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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.I. 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. han encontrado 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

Presentamos las nuevas determinaciones de abundancias de litio de 326 estrellas de secuencia principal con y sin planetas en el rango de 5.600 hasta 5.900 K. Una parte de las 277 estrellas provienen de la muestra HARPS, mientras que los objetos restantes se observaron con una variedad de espectrógrafos de alta resolución. Confirmamos diferencias significativas en la distribución de Li en gemelos solares (Teff = T⊙± 80 K, log g = log g⊙ ± 0,2 y [Fe / H] = [Fe / H] ⊙± 0,2): la muestra completa de planet hosts (22) muestra valores de Li inferiores a los de estrellas "individuales" sin planetas detectados (60). Por lo tanto se demuestra que ni la edad, masa, ni metalicidad de un planet host es la única causa de agotamiento Li observado en análogos solares.

Llegamos a la conclusión de que otra variable debe de ser tenida en cuenta y se sugiere que esto podría ser la presencia de planetas que causa mezcla adicional por rotación inducida en las capas externas de estrellas con planetas. 

Usando las abundancias de litio previamente publicados, eliminamos el efecto de confusión de los diferentes parámetros estelares fundamentales mediante la aplicación de una regresión multivariable en nuestro conjunto de datos. Nuestro análisis muestra que bajo el supuesto antes mencionado de la linealidad, un desplazamiento en la abundancia de litio entre hosts planeta y los no anfitriones se recupera. Este desplazamiento es negativo, mostrando una disminución mayor de los planet hosts, siendo un resultado estadísticamente significativo.

Presentamos un refinamiento de la técnica de síntesis espectral diseñado para tratar de estrellas con gran velocidad de rotación. Nuestros resultados están en la misma escala que los parámetros derivados del método de ionización de hierro y de excitación presentado en nuestros trabajos anteriores. Presentamos nuevos parámetros atmosféricos para 10 transiting planet hosts así como una actualización del catálogo SWEET-Cat. También reanalizamos sus curvas de luz de tránsito para derivar nuevas propiedades planetarias actualizados.

Analizamos los espectros de una muestra de estrellas con compañeros BD confirmadas tanto para la velocidad radial como por astrometría. Comparamos estas abundancias con las de las estrellas sin planetas detectados y con poca masa y los planetas gigantes de masas. Encontramos que las estrellas con BD no tienen metalicidades y abundancias químicas similares a las de los planet hosts de planetas gigantes, sino que se asemejan a la composición de las estrellas con planetas de baja masa. La distribución de abundancias medias de elementos α y elementos del pico del Fe de estrellas con BD exhiben un pico a aproximadamente abundancia solar, mientras que para las estrellas con planetas de poca y gran masa los picos de [Xα / H] y [/ H xfe] siguen en ~ -0,1 dex y ~ + 0,15 dex, respectivamente.

Exploramos una muestra de 148 estrellas similares al Sol para buscar una posible correlación entre las pendientes de las tendencias de la abundancia frente a la temperatura de condensación (conocidos como la pendiente Tc) con parámetros estelares y parámetros orbitales galácticos con el fin de comprender la naturaleza de las peculiares firmas químicas de estas estrellas y la posible relación con la formación de planetas. Encontramos que la pendiente Tc está correlacionada significativamente (en más de 4σ) con la edad estelar y la gravedad de la superficie estelar. También encontramos cierta evidencia de que la pendiente Tc se correlaciona con la distancia media galactocéntrico de las estrellas (Rmean), lo que sugiere que esas estrellas que se originaron en el interior de la galaxia tienen menos elementos refractarios relativos a las sustancias volátiles. Llegamos a la conclusión de que la edad y, probablemente, el lugar de nacimiento galáctico son determinantes para establecer las propiedades químicas de la estrella.

 

 

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