Estructura y propiedades físicas de envolturas circunestelares en estrellas Be

Abstract

Los objetos que manifiestan el fenómeno Be son estrellas de tipo espectral B no supergigantes rodeadas de una envoltura circunestelar gaseosa extendida. Estos objetos son rotadores rápidos y presentan (o han presentado) en su espectro líneas en emisión de hidrógeno y de metales una vez ionizados. La presencia de una envoltura extendida no sólo se revela a través de las líneas en emisión, sino que también se manifiesta mediante numerosas peculiaridades espectroscópicas, fotométricas y polarimétricas que caracterizan al fenómeno Be. Los modelos propuestos para explicar la formación y estructura de los discos y/o envolturas circunestelares gaseosas en las estrellas Be se basan en diferentes mecanismos, entre los cuales se destacan: la rotación, los vientos estelares, las pulsaciones, las interacciones gravitatorias y los campos magnéticos. Una de las hipótesis más aceptada es la de un disco Kepleriano producido por la alta rotación de la estrella. Sin embargo, el origen y la evolución de las envolturas es un tema controversial desde hace muchas décadas. El objetivo principal de esta Tesis es investigar la geometría, estructura física y evolución de las envolturas circunestelares que se desarrollan alrededor de las estrellas con fenómeno Be, con el fin de aportar elementos relevantes para el estudio de los posibles mecanismos que dan lugar a este fenómeno. Para ello analizamos un grupo de objetos Be a partir de diferentes técnicas (espectroscopía e interferometría) y modelamos la geometría y dinámica de sus envolturas. La región del infrarrojo (IR) cercano provee una herramienta valiosa para el análisis de las propiedades y variabilidad de las envolturas circunestelares, dado que en ella aparecen numerosas líneas de recombinación del hidrógeno que casi no poseen contribución fotosférica y cuyas intensidades relativas están directamente relacionadas con las propiedades físicas de sus regiones de formación. Utilizando espectros IR de una muestra de 23 estrellas Be estudiamos las líneas de recombinación de las series de Paschen, Brackett, Pfund y Humphreys, realizando mediciones directas sobre sus perfiles (anchos equivalentes, flujos y anchos a mitad de altura). Para 8 de los objetos estudiados, nuestras observaciones son las primeras reportadas en este rango espectral. Clasificamos los espectros obtenidos en base a la intensidad relativa de las líneas de las series de Pfund, Brackett y Humphreys en tres grupos que representan envolturas con propiedades físicas diferentes (Mennickent et al., 2009; Granada et al., 2010). Obtuvimos además diagramas de cocientes de flujos que están directamente relacionados con el régimen de opacidad de las líneas y sus posibles cambios, tales como el diagrama de Lenorzer et al. (2002a) o diagramas equivalentes que proponemos en este trabajo de tesis. En base a modelos simples, pudimos obtener densidades columnares de átomos, extensiones relativas de las regiones de formación de las diferentes líneas y radios internos de dichas regiones en unidades de radios estelares. A su vez, hemos podido estudiar la evolución de las propiedades físicas de las envolturas a partir del seguimiento temporal de 8 objetos de la muestra observada, donde encontramos evidencia de procesos de formación o disipación del disco. Por otra parte, utilizamos otra técnica útil para analizar la geometría y cinemática de las envolturas de las estrellas Be: la interferometría de larga base con alta resolución espectral. Analizamos observaciones espectrointerferométricas en la región de la línea Brγ de una muestra de 26 estrellas Be. Ajustando los datos mediante un modelo cinemático 2D para un disco ecuatorial en rotación (Delaa et al., 2011), logramos determinar parámetros físicos y cinemáticos del disco de 18 estrellas que presentaban la línea Brγ en emisión. De esos objetos, 10 fueron estudiados también mediante espectros IR. Los tamaños encontrados para los discos en la línea Brγ se encuentran entre 2 y 13 radios estelares. Para 5 de los objetos de la muestra, los tamaños determinados en este trabajo son los primeros reportados. En casi todos los casos, encontramos que el disco sigue una rotación Kepleriana, a excepción de un objeto (228 Eri) en el que fue necesario agregarle al disco una sobredensidad con forma de brazo espiral. Asimismo, estos resultados fueron analizados en forma conjunta con los obtenidos para otros 7 objetos por Meilland et al. (2012). Del análisis total de 25 estrellas Be con emisión en Brγ no encontramos correlación entre la velocidad de rotación respecto de la velocidad crítica V /Vcrit y el tipo espectral de la estrella central, y encontramos que el eje de rotación de los discos está uniformemente distribuido en el plano del cielo. Además, estimamos un valor medio de V /V crit = 0.75 ± 0.08 y una tasa de rotación media de Ω/Ωcrit = 0.90 ± 0.05. Este resultado concuerda con los valores propuestos por Cranmer (2005), Frémat et al. (2005) y Zorec et al. (2016), quienes sostienen que las estrellas Be no rotan a la velocidad crítica. Este resultado sugiere la necesidad de considerar un mecanismo adicional a la rotación que contribuya a la formación de la envoltura circunestelar. La importancia de la rotación se manifiesta a través de la correlación encontrada entre la cota máxima para el tamaño del disco en la línea Brγ y la velocidad de rotación en la base del mismo. Este resultado obtenido a partir del modelado de datos interferométricos está en buen acuerdo con los radios internos de las regiones de formación de la línea Brγ obtenidos mediante el análisis de los espectros IR para estrellas con diferentes velocidades de rotación. El seguimiento temporal de los objetos y la utilización de dos técnicas complementarias para determinar parámetros de los discos circunestelares de las estrellas Be nos permitió encontrar evidencia de variaciones relacionadas con procesos de formación/disipación del disco en escalas de tiempo relativamente cortas (de algunos meses a unos pocos años).