Study of the dynamical and morphological properties of massive stars with high angular resolution techniques

Resumen

Nuestras vidas están íntimamente relacionadas a las estrellas. Desde la luz que recibimos del Sol cada día, hasta el hecho de que la mayoría de los elementos en nuestra composición química fueron formados en el interior de las mismas. Entre los diferentes tipos de estrellas que conocemos, hay uno que es de especial relevancia debido a su rol clave en la evolución de las galaxias. Estas son las estrellas masivas. El término "masivas" se debe a que este tipo de estrellas tienen al menos ocho veces la masa del Sol. Esta condición hace que evolucionen rápidamente y que sus vidas duran solo unos pocos millones de años, comparadas con los miles de millones de años que viven las estrellas de baja masa. Las estrellas masivas son raras y difíciles de observar con respecto a sus hermanas de baja masa. Por ejemplo, asumiendo una función inicial de masa de tipo Salpeter, por cada estrella que nace con una masa entre 64 y 128 masas solares, nacen más de 100 estrellas como el Sol. Lo cual significa que entre más masiva es la estrella más rara es la misma. Además de esto, las estrellas de alta masa se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares. Así pues, sus fases iniciales pueden ser observadas solo en casos excepcionales, generalmente debido a que se encuentran envueltas por gas molecular denso y por polvo desde el momento inicial de su vida, y hasta que llegan a la secuencia principal. Además de que este tipo de estrellas son raras, las nubes moleculares en las que se forman se localizan a distancias mayores a 1 kpc. Por lo tanto, investigar este tipo de estrellas requiere de instrumentos con la mayor resolución angular posible. Estas condiciones establecen una restricción importante en nuestro entendimiento sobre la formación de dichas estrellas. En años recientes, se ha hecho un importante trabajo teórico para explicar los posibles mecanismos de la formación de las estrellas masivas. Algunas de las teorías contemporáneas más aceptadas sugieren que las estrellas de alta masa se forman a través de discos de acreción, de forma semejante a las estrellas de baja masa. Sin embargo, estas predicciones teóricas necesitan ser confirmadas por pruebas observacionales. No solamente las fases iniciales de las estrellas masivas son de interés. Durante toda su vida estos cuerpos son los precursores de fenómenos físicos que requieren estudio. Por ejemplo, poseen fuertes vientos estelares con velocidades de hasta 10^3 km/s, y altas tasas de pérdida de masa (10^(-5)-10^(-3) M_sol/año). Esto significa que las estrellas de alta masa pueden interactuar fuertemente con el medio interestelar. En algunos sistemas binarios evolucionados, el intercambio de material producido por la pérdida de masa favorece la creación de ambientes ricos en polvo. Por otra parte, uno de los fenómenos más interesantes relacionados con las estrellas masivas es el de su muerte, que ocurre en forma de la explosión de una supernova, permitiendo el enriquecimiento del medio interestelar, estimulando o inhibiendo futuros procesos de formación estelar. Otra característica observacional notable en este tipo de estrellas es el alto número de ellas que pertenecen a sistemas múltiples. Mientras solo el 30-40% de las estrellas de tipo solar pertenecen a un sistema múltiple, alrededor del 70-90% de las estrellas masivas forman parte de sistemas múltiples (desde sistemas binarios hasta múltiples jerárquicos). Esta propiedad establece importantes condiciones en los posibles escenarios de formación. Gracias al surgimiento de técnicas de alta resolución angular en el infrarrojo, durante las últimas décadas, se ha logrado un importante progreso en el entendimiento de la física de las estrellas masivas. Por ejemplo, la óptica adaptativa, la interferometría óptica (tanto en la forma de Sparse Aperture Masking como de interferometría de larga base), y el incremento en la sensibilidad y resolución angular de los nuevos telescopios milimétricos. A longitudes de onda del infrarrojo existen importantes restricciones para realizar observaciones de alta resolución y sensibilidad desde la Tierra. Esto se debe principalmente al efecto de la atmósfera que deteriora la calidad de los frentes de onda observados, y a restricciones tecnológicas como el limitado número de actuadores y sensores usados para corregir las distorsiones atmosféricas. El objetivo de esta tesis doctoral es el estudio de las estrellas masivas a través de técnicas de alta resolución angular en el infrarrojo. En particular, se hace uso de interferometría óptica en la forma de Sparse Aperture Masking y de larga base. Esas técnicas nos permiten observar objetos astronómicos combinando varios telescopios para lograr la máxima resolución angular posible. Esta resolución es proporcional a la distancia que existe entre los diferentes telescopios usados para una longitud de onda dada. Todos los estudios que aquí se presentan, se realizaron con los instrumentos del Observatorio Europeo Austral, que cuenta con el mayor interferómetro óptico del mundo: El Very Large Telescope Interferometer (VLTI). En este trabajo, se han abordado tres grandes problemas en el estudio de las estrellas masivas: a) el estudio de sus fases iniciales, b) el rol de la multiplicidad en estrellas masivas, y c) las interacciones de este tipo de estrellas con el medio interestelar. Esta tesis esta compuesta de siete capítulos. En el primero de ellos se da una breve introducción sobre la misma. En el segundo capítulo se describen las diferentes técnicas observacionales utilizadas, prestando especial atención a la interferometría óptica. El modelado de la función de transferencia de un interferómetro de tipo Fizeau es descrito también en este capítulo. Del capítulo tres al capítulo cinco se presentan los principales tópicos de investigación de esta tesis. Éstos incluyen los datos, los análisis y los resultados descritos en cuatro publicaciones arbitradas. A continuación se describen los tópicos: La formación de estrellas masivas: Las teorías modernas de la formación de estrellas masivas sugieren la presencia de discos en el núcleo de los objetos masivos jóvenes. Sin embargo, esas estructuras han sido elusivas para los objetos más masivos. En este capítulo se presenta el estudio del objeto masivo: NGC 3603 IRS 9A con la cámara infrarroja de alta resolución angular NACO del Very Large Telescope (VLT). Dichas observaciones se realizaron en el modo interferométrico de NACO, a través de la técnica conocida como Sparse Aperture Masking. Adicionalmente, se analizaron datos espectroscópicos con CRIRES/VLT. Nuestros resultados, a través de modelos de transferencia radiativa, confirman la presencia de una componente compacta en el núcleo de IRS 9A, previamente propuesta por observaciones interferométricas en el infrarrojo medio. Adicionalmente, nuestros datos confirman la existencia de una envolvente alrededor de la componente compacta. Modelos simultáneos a los datos interferométricos obtenidos y a la distribución espectral de esta fuente ponen de manifiesto la complejidad morfológica de IRS 9A. Lo cual enfatiza la necesidad de obtener datos de alta resolución angular a longitudes de onda adicionales, desde el infrarrojo hasta longitudes de onda de radio. Multiplicidad en estrellas masivas: Esta tesis presenta el estudio, utilizando interferometría óptica de larga base, de dos sistemas múltiples masivos: HD 150 136 y Herschel 36. Ambos sistemas fueron analizados a través de observaciones espectroscópicas sugiriendo que ambos están formados por tres componentes atadas gravitacionalmente de manera jerárquica. Dos de ellas pertenecientes a una binaria espectroscópica y otra más localizada a una distancia mayor. HD 150 136 es un sistema extremadamente masivo, con una masa total estimada en más de 100 masas solares. Además de ello, una de las componentes que lo integran es una estrella de tipo O3 V, lo que significa que este sistema es muy joven con una edad de alrededor de un par millones de años. Por otro lado, Herschel 36 es un sistema joven con tres estrellas cuya luminosidad combinada parece corresponder a la de tres estrellas clasificadas como Zero-age main-sequence. Lo anterior sugiere que la edad de este sistema es de alrededor de un millón de años. Nuestras observaciones interferométricas en los filtros J, H y K con el instrumento AMBER del VLTI, resolvieron, por primera vez, la componente aislada adicional al sistema espectroscópico, tanto para HD 150 136 como para Herschel 36. Esto permitió determinar la posición proyectada de las componentes (de cada sistema múltiple) en el plano del cielo, su brillo relativo, así como dar una primera aproximación de su órbita. Interacciones de las estrellas masivas con el medio interestelar: Aquí se presenta el estudio de la morfología de las estrellas masivas que interactúan con los brazos de polvo y gas en el parsec central de la Galaxia: IRS 1W, IRS 5, IRS 10W, y IRS 21. La interacción entre el movimiento relativo de estas estrellas, y el choque de sus vientos estelares con el medio interestelar generan la formación de estructuras tipo bow shock alrededor de estos objetos. Para esta investigación, se utilizaron observaciones infrarrojas en el filtro Lp con Sparse Aperture Masking, en combinación con observaciones asistidas por Óptica Adaptativa en los filtros H y K s. Dichas observaciones junto con modelos de transferencia radiativa permitieron obtener la posición tridimensional y la geometría de los bow shocks. Además se investigaron los mecanismos responsables de la emisión infrarroja de las estructuras tipo bow shocks, y se determinaron los planos orbitales de las estrellas analizadas alrededor del agujero negro masivo SgrA*. Finalmente, los capítulos seis y siete presentan las conclusiones generales y las futuras líneas de investigación de esta tesis.