Exposicions Tesis. El proper dia 29 de maig, divendres, a les 12h, en el Saló de Graus de la Facultat de Matemàtiques, tindrà lloc la lectura de la Tesi Doctoral realitzada per Belén Arroyo Torres, sota la direcció dels doctors Juan Mª. Marcaide, catedràtic d'este departament, i Markus Wittkowski, investigador de l'European Southern Observatory (ESO), a Garching (Alemanya).
RESUM
Las estrellas supergigantes rojas son estrellas frías y muy masivas que
se encuentran en la fase previa a las estrellas Wolf-Rayet y a las
supernovas. Presentan extensas atmósferas y fuertes vientos estelares
que dan lugar a una importante pérdida de masa. El mecanismo que da
lugar a estos vientos y a las extensas atmósferas es actualmente tema de
debate. Además, la estimación de los parámetros fundamentales de este
tipo de estrellas y su posterior localización en el diagrama HR es de
gran importancia para calibrar los modelos de evolución estelar, y
entender cómo la pérdida de masa afecta a su evolución.
En esta tesis hemos estudiado una muestra representativa de estrellas
supergigantes rojas (RSGs) con dos objetivos: en primer lugar, estimar
sus parámetros fundamentales y situarlas en el diagrama HR; y en segundo
lugar, obtener información sobre la estructura de sus extensas
atmósferas. También hemos observado una muestra de estrellas gigantes
rojas para ver si las estrellas de este tipo, aunque sean menos masivas,
también presentan atmósferas extensas. Para alcanzar estos objetivos,
hemos realizado observaciones espectro-interferométricas en el
infrarrojo cercano (banda K-2.3 micrometros) usando el instrumento AMBER
del Very Large Telescope Interferometer (VLTI), situado en el
observatorio de Paranal, Chile. Por otro lado, hemos comparado estas
observaciones con tres modelos teóricos: un modelo hidrostático
(PHOENIX), un modelo convectivo de 3 dimensiones y un modelo pulsante de
1 dimensión.
Todas las estrellas observadas en esta tesis presentan fuertes líneas de
absorción de CO en sus espectros. Sin embargo, únicamente las estrellas
supergigantes rojas y una de las estrellas gigantes rojas ( beta Peg)
poseen capas moleculares de CO muy extensas, pues estas líneas se
observan también en sus visibilidades. Al comparar nuestras
observaciones con los modelos PHOENIX, observamos que el espectro de
todas nuestras estrellas está bien reproducido por estos modelos, lo que
quiere decir que las opacidades están implementadas correctamente en los
modelos. Sin embargo, los modelos PHOENIX no predicen las visibilidades
de las estrellas supergigantes rojas y de beta Peg. Esto significa que
el modelo es demasiado compacto comparándolo con nuestras observaciones.
En el caso de las estrellas gigantes rojas y de HD 183589 (inicialmente
clasificada como RSGs), los modelos PHOENIX sí reproducen las
observaciones, pues estas estrellas no muestran extensas capas
moleculares, sus atmósferas son compactas y las capas moleculares de CO
están localizadas cerca de la fotosfera.
Los parámetros fundamentales los hemos estimado a partir de los
diámetros angulares que determinamos en esta tesis, de los flujos
bolométricos que estimamos a partir de las magnitudes de las estrellas
(obtenidas de la bibliografía), y de las distancias que obtenemos
directamente de la bibliografía. Los diámetros angulares los estimamos
comparando las visibilidades que medimos en la banda del continuo con la
predicción del modelo PHOENIX, ya que esta región no está contaminada
por las capas moleculares. Una vez conocidos los parámetros
fundamentales podemos situar nuestras estrellas en el diagrama HR.
En las estrellas supergigantes rojas, hemos observado correlaciones
entre la extensión de sus atmósferas y sus luminosidades y gravedades
superficiales. La atmósfera es más extensa cuanto mayor es la
luminosidad y menor es la gravedad superficial. También hemos observado
que la extensión de la atmósfera de las estrellas supergigantes rojas es
similar a la que se observa en las estrellas de tipo Mira, pero en el
caso de las estrellas Mira no se observan estas correlaciones. Esto
sugiere que el mecanismo físico que da lugar a las extensas capas
moleculares debería de ser diferente en cada tipo de estrella.
También hemos comparado nuestras observaciones con otros dos tipos de
modelos atmosféricos: un modelo convectivo de 3 dimensiones y un modelo
de pulsaciones auto-excitadas de 1 dimensión con parámetros típicos de
estrellas supergigantes rojas. Ambos modelos muestran atmósferas
compactas, similares a las obtenidas con los modelos PHOENIX. Por lo
tanto, ni la convección ni las pulsaciones pueden explicar nuestros datos.
En resumen, con esta tesis hemos aumentado significativamente la muestra
de observaciones de las atmósferas de estrellas supergigantes rojas,
pues antes de este trabajo, la extensión de la atmósfera de este tipo de
estrellas solo se había estudiado en unas pocas fuentes. Gracias al
aumento de la muestra, hemos podido comenzar un estudio estadístico de
sus propiedades, como por ejemplo, la relación entre la extensión de la
atmósfera y la luminosidad. Por otro lado, al comparar nuestras
observaciones con las predicciones de diferentes modelos teóricos, hemos
encontrado que ninguno de los modelos atmosféricos actuales son capaces
de explicar nuestras observaciones interferométricas.
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