Ministerio de Economía y Competitividad Gobierno de Canarias Universidad de La Laguna CSIC Centro de Excelencia Severo Ochoa

Proyectos de investigación astrofísica

Física de las Estrellas, Sistemas Planetarios y Medio Interestelar

· Ver más proyectos de esta sección

Estrellas Masivas Azules (P/309808)

A HERRERO

G. Gómez Velarde, L. Crivellari, S. Simón Díaz, M. Cerviño Saavedra, L. Patrick, I. Camacho Iñesta

Colaboradores del IAC: S. L. Hidalgo Rodríguez, K. S. Rübke Zúñiga, S. Rodríguez Berlanas, G. Holgado Alijo

J. Puls (Univ. de Munich, Alemania); C. Evans (ROE, RU); A. de Koter (Astronomical Institute, Univ. de Utrecht, Holanda); J.S. Vink (Obs. de Armagh, RU); N. Markova (NAO, Bulgaria); D.J. Lennon (ESA, Madrid), N.R. Walborn (STScI, EEUU); R.P. Kudritzki(IoA, Univ. de Hawai, EEUU), M.A. Urbaneja (U. Inssbruck); F. Najarro (CAB, Madrid); I. Negueruela (Univ. de Alicante); J. Maíz Apellániz (IAA, Granada), N. Langer, N. Castro (Univ. Bonn, Alemania), S. Clark (Open University, RU), M. García (CAB, Madrid), G. Meynet (U. Ginebra, Suiza); C. Sabín (U. La Serena, Chile); D. Calzetti (U. Massachussets, EEUU), M. Godart (U. Lieja, Bélgica)

Introducción

En este proyecto pretendemos observar y analizar estrellas masivas en galaxias cercanas para comprender sus propiedades y evolución en diferentes entornos, en especial aquéllos cuyas condiciones se aproximen a las Universo temprano, a fin de que puedan ser utilizadas para comprenderlo mejor.

Las estrellas masivas constituyen el origen de fenómenos tremendamente energéticos y son un agente primario de la evolución química y dinámica de las galaxias y del Universo. Son también uno de los más importantes agentes propuestos para iniciar la reionizacón del Universo, que lo volvió transparente a la radiación, permitiéndonos hoy en día su observación. Estas estrellas nacen con masas superiores a ocho veces la masa del Sol, lo que las condena a morir como Supernovas al final de su vida, formando estrellas de neutrones y agujeros negros y produciendo Estallidos de Rayos Gamma. Su evolución es muy rápida, y durante la misma liberan gran cantidad de material procesado nuclearmente a través de fuertes vientos estelares (pueden perder hasta el 90% de su masa) emitiendo gran cantidad de radiación en forma de fotones de alta energía. Su alta masa las predispone a formar sistemas binarios, que pueden evolucionar a binarias de rayos X de alta masa y formar objetos compactos.

Estos procesos dependen de las propiedades de las estrellas, como su masa, metalicidad, rotación que cambian en función de la galaxia que aloja a la estrella. Para interpretar la radiación que nos llega de galaxias lejanas debemos comprender como estas propiedades varían con las de la galaxia anfitriona y como determinan los procesos descritos. Es necesario pues estudiarlas en un conjunto de galaxias que cubran una variedad de características.

Afortunadamente, al ser muy luminosas, las estrellas masivas pueden estudiarse individualmente en galaxias cercanas, en donde su física puede acercarse a la del Universo primitivo y pueden así utilizarse como patrones de distancia. También pueden observarse colectivamente en regiones de intensa formación estelar a grandes distancias, incluso poco después de la reionización del Universo, que podrían haber causado.

Los espectros de estas estrellas contienen gran cantidad de información. Presentan un gran número de líneas de diferentes elementos químicos, como por ejemplo H, He, C, N, O, Si, Mg o Fe, y muestran fuertes signos de la pérdida de masa que constituye el viento estelar. Estos vientos posibilitan estudios espectroscópicos en galaxias lejanas permitiéndonos así obtener información esencial sobre las galaxias que las hospedan. Si hay presentes lentes gravitatorias, las líneas de los vientos estelares pueden ser usadas para obtener la composición química (metalicidad) de galaxias del universo temprano con formación estelar activa.

La determinación de sus parámetros estelares y abundancias químicas permite una comparación detallada con las predicciones de la teoría de evolución estelar, pero como contrapartida exige un detallado cálculo del espectro emergente. Este cálculo detallado se complica debido a las fuertes condiciones de NETL, esfericidad y pérdida de masa, cuyo efecto es acoplar las ecuaciones del transporte de radiación, del equilibrio estadístico y de continuidad en una geometría esférica. Además, el problema debe resolverse utilizando una descripción realista del modelo atómico. Sin embargo, si disponemos de dichos parámetros estelares y abundancias, podemos además comparar con las determinaciones de abundancias en el medio interestelar de nuestra galaxia y galaxias vecinas, y con las predicciones de las teorías de evolución química de las galaxias. 

Los análisis de estrellas masivas en la Vía Láctea y en galaxias cercanas, tanto dentro como fuera del Grupo Local, nos pueden proporcionar una gran cantidad de información acerca de la estructura y evolución de estrellas y galaxias, bajo diferentes condiciones, extrapolables a regiones más alejadas del Universo. No obstante, ello requiere identificar las estrellas masivas como tales, lo que obliga al uso de diagramas de color-magnitud y a la obtención de espectros de baja resolución. Además, es necesario recurrir a las observaciones en distintas longitudes de onda, para lograr los datos precisos. Aunque muchos parámetros pueden obtenerse a partir de observaciones en diferentes rangos espectrales, el UV es necesario para determinar velocidades terminales del viento; el visible, para temperaturas efectivas, gravedades y pérdidas de masa, lo que puede obtenerse bajo determinadas condiciones también del IR.

Los objetivos del presente Proyecto son los siguientes:

- Identificar las estrellas masivas en galaxias cercanas, en especial aquellas con condiciones cercanas a las del Universo primitivo.

- Observar y analizar las estrellas en esas galaxias.

- Determinar las propiedades de las estrellas masivas en diferentes entornos. Correlacionar las propiedades estelares con las del entorno.

- Estudiar la variación de la evolución de las estrellas con sus propiedades iniciales (determinadas en parte por el entorno)

- Diseñar un tratamiento numérico fiable que reproduzca el comportamiento de los diferentes procesos físicos que tienen lugar en el interior de las atmósferas estelares.

A largo plazo, pretendemos aplicar estos objetivos a estudios del Universo primitivo.

Hitos

El principal hito de este año ha sido la publicación del primer atlas espectroscópico de estrellas masivas a metalicidades por debajo de la Pequeña Nube de Magallanes. El atlas consiste en 18 estrellas, de ellas 16 entre O7.5 y A0. Además, se ha realizado el primer análisis cuantitativo de estrellas O a estas metalicidades.

Utilizamos cookies propias y de terceros para recoger información estadística y mejorar nuestra web y servicios. Si continúa navegando, acepta su instalación y uso.
Puede cambiar la configuración de su navegador para no aceptar su instalación u obtener más información en nuestra política de cookies.

Aceptar