: a) Ekström et al. 2012 y  b) Brott et al. 2011. El comienzo y fin de la sequencia principal predichos por ambos conjuntos de modelos están marcados con líneas discontinuas naranjas y violetas.  Los triagulos rojos y azules marcan puntos equidistante en las trazas evolutivas en pasos de 0.1 mega años.

La distribución de estrellas en el diagrama de Hertzsprung-Russell narra su evolución y permite directamente evaluar sus propiedades. Sin embargo, situar estrellas en este diagrama requiere conocer sus distancias y extinción interestelar, dos cantidades que no son fácilmente accesibles en estrellas de la Galaxia. El diagrama de Hertzsprung-Russell espectroscópico (sHRD) cuenta una historia evolutiva similar, sin necesitar medidas de distancia y extinción. Basándonos en temperaturas efectivas y gravedades determinadas espectroscópicamente para una muestra de mas de 600 estrellas, presentamos por primera vez la distribución observacional de estrellas masivas de la Galaxia en el sHRD. Siendo conscientes de que las limitaciones estadisticas y sesgos observacionales no permiten llegar a conclusiones cuantitativas detalladas, detectamos varias tendencias cualitativas claras. Al comparar el diagrama Hertzsprung-Russell espectroscópico observacional con varias prediciones de modelos evolutivos recientes, concluímos que el "overshooting" del núcleo convectivo podría depender de la masa y, que para estrellas con mas de 15 masas solares, podría ser más fuerte de lo que se pensaba previamente. Además, encontramos indicaciones empíricas de la existencia de un limite superior en el sHRD para estrellas con temperatures efectivas entre 10000 y 32000 K, asi como también un número llamativo de estrellas por debajo de esta línea. Esta sobredensidad podría ser debida a fenómenos de inflacción de capas externas en expasión en estrellas masivas en la secuencia principal cerca del límite de Eddington.

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