Estudio de líneas de helio en estrellas peculiares tempranas
Authors:   , Vallverdú Rodolfo 
Published: August 2019

Las estrellas de tipo espectral A y B químicamente peculiares son rotadores lentos y presentan intensificaciones o deficiencias de algunas especies químicas en sus atmósferas, en comparación con las características que presentan las estrellas enanas A y B normales de la misma temperatura efectiva (Jaschek y Jaschek, 1987). Se piensa que las anomalías químicas están causadas por fenómenos que han tenido lugar después de la formación de la estrella, tales como la difusión y los campos magnéticos (Michaud, 1970). Actualmente se conoce una importante fracción de estrellas masivas, aproximadamente un 10%, que presentan intensos campos magnéticos de gran escala (Grunhut et al., 2012; Wade y MiMeS Collaboration, 2015). Además, es sabido que el campo magnético influye significativamente en los procesos físicos que operan en el interior (rotación interna, procesos de mezcla, difusión, etc.) y entorno de las estrellas (confinamiento magnético, pérdida de masa, anomalías químicas en la superficie), con consecuencias en la estructura y evolución estelar. Sin embargo, estos temas han sido muy poco estudiados entre las estrellas de la secuencia principal. Un grupo de estrellas de particular interés para estudiar la influencia de los campos magnéticos lo constituyen las estrellas peculiares en helio (He). Estas estrellas conocidas como He-weak (deficientes en He) y He-strong (enriquecidas en He) suelen presentar variaciones fotométricas y espectroscópicas que correlacionan con la rotación de la estrella. Muchas de ellas presentan intensos campos magnéticos (del orden de algunos kG) cuya componente longitudinal varía periódicamente. Esta variación es comúnmente interpretada en términos del Modelo de Rotador Oblicuo donde la geometría del campo magnético (supuesta dipolar) no es simétrica respecto al eje de rotación de la estrella. De esta forma, un observador externo ve una configuración magnética que cambia a medida que la estrella rota (Bohlender, 1994). La mayoría de los modelos actuales que describen la estructura interior, la atmósfera y la evolución de las estrellas desprecian los efectos magnéticos. Muy pocos trabajos han explorado los efectos de la presión magnética en la estructura de la fotosfera de las estrellas peculiares, y todos ellos se han enfocado principalmente al estudio de las estrellas A peculiares (Carpenter, 1985; LeBlanc et al., 1994; Valyavin et al., 2004; Shulyak et al., 2007). El modelado de las distribuciones anómalas de elementos químicos (manchas) se realiza actualmente proponiendo perfiles de abundancias químicas empíricos (Krti cka et al., 2013). El objetivo de este trabajo es estudiar la influencia de un campo magnético sobre la estructura de la atmósfera y su impacto sobre los perfiles de las líneas de He en estrellas peculiares en He. Para ello se modeló la fotosfera, en la aproximación de equilibrio hidrostático, de estrellas B0 a B9 (prototipos de estrellas que presentan anomalías en He) donde se incluyó un término que contiene la fuerza de Lorentz. A tal fin se adaptó el código de atmósferas estelares realizado por Rohrmann (2001); Rohrmann et al. (2002) que resuelve una atmósfera en equilibrio termodinámico local, usando la aproximación de capas plano-paralelas en ausencia de un campo magnético. La incorporación del término de la fuerza de Lorentz se realizó siguiendo el procedimiento de Valyavin et al. (2004) A lo largo del trabajo se analizó el efecto de la componente radial de la fuerza de Lorentz sobre la marcha de la gravedad superficial con la profundidad óptica y la latitud magnética. En todos los casos se consideró un campo dipolar con intensidades entre 0 G y 50000 G (unos 18 modelos) y la fuerza de Lorentz dirigida hacia afuera o hacia adentro de la estrella. Se discutió, además, la formación de líneas de He en presencia de campos magnéticos. A tal fin se resolvió rigurosamente la ecuación de transporte radiativo, simultáneamente con la ecuación de equilibrio hidrostático. Se encontró que los efectos de la presión magnética son más importantes cuando la fuerza de Lorentz está dirigida hacia afuera. Los cambios de densidad y presión que resultan justifican una variación local en los perfiles de las líneas de He de hasta un 7%, considerando una inversión del sentido de la fuerza de Lorentz. Luego, sobre la base del modelo de rotador oblicuo se discutió el efecto de un campo magnético medio a nivel global, calculando la contribución integrada al espectro de línea sobre el hemisferio visible de la estrella. Se encuentra que los efectos magnéticos se diluyen en este caso. Por último se analizó el efecto del campo magnético sobre la difusión. Se resolvieron las ecuaciones de difusión atómica en ausencia y presencia de un campo magnético en una atmósfera estelar, y se determinó el perfil químico resultante con la latitud magnética. En este último caso se discutieron los efectos locales. Encontramos que la difusión en presencia de un campo magnético contribuye a explicar variaciones locales en las líneas de He, de hasta un 10% en la intensidad y un 25% en el ancho equivalente con respecto a un modelo sin campo magnético. Además, fue posible identificar regiones con diferencias en la abundancia del He. Cabe destacar que en esta etapa hemos despreciado los efectos de la difusión radiativa. Finalmente, comparamos cualitativamente los resultados teóricos con algunas observaciones de estrellas peculiares en He. Consideramos que la relevancia de este trabajo reside en que es la primera vez que se realiza un análisis completo, riguroso y consistente del efecto de un campo magnético en la estructura de las fotosferas de las estrellas B de secuencia principal, que incluyen además los mecanismos de difusión atómica. Destacamos la importancia de este trabajo en el modelado de la estructura de una atmósfera y consideramos que es un importante avance para el tratamiento a futuro de un modelo más completo donde se tenga en cuenta el efecto selectivo de la fuerza de radiación, y el cambio en la abundancia química de la estrella como consecuencia de la evolución estelar.