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

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

G ISRAELIAN

J. Casares Velázquez, R. J. García López, R. Rebolo López, J. González Hernández, L. Suárez Andrés

Colaboradores del IAC: A. Herrero Davó, J. Trujillo Bueno

M. Mayor, S. Udry, F. Pepe, G. Meynet, A. Maeder (Obs. Ginebra, Suiza); N. Santos, S. Sousa (Centro de Astrofisica da Universidade do Porto, Portugal); P. Bonifacio (Obs. Meudon, Francia); P. Molaro (Obs. Trieste, Italia); N. Shchukina (Obs. Kiev, Ucraina); C. Melo (ESO, Chile), S. Randich (Arcetri, Italia); F. Musaev (SAO, Rusia); A. Livshits (Univ. Moscú, Rusia); B. May, M. Rowan Robbinson (IC, RU), S. Dermott (Univ Florida, EEUU); J. Jenkins (SETI / NASA Ames, EEUU), M. Showalter (SETI, EEUU)

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

Se ha utilizado una amplia muestra de las estrellas enanas de tipo FGK para los que se han obtenido abundancias precisas de C utilizando espectros de alta resolución de HARPS para una muestra de 1110 estrellas FGK. Se analizó la posible relación entre la presencia o no de planetas en dichas estrellas. No se han encontrado diferencias entre las muestras, sugiriendo que las estrellas con planetas no tienen una huella diferente en lo que al C se refiere. No hay una dependencia entre la abundancia de [C/Fe] con respecto a la metalicidad de la estrellas. Para bajas temperaturas se observa un comportamiento anómalo del [C/Fe]. Debido a la cantidad de blends a dichas temperaturas, se deben tomar con precaución las medidas a Teff < 5200K.

Se han estudiado las posibles correlaciones entre la existencia de compañeros planetarios y la abundancia de los elementos relativos de sus estrellas. Conjunto con abundancias de O previamente obtenidas, se ha analizado el ratio C /O y [C/ O], y las posibles correlaciones entre estrellas con planetas y la abundancia de sus estrellas. Un primer análisis de los datos sugiere que las estrellas con planeta de alta masa muestran proporciones superiores de [C /O]. Sin embargo, encontramos que la relación [C /O], al igual que la relación [Mg/Si] depende en gran medida de la metalicidad través evolución química de la galaxia. Después de la eliminación de la evolución galáctica sólo la diferencia en la relación elemental [C / O] entre los hosts con planetas de alta masa y las estrellas sin planetas estaba presente de manera significativa. Estos resultados sugieren que los planetas de alta masa son más frecuentes alrededor de estrellas con alto [C / O]. Respecto al ratio C / O, no se encuentran diferencias entre las muestras estudiadas. Asimismo, se estudió el ratio Mg/Si, ampliando estudios previos del [Mg/Si]. No encontramos, al igual que con el ratio C/ O, diferencias entre las muestras. 

Combinando los resultados de los ratios, se realizó un estudio de formación planetaria, en base a la posible formación de compuestos. Se ha encontrado que, de una muestra de 502 estrellas, todas tienen ℅ < 0.8, por lo que la presencia de grafitos, TiC y SiC será importante. Además, el ratio Mg/Si determinará la forma en que encontraremos estos compuestos. En ambas muestras planetarias, tanto los planetas de alta como los de baja masa, los compuestos de repartirán casi equitativamente entre un ratio inferior a 1 (donde se formarán ortopiroxenos y feldespatos) y un ratio entre 1 y 2 (donde se creará tanto olivina como piroxenos).

Se han buscando gigantes ricas en Li en una muestra de clústers donde se han buscado planetas, así podemos estudiar el escenario de engullimiento del planeta para explicar la reposición de Li usando una muestra de comparación adecuada de estrellas sin planetas gigantes detectados. Se ha derivado las abundancias de Li para una muestra de 67 estrellas gigantes rojas en 12 diferentes clústers abiertos utilizando técnicas de síntesis espectral estándar y espectros de alta resolución (de HARPS y UVES). Encontramos tres estrellas en diferentes grupos con abundancias claramente mejoradas de Li en comparación con otras estrellas dentro del grupo. Curiosamente, las únicas dos estrellas con un compañero sub-estelar detectado en nuestra muestra pertenecen a ese grupo. Una de las estrellas con planetas, NGC 2423 No. 3, podría estar cerca de la protuberancia de luminosidad en el diagrama de HR, una fase en la que la producción de Li por el proceso de Cameron-Fowler es soportada por extra-mezcla para llevar Li fresco a la superficie.

Utilizamos espectros de muy alta calidad de las dos estrellas obtenidas del archivo HARPS para obtener parámetros estelares muy precisos y abundancias químicas. Se derivaron los parámetros estelares con el método clásico (no diferencial), mientras que se aplicó un análisis diferencial línea por línea para lograr la mayor precisión posible en las abundancias, que son fundamentales para explorar las diferencias muy pequeñas en las abundancias entre las estrellas. Confirmamos que la diferencia de abundancia entre ζ2 Ret y ζ1 Ret muestra una correlación significativa (~ 2σ) con Tc. Sin embargo, también encontramos que las tendencias de Tc dependen del espectro individual utilizado (aunque siempre de muy alta calidad). En particular, encontramos diferencias significativas pero variables en las abundancias de la misma estrella de diferentes espectros individuales de alta calidad.

Nuestros resultados para el sistema ζ Reticuli muestran, por ejemplo, que los factores no físicos, como la calidad de los espectros empleados y los errores que no se tienen en cuenta, pueden estar en la raíz de las tendencias de Tc para el caso de los espectros individuales.

El objetivo principal de este trabajo es explorar la posible dependencia de la tendencia de la Tc en las distancias galactocéntricas estelares, Rmean.

Utilizamos espectros de alta calidad de alrededor de 40 estrellas observados con los espectrógrafos HARPS y UVES para obtener parámetros estelares precisos, abundancias químicas y edades estelares. Se aplicó un análisis diferencial línea por línea para lograr la máxima precisión posible en las abundancias químicas.

Confirmamos los resultados anteriores de que las proporciones de abundancia [X / Fe] dependen de la edad estelar y que para una edad determinada, algunos elementos también muestran una dependencia de Rmean. Cuando se utiliza toda la muestra de estrellas, observamos un débil indicio de que la tendencia de Tc depende de Rmean. La dependencia observada es muy compleja y desaparece cuando sólo se consideran estrellas con edades similares. Para concluir sobre la posible dependencia de la tendencia de Tc en el lugar de formación de las estrellas, se necesita una muestra más grande de estrellas con parámetros atmosféricos muy similares y edades estelares observadas a diferentes distancias galactocéntricas.

El objetivo de este trabajo es obtener una nueva calibración espectroscópica para una rápida estimación de Teff y [Fe / H] para una amplia gama de tipos espectrales estelares.
Utilizamos espectros de una muestra conjunta de 708 estrellas, compilada a partir de 451 enanas FGK y 257 estrellas GK gigantes. Utilizamos parámetros espectrales espectroscópicos para determinar las calibraciones de temperatura utilizando un conjunto de relaciones de línea EW seleccionadas y calibraciones [Fe / H] usando un conjunto de líneas Fe I seleccionadas.
Se ha derivado 322 EW y 100 Fe I líneas que se pueden utilizar para calcular Teff y [Fe / H], respectivamente. Mostramos que estas calibraciones son efectivas para las enanas FGK y las estrellas GK-gigantes en los siguientes rangos: 4500 K <Teff <6500 K, 2,5 <log g <4,9 dex y -0,8 <[Fe / H] <0,5 dex. La nueva calibración tiene una desviación estándar de 74 K para Teff y 0,07 dex para [Fe / H]. Utilizamos cuatro muestras independientes de estrellas para probar y verificar la nueva calibración, una muestra de 56 estrellas gigantes, una muestra compuesta por las estrellas de referencia Gaia FGK, una muestra de 36 estrellas GK-gigantes de la DR1 de la encuesta Gaia-ESO y Una muestra de 582 estrellas enanas FGK. También proporcionamos un nuevo código, GeTCal, para producir automáticamente nuevos archivos de calibración basados en cualquier nueva muestra de estrellas.

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