[en] In this MSc Thesis, different processes that take place inside massive OB-type stars will be studied to try to explain the reason why some of these stars have a nitrogen abundance in the surface higher than expected. The work is divided into four parts, the first being an introduction to the field of massive stars and the background that has made it interesting to carry out this study today. Massive OB-type stars have been subject of research for decades since, due to their short life, they are a great source of information about the environment in which they are found. It was observed that some of these stars had a high abundance of nitrogen on the surface. An internal transport of matter from the stellar core to the surface was taking place, and materials obtained by burning H to He in the core by the so-called CNO cycle were being observed on the surface. High-mass stars have convective cores and radiative envelopes, so core material is not expected to reach the surface. The first theories seemed to indicate that this was happening due to mixing processes due to the high rotational velocities that these stars reach (Meynet & Maeder, 2000; Heger & Langer, 2000), but the appearance of new observations thanks to the VLT/FLAMES Survey of Massive Stars (P.I.S. Smartt) seemed to contradict what was assumed until then. The new observations found massive OB-type stars whose nitrogen abundance was high at the surface, but their projected rotational velocity, v sin i, was too low (Hunter et al., 2008). Different studies were made to try to understand what was happening in this type of star with a low rotational velocity. Some mechanisms that could take place inside the star and that could produce this would be the presence of magnetic fields (Morel et al., 2008; Przybilla & Nieva, 2011), the oscillations that take place inside the star (Aerts et al., 2014). In addition, another thing to take into account is the binarity of the star studied (Brott et al., 2012). In this work, different mechanisms will be studied to try to delve deeper into the subject. In the methodology section, the different steps followed to analyze the data and the appropriate estimates are explained. Originally there was a sample of 847 stars, which was reduced to 103 stars that met a series of criteria for which these stars are closer to the ZAMS and, in addition, have projected rotational velocities, v sin i, below 60 km s−1 . The data used here have been provided by the IACOB group of the IAC and the TESS satellite, mainly driven by the search of new exoplanets, but also providing very interesting information about variability of hundred thousands of stars which can be used to perform astrosesismic studies. The results obtained after carrying out all the necessary analysis and calculations appear in the results and discussion section. The values obtained for the projected rotational velocities (v sin i), the effective temperature (Teff), the srface gravity (log g) and the nitrogen abundance (log(N/H)+12) are shown for each of the studied stars and we try to give some explanation based on other values also calculated. Using the TESS light curves we can get an idea of the variability of the star. It is also possible to obtain periodograms from these light curves. Periodograms help us interpret the oscillations that take place inside stars. Four different types of oscillations are taken into account: g-mode oscillations, produced in the stellar core as a consequence of gravity; the p-mode oscillations that take place in the envelope of the star and could be the cause of the mixing of matter between the different stellar layers; hybrid-mode oscillations that feature both p-mode and g-mode oscillations; and the SLF (Stochastic Low Frequency), stars whose periodograms show a great amount of peaks at frequencies close to zero, and that have been postulated to be generated by the so-called internal gravity waves (Aerts & Rogers, 2015). There is a last section for the conclusions. In general, no clear correlations have been found during the study. One of the mechanisms that could be affecting to the stars are the p-mode oscillations, although it is believed that the g-mode oscillations are the ones that could be transferring matter and energy from the core to the outer layers, while the p- modes would only be mixing matter at the boundaries between layers.

[es] En este trabajo de Fin de Máster se estudiarán distintos procesos que tienen lugar en el interior de estrellas masivas de tipo OB para tratar de explicar el motivo por el cual algunas de estas estrellas tienen una abundancia de nitrógeno en la superficie estelar mayor de lo esperado. El trabajo está dividido en cuatro partes, siendo la primera una introducción al campo de las estrellas masivas y los antecedentes que han llevado a que sea interesante realizar este estudio a día de hoy. Las estrellas masivas de tipo OB han sido objeto de investigación durante décadas ya que, debido a su corta vida, son una gran fuente de información del medio en el que se encuentran. Ya a finales del siglo pasado se observó que algunas de estas estrellas tenían una abundancia de nitrógeno en la superficie mayor a la que se esperaría. Estaba teniendo lugar una transferencia de materia desde el núcleo estelar hasta la superficie, y los materiales obtenidos mediante la quema de H en He en el núcleo mediante el denominado ciclo CNO estaban siendo observados en la superficie. Las estrellas de alta masa tienen núcleos convectivos y envolturas radiativas, por lo que no se espera que el material del núcleo alcance la superficie. Las primeras teorías parecían indicar que esto estaba pasando debido a procesos de mezcla por la generación de corrientes meridionales debidas a la alta rotación que llegan a alcanzar estas estrellas (Meynet & Maeder, 2000; Heger & Langer, 2000), pero la aparición de nuevos datos gracias a las observaciones llevadas a cabo por el proyecto VLT/FLAMES Survey of Massive Stars (P.I. S. Smartt) parecía contradecir lo supuesto hasta entonces. Las nuevas observaciones encontraron estrellas masivas de tipo OB cuya abundancia de nitrógeno era alta en la superficie, pero la velocidad de rotación proyectada, v sin i, medida era muy baja como para que está fuera la explicación del enriquecimiento de nitrógeno (Hunter et al., 2008). Se llevaron a cabo distintos estudios para tratar de entender que estaba pasando en este tipo de estrellas con baja velocidad de rotación. Algunos mecanismos que podrían tener lugar en el interior de la estrella y que podrían producir esto serían la presencia de campos magnéticos (Morel et al., 2008; Przybilla & Nieva, 2011) o con las oscilaciones que tienen lugar en el interior de la estrella (Aerts et al., 2014). Además, otra cosa a tener en cuenta es que se ha encontrado que un alto porcentaje de estrellas masivas evolucionan como parte de sistemas binarios (Sana et al., 2012) y, por tanto la estrella estudiada puede haberse visto afectada por la transferencia de masa entre estrellas (Brott et al., 2012). En este trabajo se estudiarán distintos mecanismos para tratar de ahondar más en el tema. En el apartado de metodología se explican los distintos pasos seguidos para el análisis de los datos y las estimaciones oportunas. Originalmente se contaba con una muestra de 847 estrellas, la cual fue reducida hasta 103 estrellas que cumplían una serie de criterios por los cuales estas estrellas se encuentran más cerca de la ZAMS y, además, tienen velocidades de rotación proyectadas, v sin i, por debajo de los 60 km s−1 . Los datos aquí usados han sido proporcionados por el grupo IACOB del IAC, cuyos espectros estelares han sido tomados por los telescopios NOT y MERCATOR en el Roque de los muchachos. También se han usado datos fotométricos proporcionados por el satélite TESS, dedicado a la buscada de exoplanetas, pero cuyas curvas de luz aportan también datos muy importantes en el ámbito de las estrellas masivas, ya que permiten obtener información asteroseismológica de las mismas. En el apartado de resultados y discusión aparecen los resultados obtenidos tras llevar a cabo todos los análisis y cálculos necesarios. Se muestran los valores obtenidos para las velocidades de rotación proyectadas (v sin i), la temperatura efectiva (Teff), la gravedad superficial (log g) y la abundancia de nitrógeno (log(N/H)+12) para cada una de las estrellas estudiadas. Usando las curvas de luz de TESS se puede medir la desviación típica del flujo (o magnitud) recibida durante 28 días de manera continuada, lo cual nos da una idea de la variabilidad de la estrella. También es posible la obtención de periodogramas a partir de dichas curvas de luz. Los periodogramas nos ayudan a interpretar las oscilaciones que tienen lugar en el interior de la estrellas, y con los valores aquí obtenidos se ha intentado buscar una correlación entre los distintos tipos de oscilaciones y la abundancia de nitrógeno. Cuatro tipos distintos de oscilaciones se tienen en cuenta: las oscilaciones de modos g, producidas en el núcleo como consecuencia de la gravedad; las oscilaciones de modo p que tienen lugar en la envoltura de la estrella y podrían ser la causa de la mezcla de materia entre las distintas capas estelares; las oscilaciones de modo híbrido que cuentan con oscilaciones tanto de modo p como de modo g; y las SLF (Stochastic Low Frequency), estrellas cuyos periodogramas muestran una gran abundancia de picos en frecuencias cercanas a cero y que se ha postulado que están generadas por las llamadas "internal gravity waves" (Aerts & Rogers, 2015). Hay un último apartado para las conclusiones. En general, no se han encontrado correlaciones claras durante el estudio. Uno de los mecanismos que podría estar afectando a las estrellas estudiadas son las oscilaciones de modo p, aunque hasta ahora se cree que son las oscilaciones de modo g las que podrían estar transfiriendo materia y energía del núcleo hacia las capas más externas, mientras que las de modo p solo estarían mezclando materia en los límites entre capas. Es decir, se ha observado, en algunos casos, lo contrario a lo que esperaríamos. De todas formas, las estrellas enriquecidas observadas que cuentan con oscilaciones de modo p, cuentan además con otros mecanismos que podrían estar provocando este aumento en nitrógeno en superficie. Sin embargo, las estrellas enriquecidas con oscilaciones en modo g no cuentan con otros mecanismos a parte para explicar el enriquecimiento. La muestra inicial de estrellas se vio ampliamente reducida debido a la falta de observaciones para muchas de las estrellas. En un futuro nos podríamos beneficiar de nuevas observaciones espectroscópicas que nos permitan tener más información sobre los espectros de estrellas masivas. Cuanto más información de más estrellas, mayor será la estadística y mejores y más claros resultados se podrán obtener. Además, las curvas de luz usadas de TESS son aquelladas procesadas directamente por las pipelines estandar de la misión TESS, y muchas de las estrellas no han podido ser estudiadas ya que aunque contaban con datos de TESS, estos aún no habían sido extraídos de las Full Frame Images (FFI) y no han podido ser usados. Con el desarrollo de nuevas herramientas de análisis en el futuro se podrá trabajar con la totalidad de los datos ofrecidos por TESS, siendo estos tratados por nosotros mismo.