Ministerio de Ciencia, Innovación y Universidades 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

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Pruebas Observacionales de los Procesos de Nucleosíntesis en el Universo (P/300423)

GARIK ISRAELIAN

Jorge Casares Velázquez, Ramón J. García López, Rafael Rebolo López, Jonay González Hernández 

Colaboradores del IAC: Artemio Herrero Davó, Javier Trujillo Bueno 

M. Mayor, S. Udry, F. Pepe, G. Meynet, A. Maeder (Obs. Ginebra, Suiza); N. Santos, V. Adibekyan, E. Delgado Mena, S. Sousa (Centro de Astrofisica da Universidade do Porto, Portugal); V- Lipunov, V. Fadeev (Univ Moscu), D. Queloz (Univ. de Cambridge)

Introducción 

Recientemente se han llevado a cabo varios análisis espectroscópicos de estrellas con planetas. Uno de los resultados más relevantes ha sido descubrir que las estrellas con planetas son en promedio más metálicas que las estrellas del mismo tipo espectral sin planetas conocidos (Santos, Israelian & Mayor 2001, A&A, 373, 1019; 2004, A&A, 415, 1153). Existen dos hipótesis posibles para relacionar el exceso de metalicidad con la presencia de planetas. La primera es la del “autoenriquecimiento” que atribuye el origen de la sobreabundancia de metales observada en estrellas con planetas a la acreción sobre la estrella madre de grandes cantidades de material planetario rocoso, rico en metales y pobre en elementos como H y He. La hipótesis contraria es la principal y considera que el exceso de metales sea debido al alto contenido en metales de la nube protoplanetaria a partir de la cual se formó el sistema estrella-planeta.

Los elementos ligeros pueden proporcionar información valiosa sobre la mezcla, la difusión y la evolución del momento angular en estrellas con planetas, así como sobre la actividad estelar causada por la interacción con exoplanetas (Santos, Israelian, García López et al. 2004, A&A, 427, 1085; Israelian et al. 2004, A&A, 414, 601). Estudios sobre el berilio, el litio y la razón isotópica 6Li/7Li podrían aportar pruebas para distinguir entre las diferentes teorías de formación planetaria (Sandquist et al. 2002, ApJ, 572, 1012). Israelian et al. encontraron evidencias de la caída de un planeta o de material protoplanetario sobre la estrella HD82943 (2001, Nature, 411, 163; 2003, A&A, 405, 753).

Si el “autoenriquecimiento” fuera el principal responsable del exceso de metalicidad de las estrellas con planetas, eso implicaría una sobreabundancia relativa de elementos refractarios (Si, Mg, Ca, Ti, etc.) respecto a los volátiles (CNO, S y Zn). Se han llevado a cabo varios estudios espectroscópicos del hierro (Santos et al. 2001, A&A, 373, 1019; 2003, A&A, 398, 363; 2004, A&A, 415, 1153) y de otros elementos (Bodaghee et al 2003, A&A, 404, 715; Ecuvillon, Israelian, Santos et al. 2004, A&A, 418, 703; 2004, A&A, 426, 619; 2006, A&A, 445,633; 2006, A&A, 449, 809; Gilli, Israelian, Ecuvillon, et al. 2006, A&A, 449,723).

El análisis espectroscópico de estrellas ricas en metales también proporciona información valiosa sobre las tasas de eyección al medio interestelar de elementos químicos producidos por explosiones de supernova en los últimos 10 mil millones de años. Otro método alternativo para investigar los productos de las explosiones de supernova es el estudio de las estrellas compañeras de los sistemas binarios de rayos X.

Las estrellas compañeras en sistemas binarios de rayos X de baja masa han sobrevivido a estas explosiones de supernova y quizás han podido capturar parte del material eyectado en la explosión. Este material se mezclará en la zona de convección con el material de la estrella, de forma que las abundancias de los elementos presentes en el material eyectado se modificarían. Así pues el estudio de anomalías químicas en las atmósferas de las estrellas secundarias en estos sistemas puede darnos información sobre la nucleosíntesis y evolución estelar en estrellas masivas y sobre la complejidad de las explosiones de supernova. Este nuevo enfoque fue aplicado por vez primera por Israelian et al. (1999, Nature 401, 142) en el espectro de GRO J1655-40 (Nova Scorpii 1994), un sistema binario de rayos X que contiene el agujero negro cuya determinación de masa es la más precisa. El análisis mostraba abundancias de O, Mg, S, Si desde 6 hasta 10 veces mayores que las encontradas en el Sol. Estos autores lo interpretaron como evidencia de que había habido una explosión de supernova que dio lugar al agujero negro, y que la estrella compañera de baja masa no podía haber sintetizado estos elementos.

Las explosiones de supernova son responsables del progresivo enriquecimiento del medio interestelar por elementos pesados. Las tendencias marcadas por las abundancias relativas de diferentes elementos químicos en función de la metalicidad aportan información sobre sus ritmos de formación y nucleosíntesis en diferentes tipos de supernova. La nueva generación de telescopios de clase 4-10 metros ha mejorado drásticamente la calidad de las observaciones espectroscópicas. Mientras tanto, las herramientas computacionales permiten estudiar la formación de líneas espectrales en NLTE en átomos tan complejos como el Fe. Gracias a esos progresos se han descubierto nuevas e interesantes tendencias de las abundancias de O, S y N (Israelian et al. 1998, ApJ, 507, 805; 2001, ApJ, 551,833; 2004, A&A, 421, 649). Además se ha demostrado, por vez primera, que los modelos de atmósfera 1D estándares de estrellas gigantes muy pobres en metales son incapaces de resolver los conflictos entre abundancias obtenidas a partir de diferentes líneas espectrales de oxígeno y magnesio (Israelian et al. 2004, A&A, 419, 1095). Se proyecta continuar estudios consistentes de abundancias en una selección de estrellas pobres en metales, con el objetivo de comprender por qué y cuándo los modelos 1D fallan como herramientas de síntesis espectral.

Hitos 

Hemos explorado la posibilidad de que las estrellas de diferentes poblaciones galácticas que tienen diferentes proporciones de abundancia intrínseca puedan producir planetas con una composición diferente. Compilamos abundancias para Fe, O, C, Mg y Si en una gran muestra de estrellas del vecinidad solar que pertenecen a diferentes poblaciones galácticas. Luego usamos un modelo estequiométrico simple para predecir la fracción de masa esperada de hierro a silicio y la fracción de masa de agua de los bloques de construcción del planetas, así como el porcentaje de masa sumada de todos los elementos pesados en el disco.

Hemos presentado un estudio detallado de las relaciones Mg / Si y C / O y su importancia para determinar la mineralogía de las planetas. Utilizando 499 estrellas tipo solar de la muestra HARPS, determinamos las proporciones de abundancia elemental de C / O y Mg / Si para estudiar la naturaleza de los posibles planetas formados. Separamos la población planetaria en planetas de baja masa (<30 Masas terrestres) y planetas de gran masa (> 30 Mases terrestres) para probar la posible relación con la masa. Encontramos una diversidad de razones mineralógicas que revelan los diferentes tipos de sistemas planetarios que se pueden formar, la mayoría de ellos diferentes a nuestro sistema solar. Los diferentes valores de las relaciones Mg / Si y C / O pueden determinar la composición diferente de los planetas formados.

Para comprender la formación y evolución de las diferentes poblaciones estelares dentro de nuestra Galaxia, es esencial combinar información cinética y química detallada para muestras grandes de estrellas. El objetivo de este trabajo es explorar las abundancias químicas de elementos de captura de neutrones que son producto de diferentes procesos de nucleosíntesis que tienen lugar en diversos objetos de la galaxia, como estrellas masivas, estrellas asintóticas gigantes (AGB) y explosiones de supernovas (SNe). . Derivamos abundancias químicas de Cu, Zn, Sr, Y, Zr, Ba, Ce, Nd y Eu para una gran muestra de más de 1000 estrellas enanas FGK con alta resolución (115 000) y espectros de alta calidad del Programa HARPS-GTO. Las abundancias se obtienen mediante un análisis de equilibrio termodinámico local estándar (LTE) utilizando anchos equivalentes medidos (EW) inyectados al código MOOG y una grilla de atmósferas Kurucz ATLAS9.

Hemos presentado un análisis espectroscópico detallado de 1110 estrellas de tipo solar, 143 de las cuales se sabe que tienen compañeros planetarios. Hemos determinado la abundancia de carbono de estas estrellas e investigamos una posible conexión entre C y la presencia de compañeros planetarios. Usamos el espectrógrafo HARPS para obtener espectros ópticos de alta resolución de nuestros objetivos. La síntesis espectral de la banda CH a 4300 Å se realizó con los códigos de síntesis espectral MOOG y FITTING.

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