Estudio espectrofotométrico para determinar la etapa evolutiva de una muestra de estrellas de la presecuencia principal

Realizamos un estudio espectro-fotometrico de una muestra de estrellas jovenes de baja masa (entre 0.5 hasta 3 masas Solares), con tipos espectrales G-K y algunas M, en asociaciones cercanas al Sol (20-200pc). Medimos el exceso presente en el ultravioleta (365nm) y el ancho equivalente de la linea Hα y vemos que para estrellas de tipo espectral temprano M y tardias K, este aumenta notablemente. Con el objetivo de explicar este exceso se presentan dos posibles escenarios 1) Actividad cromosferica, debido a que antes de la secuencia principal, en el centro de las estrellas comienza a desarrollarse una delgada capa en la interfase entre el nucleo radiativo rotante y la zona convectiva, la cual facilita la produccion continua de campo magnetico y por lo tanto incre-menta el nivel de actividad magnetica en la cromomosfera, responsable del exceso observado y 2) a los proce-sos de acrecion presente en las estrellas TTauri que presentan un disco de gas y polvo que es acretado hacia ellas por medio de las lineas de campo magnetico. Debido a la ambiguedad presente en los indicadores de estos dos efectos ya que estos afectan las mismas lineas de emision, es dificil distinguir cual de estos procesos esta dominando y determinar la etapa evolutiva en la que se encuentran estas estrellas. Nosotros encontramos que los excesos en la magnitud U (MgU) dependen del tipo espectral siendo mayores para las estrellas tempranas M y establecimos que los mayores excesos se encuentran en las estrellas con indice de color B-V > 0.8. Este resul-tado se muestra acorde con indice B-V para el cual ocurre la transicion de absorcion a emision en la linea Hα. Proponemos que las estrellas de nuestra muestra que presentan un exceso mayor de 0.22 MgU, son estrellas que estan en la fase TTauri ( 10 millones de anos) asi distinguimos la etapa evolutiva de la muestra. Abstract We conducted a spectro-photometric study of a sample of young low-mass (G-K and some M) star associa-tions, with each star having between 0.5 to 3 solar masses, near the vicinity of the Sun (20-200 pc). We measu-re this excess in the UV (365nm) and the equivalent width (EW) of the Hα line, and see that for stars of spec-tral type M early and late K, this EW increases markedly. The presence of the H alpha line is explained via two possible scenarios: 1) it is generated in the stellar chromosphere due to increased magnetic activity at the thin layer at the interface between the rotating radiative core and the convective zone, and 2) gas accretion processes present in the TTauri star by means of magnetic field lines. Due to this ambiguity, it is difficult to distinguish which of these processes is dominating and determining the evolutionary stage of young stars. We found that U excesses depend on the spectral type, with M having the highest excesses. We also found that the highest excesses are found in stars with color indices B-V > 0.8. This agrees with the value of B-V for which the transition between absorption and emission in the H alpha line. We propose that the stars of our sample having a larger excess of 0.22 magnitudes in U, are stars that are in phase TTauri ( 10 million years), thus clas-sifying the evolutionary stage of the sampled associations.