Instituto de Física y Astronomía

Las Estrellas Subenanas Calientes representan varias etapas en la evolución tardía de estrellas de baja masa, ya que han evolucionado mucho mas allá de la secuencia principal (MS por sus siglas en Ingles, Main Sequence) y yacen entre la secuencia MS y la de Enanas-blancas (WD, por sus siglas en inglés, White Dwarfs). El floreciente campo de las estrellas subenanas ha estado enriqueciendo nuestro conocimiento en campos amplios y diversos de la astrofísica, desde la evolución estelar binaria y la astrosismología hasta los descubrimientos de planetas. Las subenanas están relacionadas directamente con una serie de problemas en la astrofísica tales como el problema del segundo parámetro e interrogantes sobre poblaciones estelares múltiples en cúmulos globulares; evolución binaria via desborde del Lóbulo de Roche; evolución de envoltorio común; mergimiento de enanas blancas y progenitoras Supernovas tipo SN Ia. A escala galáctica parecen ser la clave para explicar el fenómeno de incremento ultravioleta en las galaxias elípticas gigantes y bulbos en galaxias espirales. A pesar que estos laboratorios estelares únicos continúan proveyendo descubrimientos astrofísicos notables, aun logran eludir la comprensión de la interrogante mas importante en la evolución estelar, esto es, como se forman exactamente?

Las estrellas Subenanas Calientes (tipo espectral B, O y dentro de poco sdB y sdO) son ramas horizontales extremas (EHB, por sus siglas en ingles, Extreme Horizontal Branches) que son precursoras de estrellas enanas blancas (WD) de baja-masa. A la fecha, se desconocen la edad precisa y la historia evolucionaria de estas estrellas. Son estrellas que queman helio en su núcleo y que poseen envoltorios de hidrógeno excepcionalmente delgadas incapaces de sostener la quema de hidrógeno en sus núcleos.  Por ello estas estrellas evolucionan directamente hacia la secuencia de enfriamiento WD evitando la fase de la rama gigante asintótica (AGB, por sus siglas en ingles, Asymptotic Giant Branch). Ha sido controversial el mecanismo mediante el cual han perdido sus envoltorios, en particular, como lograron perder casi todo su hidrógeno casi coincidiendo con el momento en el cual el núcleo de helio ha alcanzado la masa mínima requerida para que ocurra el flash de helio (∼0.5 M⊙)?

Ya que se encuentran una cantidad significativa de subenanas calientes en las binarias, se requieren varios tipos de interacciones de binarias cercanas para su formación, dependiendo de la razón de sus masas, por ello se han propuesto varios esquemas tales como eyección del envoltorio comun (CEE, por sus siglas en ingles, Common Envelope Ejection), Desborde de Lóbulo de Roche (RLOF, por sus siglas en ingles, Roche Lobe Over Flow), y mergers. El hecho de que muy probablemente se formen via interacciones binarias los hace un valioso campo de pruebas para la teoría de la evolución estelar.

Estamos actualmente involucrados en varios proyectos orientados a derivar los parámetros fundamentales y trazar hacia atrás la controversial evolución  de las Subenanas Calientes.

- Astrosismología de Subenanas Calientes,
- La influencia de compañeros cercanos sobre la evolución estelar tardía.
- Análisis orbital de binarias subenanas  de corto periodo.
- Detección y caracterización de objetos subestelares alrededor de estrellas EHB,
- Distribución orbital de binarias subenanas de largo periodo, en 2009, iniciamos un estudio monitoreo espectroscópico para poblar mas el espacio periodo-eccentricidad y constreñir posibles mecansimos de bombeo-eccentricidad.
- Effectos de irradiación en binarias HW tipo-Vir, estamos analizando y modelando la luz irradiada de las enanas M frias, secundarias, en las binarias HW tipo Vir de modo de derivar masas precisas de ambos componentes e identificar la evolución de estos sistemas. La conclusión final sobre las masas de estrellas EHB resultará de la combinación de estos resultados con datos de luminosidad y astrometría de la mision Gaia para eliminar problemas de borde.

Las preguntas que quedan y que nos interesan son - por que algunas estrellas sdB pulsan y otros no? - por qué algunos sistemas binarios estan totalmente sincronizadas y otros no? - son reales los planetas recientemente reportadas alrededor de Subenanas Calientes? - si es asi, juegan los planetas un rol importante  en la formacion de estrellas sdB?

Si usted tambien está interesado en estas preguntas, envíenos un mensaje y unase a nosotros!

Investigadores:

Docente: Maja Vuckovic
Postdoc: Joris Vos

A principios de los años 60, distintos grupos independientes de astrofísicos teóricos llegaron a la misma conclusión: todos coincidieron en las características que presentaría un nuevo tipo de objeto celeste suficientemente poco masivo y de baja temperatura, como para no ser capaz de mantener la fusión estable de hidrógeno en su núcleo. A pesar de este acuerdo en las predicciones teóricas, no fue hasta 1995 cuando finalmente se confirmó observacionalmente (en paralelo por tres equipos independientes) que este tipo de objetos, teóricamente predichos, de hecho existian a nuestro alrededor. Desde entonces, la disponibilidad de instrumentos que observan en el infrarrojo cercano, medio y lejano (mas adecuados para detectar objetos subestelares), ha posibilitado una explosión de detecciones de objetos subestelares, en ocasiones con temperaturas tan bajas, que se solapan con aquellas de los planetas. Aun así, preguntas fundamentales como ¿cuáles son los procesos físicos que dominan la formación de estos objetos? ó ¿cuales son las principales características atmosféricas de los objetos subestelares más fríos? esperan una respuesta definitiva, y en el Instituto de Física y Astronomía trabajamos en dar respuestas observacionales a éstas y otras preguntas relacionadas con las enanas café y los objetos aislados de masa planetaria.

Los investigadores en esta área cubren:

Objetos Subestelares alrededor de Estrellas Evolucionadas

Investigadores:

Docentes: Matthias Schreiber - Radostin Kurtev - Nikolaus Vogt - Maja Vuckovic - Amelia Bayo

A la fecha se han detectado mas de 1000 exoplanetas maduros en las vecindades del Sistema Solar.  Sin embargo los mecanismos precisos mediante el cual se forman los planetas aun permanecen mayormente sin conocerse. La situación es particularmente preocupante para planetas gigantes para los cuales existen dos teorías de formación muy diferentes, principalmente acreción de núcleos e inestabilidades gravitacionales. Los planetas se forman en discos circumestelares alrededor de objetos estelares jóvenes y los mejores lugares en los cuales buscar las señales de formación planetaria son los llamados discos de “transición”. Estudiamos la física de los discos de transición y el proceso de formación planetaria usando modelos teóricos tanto como  observaciones con ALMA, sparse aperture Masking en el VLT, Gemini/GPI, y los Telescopios Magallanes. Colaboramos muy de cerca con el Evolución Binarias Compactas (tambien dirigido por M.Schreiber) además de ser parte del núcleo Milleniuma ALMA Disk.

Investigadores:

Docentes: Matthias Schreiber
Postdocs:  Claudio Cáceres - Héctor Cánovas
Alumnos: Adam Hardy (PhD) - Daniela Iglesias (PhD)

Miembros anteriores:

Gisela Romero (Universidad de La Plata, Argentina) - Marianna Orellana (Universidad de La Plata, Argentina)