Espectroscopia IR de estrellas B con líneas en emisión
Authors:   , Granada Anahí 
Published: August 2019

El estudio de las estrellas B constituye un área de investigación de gran interés actual debido a la necesidad de obtener una buena determinación de las tasas de pérdida de masa, y así conocer sus efectos en la evolución estelar. Uno de los métodos más utilizados en la determinación de tasas de pérdida de masa, es el ajuste de los perfiles de línea observados con perfiles sintéticos. Dado que los perfiles de línea teóricos resultan de resolver la ecuación de transporte para medios en movimiento, la determinación de la tasa de pérdida de masa de un objeto recae en el conocimiento de la distribución de velocidad del viento y, en particular, de su gradiente de velocidad en las regiones próximas a la superficie estelar. La existencia de diferencias en los valores de las tasas de pérdida de masa obtenidas a partir de observaciones de supergigantes O y B en distintos rangos de longitudes de onda (UV, ópticas y radio) y el reciente descubrimiento de vientos débiles (β > 1) en algunas supergigantes a partir de observaciones ópticas, nos llevan a preguntarnos cómo son las propiedades de los vientos en el IR, y si éstas se asemejan a las observadas en el rango optico. Uno de los objetivos de esta tesis es estudiar las propiedades de los vientos de las estrellas B con líneas en emisión para distintas luminosidades y analizar cómo se revelan estas propiedades en la región del IR cercano. En particular, estamos interesados en las estrellas que presentan el fenómeno Be, las cuales dieron origen al grupo de investigación Modelos de Estrellas Peculiares (MEP) de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de la Universidad Nacional de La Plata. Proponemos utilizar las características de las líneas IR como diagnóstico de las condiciones físicas en las envolturas gaseosas que rodean a estos objetos, así como también estudiar la contribución de un viento estelar a la emisión en las líneas. Las líneas de las bandas K (2.2 μm) y L (3.5 μm) no sólo proveen información sobre la pérdida de masa, sino que también permiten estudiar las condiciones físicas de la región circunestelar próxima a la estrella, tales como la opacidad del medio, la morfología y su dinámica, las cuales son difíciles de obtener a partir de observaciones en otros rangos espectrales. Esta tesis está estructurada en dos partes: La primera parte del trabajo está dedicada a investigar las propiedades físicas de los vientos en estrellas de tipo espectral B tempranas de todas las clases de luminosidad, y cómo la emisión en las líneas del espectro IR del hidrógeno depende de esas propiedades. El estudio de los vientos estelares se realiza empleando un modelo semiempírico, analizando la respuesta de los perfiles de línea a las leyes de velocidad y a las distribuciones de temperatura propuestas para el viento. El cálculo de los perfiles de línea se realiza empleando el código ETLA desarrollado por Mihalas & Kunasz (1978), el cual hemos modificado para incluir los niveles más altos del átomo de hidrógeno. Construímos grillas de perfiles sintéticos variando los parámetros que definen la estructura del viento. Contemplamos además en algunos de nuestros modelos la existencia de una región sobrecalentada en el viento, próxima a la estrella. La evidencia de este tipo de regiones sobrecalentadas, se infiere a partir del fenómeno de superionización observado en la región ultravioleta del espectro de estrellas Be (Snow 1979) o del incremento del estado de ionización a través del viento en estrellas supergigantes B (Prinja et al. 2005). Esto nos permite evaluar si esta estructura de origen no térmico podría ser detectada también a partir de observaciones en el IR. Encontramos que para explicar la emisión en las líneas de Humphreys en vientos débiles se requiere la presencia de una región sobrecalentada. En todos los casos la emisión de las líneas de la serie de Humphreys proviene de la región más próxima a la estrella, interior a los 2 radios estelares. El gradiente de velocidad y la tasa de pérdida de masa de cada modelo, define claramente la ubicación del modelo en la diagonal de un diagrama construido a partir del cálculo de los cocientes de flujos de las líneas Brα, Pfγ y H 6−14 en emisión. Este diagrama resulta de utilidad para caracterizar las propiedades de los vientos a partir de observaciones IR. La segunda parte de la tesis está dedicada a la descripción y el análisis de las líneas de hidrógeno del cercano IR de un conjunto de 21 estrellas Be observadas con el espectrógrafo NIRI de Gemini o el espectrógrafo ISAAC de VLT. Para la mayoría de los objetos estudiados, estas observaciones son los primeros datos reportados en las bandas K y L. Una inspección visual de los espectros revela una clara diferencia entre las características de las intensidades de las líneas. Esto nos ha permitido clasificar a los objetos en tres categorías: Grupos I, II y III, los cuales dan información sobre las profundidades opticas de las regiones de formación de las líneas. A partir de las mediciones de los anchos equivalentes y flujos en las líneas calculamos densidades de columnas de átomos, regiones de formación y opacidad de las líneas de Humphreys. Además, construimos un Diagrama de Lenorzer y analizamos en particular la variabilidad de tres estrellas Be (EW Lac, 28 Cyg y V395 Vul) que presentan observaciones IR en épocas diferentes. La variabilidad observada en las líneas de 28 Cyg y V395 Vul revela una disminución en la opacidad de las envolturas que rodean estos objetos (de ser ópticamente gruesas pasan a ser ópticamente más delgadas). En el caso de V395 Vul, la estrella pasó del Grupo I al Grupo II. A diferencia de estos dos objetos, las variaciones de EW Lac no ocurren a lo largo de la diagonal del Diagrama de Lenorzer: los valores de los flujos en las líneas Hu 14 y Pfγ cambiaron relativamente poco de una fecha de observación a otra, pero el flujo de la línea Brα se ha intensificado notablemente. Con la información obtenida a partir de nuestras observaciones IR y las características de la línea Hα en la misma época, inferimos la posible evolución de los discos circunestelares. Concluimos que 88 Her, BK Cam, OZ Nor y V4024 Sgr, que pertenecen al Grupo I (las líneas Brα, Pfγ y H 6−14 tienen igual intensidad), y EW Lac y V923 Aql, que pertenecen al Grupo II (las líneas Brα y Pfγ son más intensas que las líneas de Humphreys), muestran una intensificación en la emisión de Hα, que evidencia un crecimiento del disco circunestelar. Estos objetos podrían haber tenido episodios de eyección de materia, recientemente. En cambio, los objetos del Grupo II que presentan un debilitamiento de la línea Hα durante la época de nuestras observaciones, muestran características compatibles con un disco/viento ópticamente delgado. En relación a la dinámica de las envolturas circunestelares de las estrellas Be, encontramos que en todos los objetos el ensanchamiento de las líneas IR es principalmente dominado por la rotación estelar. Finalmente comparamos el Diagrama de Lenorzer construido a partir de modelos de vientos calculados en la primera parte de la tesis, con aquel que resulta de las observaciones de las estrellas Be. Si bien las estrellas Be presentan discos, encontramos que la presencia de un viento estelar, incluso de uno débil, contribuye de manera significativa a la emisión de las líneas IR.