Una visión multi-longitud de onda de la evolución estelar en estrellas masivas: Reexaminando el límite superior de masa y restringiendo los índices de pérdida de masa
- Autores: María del Mar Rubio Díez
- Directores de la Tesis: Francisco Najarro de la Parra (dir. tes.), Gwendolyn Meeus (tut. tes.)
- Lectura: En la Universidad Autónoma de Madrid ( España ) en 2021
- Idioma: español
- Tribunal Calificador de la Tesis: Amparo Marco Tobarra (presid.), Eva Villaver Sobrino (secret.), Sergio Simón Díaz (voc.)
- Programa de doctorado: Programa de Doctorado en Astrofísica por la Universidad Autónoma de Madrid
- Materias:
- Texto completo no disponible (Saber más ...)
- Resumen
Las estrellas masivas (M > 8 masas solares ) son un grupo muy reducido de la población estelar (sólo 3 de cada 1000 estrellas), que mueren en eventos explosivos dando lugar a supernovas, brotes de rayos gamma, e incluso, dependiendo de su masa, llegar a formar agujeros negros estelares.
Aunque son muy escasas, las estrellas masivas muy importantes en diferentes áreas de la astrofísica. Debido a su alta luminosidad, sus intensos vientos y las perdidas de masa que sufre a lo largo de toda su vida, son la principal fuente de enriquecimiento químico, energético y dinámico del medio interestelar; se utilizan como trazadores de formación estelar a alto corrimiento al rojo, y como candelas estándar (en el caso de las supernovas) para la determinación de distancias cosmológicas; y se las considera clave para entender fenómenos físicos como la re-ionización del Universo primitivo o el origen de los agujeros negros masivos.
A pesar de su importancia, la formación, la evolución y el destino final de las estrellas masivas están todavía lejos de ser comprendidos. La evolución estelar se ve afectada por múltiples procesos físicos (convección, perdida de masa, rotación, interacción binaria y campo magnético). Sin embargo, es la masa estelar y su evolución en el tiempo (la perdida de masa), con mucho, el principal parámetro que rige la duración, la estructura y la evolución de una estrella con una determinada composición química inicial. Así, por ejemplo, son las altas masa iniciales de estas estrellas las que previenen que su núcleo de CO degenere y colapse, como les ocurre a las estrellas de baja masa, y sigan su evolución sintetizando elementos cada vez más pesados hasta su muerte. Además, el proceso de pérdida de masa afecta no solo a los tiempos evolutivos característicos de las estrellas y a sus abundancias superficiales, sino también a su estructura interna, y a sus luminosidades, dando lugar a cambios en los caminos evolutivos y en el destino último de estas estrellas.
Esta tesis se centra en el estudio de dos descubrimientos recientes que han sacudido nuestra comprensión de la formación y evolución de estrellas masivas. Por un lado, hemos analizado la posible existencia de estrellas masivas de hasta 320 masa solares, muy por encima del límite de masa superior observado en la Galaxia, de aproximadamente 150 masas solares. Para ello realizamos un estudio multi-longitud de onda de cuatro estrellas del tipo espectral WNh en la nebulosa 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes. Estas son: i) VFTS 682, una estrella aislada en la region de 30 Doradus con una masa inicial de ~ 150 masas solares ; y ii) R136a1, R136a2, y R136a3, las estrellas más masivas conocidas hasta la fecha (165 -- 325 masas solares), localizadas en el núcleo del cúmulo masivo joven R136, y cuya caracterización es problemática debido a los efectos de la aglomeración estelar. Por otro lado, abordamos el problema de una adecuada estimación en la tasa de pérdida de masa. Desde hace un par de décadas, se han encontrado discrepancias significativas en la pérdida de masa de estrellas masivas OB. No solo entre las mismas observaciones, sino también con las formulas teóricas adoptadas en los actuales modelos de evolución estelar. El principal responsable de esto es la influencia del fenómeno de la aglomeración (clumping) en los vientos estelares de las estrellas masivas que afecta directamente, y de manera diferente, a los diferentes diagnósticos observacionales de la tasa de pérdida de masa. Para tratar el problema de clumping y poder derivar tasas de perdida de masa fiables, en esta tesis, analizamos y constreñimos la estratificación radial del clumping a lo largo del viento de una muestra de 25 estrellas OB galácticas, mediante un análisis multi-longitud de onda. Además, una vez caracterizado el clumping, es posible derivar los límites superiores a las tasas de pérdida de masa de esta muestra de estrellas y compararlas con las predicciones teóricas que se utilizan actualmente en los modelos evolutivos.
Para llevar a cabo los objetivos científicos de esta tesis, hemos utilizado una amplia gama de observaciones tanto spectroscópicas como fotométricas, cubriendo un amplio rango espectral, desde UV (HST/GHRS) hasta el radio (EVLA). Además de utilizar datos de archivo, se obtuvieron observaciones en el infrarrojo cercano (VLT/XShooter) y lejano (Herschel-PACS) de las fuentes de estudio, y que hasta ahora no se habían utilizado para este tipo de análisis.
Los principales hallazgos y conclusiones de esta tesis son:
1) Los límites superiores a las masas iniciales de VFTS 682, R136a1, a2, a3 oscilan entre 150 -- 200 masas solares, considerablemente más bajos que las estimaciones previa de hasta ~ 325 masas solares. Es decir, el limite de masa inicial superior obtenido para estas estrellas, está más cercano al limite superior observado en la Galaxia y a las estimaciones teóricas, de ~ 150 masas solares.
Teniendo en cuenta que la naturaleza binaria de estas fuentes no ha podido ser descartada totalmente por nuestros análisis, es posible que incluso nuestra estimaciones de masa para alguna de ellas, como R136a1 con 200 masas solares, este sobre-estimada y por tanto, finalmente estas estrellas no violen el limite de 150 masas solares.
Este resultado tiene implicaciones importantes en diversos campos, desde las teorías de formación estelar, hasta la síntesis de poblaciones que utilizan en el límite superior de masa de la función inicial de masas, pasando por la ratio real de estrellas masivas que mueren como GRB o como SN, entre otros.
2) Encontramos que el grado de clumping en las estrellas OB disminuye o se mantiene constante con el aumento de la distancia a la estrella, para distancias a partir de 2 radios estelares. En general, los vientos de supergigantes O están más afectados por el clumping (alrededor de un factor 2) que los de supergigantes B.
Además, nuestras estimaciones empíricas de las tasas máximas de pérdida de masa concuerdan con las predicciones teóricas recientes para supergigantes O, mientras que para sus homólogas B, la tasa máxima estimada para la pérdida de masa es al menos un orden de magnitud inferior al de las recetas teóricas habitualmente adoptadas por los modelos de evolución estelar. No obstante, sería necesario confirmar mediante estudios futuros las correcciones a la baja necesarias que sugiere este trabajo, que son de hasta dos órdenes de magnitud en el caso de supergigantes B por debajo del salto de bi-estabilidad. Este hallazgo requiere de una revisión de la física que subyace a las tasas de pérdida de masa de los objetos que cruzan la región de bi-estabilidad, y a los correspondientes efectos en los modelos evolutivos de las estrellas masivas.
El que las pérdidas de masa teóricas estén sobreestimadas afectan, por ejemplo, a las predicciones teóricas de la razón entre los diferentes caminos evolutivos de las estrellas masivas (LBV, supergigantes azules y rojas, los diferentes tipos de SN), así como al feedback estimado tanto en energía como en elementos químicos por parte de estas estrellas, o a la verdadera naturaleza de las estrellas WR: si son producto de una intensa perdida de masa (escenario Conti) o si por el contrario son el producto de interacción binaria e incluso el producto de la fusión entre estrellas.
En conclusión, los resultados científicos de esta tesis llaman a una revisión tanto de las formulas teóricas de perdida de masa como a los parámetros de masa inicial que se utilizan actualmente en los modelos evolutivos, en síntesis de poblaciones o en modelos de formación estelar.
