ASTRONOMIA DE POSICION

Autor: SUÁREZ FERNÁNDEZ OLGA.
Año: 2003.
Universidad: VIGO [www.uvigo.es].
Centro de lectura: FACULTAD DE CIENCIAS.
Centro de realización: FACULTADE DE CIENCIAS (CAMPUS DE VIGO).

Resumen: En esta tesis se presenta un estudio de las estrellas en la etapa evolutiva posterior a la Rama Asintótica de Gigantes, que llamaremos post-AGB, según sus siglas en inglés (post-Asymptotic Giant Branch). Con este objetivo se ha llevado a cabo una búsqueda observacional de estrellas en esta fase evolutiva, lo que ha dado como resultado un catálogo de esepctroscopía óptica en el que se recogen 255 objetos, de los cuales 203 son estrellas post-AGB o nebulosas planetarias (PN, de las siglas en inglés Planetary Nebula). Este catálogo es el producto de 15 años de observaciones realizadas por nuestro grupo, siguiendo criterios de selección basados en valores límites de las densidades de flujo en las bandas observacionales del satélite IRAS. Los objetos observados han sido clasificados en tipos espectrales, siempre que fue posible. En el caso de las nebuolosas planetarias y de los objetos de transición, han sido calculadas sus clases de excitación. Como resultado de estas observaciones hemos obtenido la muestra más extensa y completa existente hasta el momento de objetos en la etapa evolutiva post-AGB con clasificaciones espectrales. Esto nos ha permitido realizar estudios estadísticos acerca de las propiedades físicas de las estrellas en estas etapas tardías de evolución. En particular, se ha obtenido la distribución espectral de energía (SED, según sus iniciales en inglés) de todas las estrellas de la muestra pertenecientes a las etapas de nuestro interés, con el fin de estudiar de forma conjunta las propiedades y evolución de la envoltura circumestelar y de la estrella central. Estas SEDs han sido clasificadas en cinco grupos, siguiendo los criterios definidos por van der Veen et al. 1989. Los cinco grupos fueron caracterizados mediante el estudio de la latitud galáctica, el tipo espectral, la química dominante y la posición en el diagrama color-color IRAS de los objetos que pertenecen a cada uno de ellos. Para completar la caracterización y determinar el estado evolutivo de las estrellas según su tipo de SED, se hizo una comparación entre la distribución de los tipos espectrales encontrados para cada clase de SED y la distribución predicha por van Hoof et al. (1987). Esta comparación corroboró los resultados obtenidos utilizando la distribución en latitud galáctica, y la posición de las estrellas en el diagrama colo-color, que pasamos a detallar. A partir de los resultados obtenidos se puede establecer una conexión evolutiva entre las clases de SED I y II. Ambas clases están dominadas completamente por la emisión en el infrarrojo, y presentan contrapartidas ópticas fuertemente enrojecidas. La clase II parece presentar un estado evolutivo ligeramnete más avanzado que la clase I. En estas dos clases se encuentran objetos que aún después de abandonar la fase AGB, presentan un asignificativa pérdida de masa post-AGB. La clase III se encuentra distribuida en el diagrama color-color IRAS sin ocupar ninguna posición característica. Su distribución espectral continua dominada por la emisión infrarroja, aunque la estrella central ya comienza a ser claramente visible. Estudiando la distribución en latitud galáctica y los tipos espectrales de las estrellas de esta clase, deducimos que se trata de una clase formada por objetos masivos, pero que no están sufriendo pérdida de masa significativa en la etapa post-AGB. La distribución espectral de las clases IVa y IVb muestras claramente dos máximos, uno en el óptico correspondiente a la estrella central, y otro en el infrarrojo, correspondiente a la envoltura. La clase IVa, contiene estrellas de baja masa, cuya lenta evolución justifica que ocupen posiciones variadas en el diagrama color-color, sin favorecer una distribución determinada, al igual que ocurre con las clase IVb. Sin em 8 bargo, e 7e7 n la clase IVb se observa un mayor número de objetos y una mayor dispersión galáctica, lo que sugiere que se trata de una clase "término", en la que acabarán objetos de masas distintas al final de su evolución. En esta clase se pueden encontrar objetos de masas relativamente altas que ya han evolucionado lo suficiente para mostrar dos máximos en su distribución espectral, y objetos poco masivos cuya envoltura nunca ha llegado a oscurecer la estrella central. Este estudio demuestra una vez la conveniencia de disponer de información en varias longitudes de onda para poder caracterizar la evolución de las estrellas en la fase post-AGB. La posición de uno de estos objetos en el diagrama color-color IRAS, no determina de forma unívoca su momento evolutivo. Es necesario conocer datos acerca de su distribución espectral de energía, y combinar esta informaicón con datos espectroscópicos en el óptico para poder determinar su naturaleza post-AGB, su estado evolutivo y una estimación de la masa inicial de la estrella progenitora. En esta tesis también se ha llevado a cabo un estudio sobre la clasificación de espectros mediante técnicas de inteligencia artificial en colaboración con miembros del Departamento de Tecnologías de la Informaicón y de las Comunicaciones de la Universidad da Coruña. En concreto, se ha desarrollado un sistema experto que permite la clasificación automática de espectros de catálogos estelares con un alto grado de fiabilidad. También han sido probados varios grupos de redes neuronales que han demostrado su eficiencia en la clasifiación espectral de librerías de espectros estándar.

Autor: LÓPEZ SANTIAGO JAVIER.
Año: 2004.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID [www.ucm.es].
Centro de lectura: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICAS.
Centro de realización: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICAS.

Resumen: Esta tesis ha consistido en la recopilación, observación y caracterización espectral de una muestra extensa de estrellas activas jóvenes de los últimos tipos espectrales y con edades diferentes pertenecientes a los grupos cinemáticos más jóvenes, con el fin de realizar un estudio de la relación entre el flujo cromosférico emitido por las estrellas en las distintas líneas espectrales en el rango óptico y de la conexión que existe entre la actividad magnética, la rotación y la edad en este tipo de objetos. En primer lugar se ha recopilado un catálogo de 535 estrellas posibles miembros de los grupos cinemáticos más jóvenes de las que se estudia su cinemática, fotometría y abundancia de litio a partir de los resultados más recientes encontrados en la bibliografía. De éstas, se ha seleccionado una muestra de 105 estrellas con medidas de la velocidad radial poco precisas o bien que no poseen datos de su abundancia de litio en la bibliografía, añadiéndose otros 39 objetos con un nivel alto de actividad magnética o una gran abundancia de litio, pero sin medida de su velocidad radial. En total, se han tomado 348 espectros de alta resolución de las 144 estrellas de la muestra, con los que se ha realizado un estudio espectroscópico detallado que incluye la determinación de la velocidad radial, velocidad de rotación, abundancia de litio, nivel de actividad magnética en las diferentes líneas cromosféricas y tipo espectral. Con estos resultados se han llevado a cabo dos estudios paralelos: el primero correspondiente a la comprobación de la existencia de subgrupos de edad dentro de los grupos cinemáticos jóvenes y el segundo dedicado al estudio detallado de las relaciones flujo-flujo y actividad-rotación-edad. En cuanto al primero, se ha demostrado la existencia de varios subgrupos de edad dentro de cada uno de los grupos cinemáticos estudiados: Asociación Local, supercúmulo Hyades, grupo de movimiento Ursa Major, supercúmulo IC 2391 y grupo de movimiento de Castor, en especial, se ha descubierto un nuevo subgrupo de edad asociado con la estrella PW Andromedae, con una edad de 30-80 millones de años, justo en el límite de la fase de formación planetaria. El estudio pormenorizado de las estrellas de este subgrupo puede, por tanto, completar el conocimiento de la etapa de formación planetaria en las estrellas frías de tipo solar. En cuanto al segundo punto, se ha demostrado que existe una relación clara entre la emisión en las distintas líneas cromosféricas en el rango óptico y se ha determinado dicha relación. Asimismo, se ha demostrado que el triplete infrarrojo del calcio es un excelente indicador de la actividad magnética en las estrellas frías. Por otro lado, la relación entre la emisión en éste y en la línea Ha es capaz de distinguir entre las estrellas que presentan fulguraciones y el resto de objetos. Finalmente, en el estudio de la relación entre la actividad y la rotación, la edad aparece como un factor influyente en su dispersión y debería ser tenida en cuenta en futuros estudios.