RT info:eu-repo/semantics/masterThesis
T1 Empirical assessment of proposed mechanisms to explain the presence of CNO processed material in the surface of slowly rotating massive stars.
A1 Santos García, Alejandro
A2 Máster Universitario en Astrofísica
AB En este trabajo de Fin de Máster se estudiarán distintos procesos que tienen lugar enel interior de estrellas masivas de tipo OB para tratar de explicar el motivo por el cualalgunas de estas estrellas tienen una abundancia de nitrógeno en la superficie estelarmayor de lo esperado.El trabajo está dividido en cuatro partes, siendo la primera una introducción al campode las estrellas masivas y los antecedentes que han llevado a que sea interesante realizareste estudio a día de hoy. Las estrellas masivas de tipo OB han sido objeto de investigación durante décadas ya que, debido a su corta vida, son una gran fuente de informacióndel medio en el que se encuentran. Ya a finales del siglo pasado se observó que algunasde estas estrellas tenían una abundancia de nitrógeno en la superficie mayor a la quese esperaría. Estaba teniendo lugar una transferencia de materia desde el núcleo estelarhasta la superficie, y los materiales obtenidos mediante la quema de H en He en el núcleo mediante el denominado ciclo CNO estaban siendo observados en la superficie. Lasestrellas de alta masa tienen núcleos convectivos y envolturas radiativas, por lo que nose espera que el material del núcleo alcance la superficie. Las primeras teorías parecíanindicar que esto estaba pasando debido a procesos de mezcla por la generación de corrientes meridionales debidas a la alta rotación que llegan a alcanzar estas estrellas (Meynet& Maeder, 2000; Heger & Langer, 2000), pero la aparición de nuevos datos gracias a lasobservaciones llevadas a cabo por el proyecto VLT/FLAMES Survey of Massive Stars(P.I. S. Smartt) parecía contradecir lo supuesto hasta entonces. Las nuevas observacionesencontraron estrellas masivas de tipo OB cuya abundancia de nitrógeno era alta en lasuperficie, pero la velocidad de rotación proyectada, v sin i, medida era muy baja comopara que está fuera la explicación del enriquecimiento de nitrógeno (Hunter et al., 2008).Se llevaron a cabo distintos estudios para tratar de entender que estaba pasando en estetipo de estrellas con baja velocidad de rotación. Algunos mecanismos que podrían tenerlugar en el interior de la estrella y que podrían producir esto serían la presencia de campos  magnéticos (Morel et al., 2008; Przybilla & Nieva, 2011) o con las oscilaciones que tienenlugar en el interior de la estrella (Aerts et al., 2014). Además, otra cosa a tener en cuentaes que se ha encontrado que un alto porcentaje de estrellas masivas evolucionan comoparte de sistemas binarios (Sana et al., 2012) y, por tanto la estrella estudiada puedehaberse visto afectada por la transferencia de masa entre estrellas (Brott et al., 2012).En este trabajo se estudiarán distintos mecanismos para tratar de ahondar más en eltema. En el apartado de metodología se explican los distintos pasos seguidos para elanálisis de los datos y las estimaciones oportunas. Originalmente se contaba con unamuestra de 847 estrellas, la cual fue reducida hasta 103 estrellas que cumplían una seriede criterios por los cuales estas estrellas se encuentran más cerca de la ZAMS y, además,tienen velocidades de rotación proyectadas, v sin i, por debajo de los 60 km s−1. Losdatos aquí usados han sido proporcionados por el grupo IACOB del IAC, cuyos espectrosestelares han sido tomados por los telescopios NOT y MERCATOR en el Roque de losmuchachos. También se han usado datos fotométricos proporcionados por el satéliteTESS, dedicado a la buscada de exoplanetas, pero cuyas curvas de luz aportan tambiéndatos muy importantes en el ámbito de las estrellas masivas, ya que permiten obtenerinformación asteroseismológica de las mismas.En el apartado de resultados y discusión aparecen los resultados obtenidos tras llevara cabo todos los análisis y cálculos necesarios. Se muestran los valores obtenidos para lasvelocidades de rotación proyectadas (v sin i), la temperatura efectiva (Teff), la gravedadsuperficial (log g) y la abundancia de nitrógeno (log(N/H)+12) para cada una de lasestrellas estudiadas. Usando las curvas de luz de TESS se puede medir la desviación típicadel flujo (o magnitud) recibida durante 28 días de manera continuada, lo cual nos da unaidea de la variabilidad de la estrella. También es posible la obtención de periodogramas apartir de dichas curvas de luz. Los periodogramas nos ayudan a interpretar las oscilacionesque tienen lugar en el interior de la estrellas, y con los valores aquí obtenidos se haintentado buscar una correlación entre los distintos tipos de oscilaciones y la abundanciade nitrógeno. Cuatro tipos distintos de oscilaciones se tienen en cuenta: las oscilacionesde modos g, producidas en el núcleo como consecuencia de la gravedad; las oscilacionesde modo p que tienen lugar en la envoltura de la estrella y podrían ser la causa de lamezcla de materia entre las distintas capas estelares; las oscilaciones de modo híbridoque cuentan con oscilaciones tanto de modo p como de modo g; y las SLF (StochasticLow Frequency), estrellas cuyos periodogramas muestran una gran abundancia de picos en frecuencias cercanas a cero y que se ha postulado que están generadas por las llamadas"internal gravity waves" (Aerts & Rogers, 2015).Hay un último apartado para las conclusiones. En general, no se han encontrado correlaciones claras durante el estudio. Uno de los mecanismos que podría estar afectando alas estrellas estudiadas son las oscilaciones de modo p, aunque hasta ahora se cree que sonlas oscilaciones de modo g las que podrían estar transfiriendo materia y energía del núcleohacia las capas más externas, mientras que las de modo p solo estarían mezclando materiaen los límites entre capas. Es decir, se ha observado, en algunos casos, lo contrario a loque esperaríamos. De todas formas, las estrellas enriquecidas observadas que cuentan conoscilaciones de modo p, cuentan además con otros mecanismos que podrían estar provocando este aumento en nitrógeno en superficie. Sin embargo, las estrellas enriquecidascon oscilaciones en modo g no cuentan con otros mecanismos a parte para explicar elenriquecimiento.La muestra inicial de estrellas se vio ampliamente reducida debido a la falta de observaciones para muchas de las estrellas. En un futuro nos podríamos beneficiar de nuevasobservaciones espectroscópicas que nos permitan tener más información sobre los espectrosde estrellas masivas. Cuanto más información de más estrellas, mayor será la estadísticay mejores y más claros resultados se podrán obtener. Además, las curvas de luz usadasde TESS son aquelladas procesadas directamente por las pipelines estandar de la misiónTESS, y muchas de las estrellas no han podido ser estudiadas ya que aunque contabancon datos de TESS, estos aún no habían sido extraídos de las Full Frame Images (FFI)y no han podido ser usados. Con el desarrollo de nuevas herramientas de análisis en elfuturo se podrá trabajar con la totalidad de los datos ofrecidos por TESS, siendo estostratados por nosotros mismo.
YR 2022
FD 2022
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/32029
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/32029
LA en
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 19-oct-2024