Búsqueda y análisis de espectros de estrellas M en

Universidad de Físicas
Departamento de Astrofísica
Universidad Complutense de Madrid
Búsqueda y análisis de espectros de
estrellas M en archivos públicos
Alumno:
Manuel LLAMAS FERNÁNDEZ
Tutor:
David MONTES GUTIÉRREZ (UCM)
Septiembre 2014
Resumen
Este trabajo académicamente dirigido por el profesor David Montes Gutierrez está dedicado a la obtención
de espectros FEROS (Fibre-fed, Extended Range, Échelle Spectrograph) de alta resolución de estrellas
enanas tipo M a través de la base de datos astronómicos de ESO (European Southern Observatory) y su
posterior análisis para obtener las pseudoanchuras equivalentes de líneas interesantes para medir la actividad
de la estrella y velocidades de rotación.
Estos datos son de interés para el proyecto CARMENES (Calar Alto high-Resolution search for M dwarfs
with Exo-earths with Near-infrared and optical Echelle Spectrographs), ya que trata de ayudar a la hora de
reducir y optimizar la muestra de más de 2100 estrellas de la base de datos CARMENCITA (CARMENES
Cool star Information and data Archive).
1. Introducción
1.1. Proyecto CARMENES
CARMENES (Calar Alto high-Resolution search for M dwarfs with Exo-earths with Near-infrared and
optical Echelle Spectrographs) es un instrumento de nueva generación que se está construyendo para ser
usado en el telescopio de 3,5 m en el observatorio de Calar Alto por un consorcio de once instituciones de
España y Alemania (Quirrenbach et al. 2012).
El objetivo principal de este nuevo instrumento es llevar a cabo un estudio de 300 estrellas enanas tipo M en
busca de posibles exotierras en la zona habitable de las mismas, a través del método de las velocidades
radiales. Esto es que se medirá la velocidad a la que se alejan o acercan de nosotros las estrellas candidatas
para determinar si hay alguna masa que perturbe su movimiento natural (haciéndolas oscilar adelante y
atrás). A esto hay que añadir que los resultados obtenidos, sean positivos o negativos, proporcionarán
suficientes datos estadísticos como para valorar la distribución de planetas en torno a estrellas M (frecuencia,
masas, parámetros orbitales) así como ayudar a posibles estudios de formación planetaria y modelos de
evolución.
Para ello el instrumento contará con dos espectrógrafos echelle que cubrirán de 0,5 a 1,0 µm y de 1,0 a 1,7
µm con una resolución espectral de 𝑅 = 82.000 (cuando 𝑅 ≥ 5×10! hablamos de espectroscopia de alta
resolución), alojados en tanques de vacío que proporcionarán un entorno con temperatura estable, necesario
para obtener una precisión en las medidas de velocidad radial de 1 m/s.
Para llevar a cabo este proyecto se dispone de una muestra de más de 2100 estrellas en la base de datos
creada para el proyecto CARMENCITA (CARMENES Cool star Information and data Archive), que se
quiere optimizar hasta 300. Para ello se filtrará la muestra sirviéndose de datos obtenidos mediante otros
instrumentos como espectros de alta y baja resolución para eliminar estrellas muy activas (que roten muy
rápido) y sistemas múltiples, ya que no son adecuados para el estudio. Las razones son que las grandes
rotadoras tendrán sus líneas espectrales ensanchadas así que perderemos información y precisión al buscar
los centros de las líneas en la correlación que se quiere hacer para determinar sus velocidades radiales. Y los
sistemas múltiples serían muy complejos de estudiar pues habría que tener en cuenta las componentes del
propio sistema y los posibles planetas presentes a la hora de estudiar las velocidades radiales de las estrellas.
1.2. Estrellas enanas de tipo M
Cuando hablamos de enanas tipo M hablamos de las estrellas más pequeñas que hay, por lo tanto de menos
masa y más frías, por lo que es imposible detectarlas sin la ayuda de un telescopio. Sus masas se encuentran
entre 0,6 y 0,08 masas solares. Aun así componen el tipo de estrellas más comunes a nuestro alrededor (66%
de toda la masa de la Vía Láctea es debida a estas estrellas) puesto que su vida es muy larga debido a dos
motivos: el primero es que, al tener una temperatura tan baja, queman sus materiales lentamente y el segundo
es que permanecen más tiempo del supuesto para ellas en la secuencia principal ya que el helio que se
produce al quemar hidrógeno no se acumula en el núcleo, por lo que puede consumir una proporción más
grande de hidrógeno antes de abandonar esta fase.
Pero ¿por qué elegir este tipo de estrellas como material de estudio para este proyecto? La respuesta es
simple, al ser tan poco masivas experimentan mayores empujes gravitatorios si tienen un planeta orbitando a
su alrededor, que es ideal para el proyecto CARMENES, ya que planea detectar estos planetas por el método
de las velocidades radiales, en las que se estudia el desplazamiento del espectro al rojo o al azul debido al
efecto Doppler.
Algunas características de estrellas M se pueden ver en la siguiente tabla:
M0V
M1V
M2V
M3V
M4V
M5V
M6V
M7V
M8V
M9V
Masa
60%
49%
44%
36%
20%
14%
10%
9%
8%
7,5%
Radio
62%
49%
44%
39%
26%
20%
15%
12%
11%
8%
Luminosidad
7,2%
3,5%
2,3%
1,5%
0,55%
0,22%
0,09%
0,05%
0,03%
0,015%
log g [cgs]
4.65
4.75
4.8
4.8
4.9
5.0
5.1
5.2
5.2
5.4
T [K]
3800
3600
3400
3250
3100
2800
2600
2500
2400
2300
Tabla 1: Características de las enanas M, los porcentajes son respecto a los datos del Sol (Reid & Hawley
2005).
En estas estrellas el transporte de energía es convectivo, ya que, debido a sus bajas temperaturas la opacidad
es alta, lo que dificulta el movimiento de los fotones a la superficie, y por tanto el transporte radiativo de
energía.
También son conocidas como enanas rojas porque su pico de emisión se sitúa entre el color rojo y el
infrarrojo. Esto se puede comprobar si aplicamos la ley de Wien, que nos relaciona la longitud de onda de
emisión máxima de un cuerpo negro con su temperatura:
𝜆!"# =
2,898×10!! 𝑚 · 𝐾
𝑇
Lo que, para los datos tabulados (Reid & Hawley 2005) nos sitúa el máximo de emisión entre 0,7 y 1,3 µm,
final del espectro visible por el rojo y principio del infrarrojo.
1.3. Base de datos de ESO (European Southern Observatory)
ESO es una organización intergubernamental dedicada a la astrofísica y desarrollo y operación de telescopios
en la zona norte de Chile. Dispone de tres observatorios, el de La Silla, el de Paranal y el Llano de
Chanjnantor.
Gracias a ello esta organización dispone de una gran base de datos astronómicos muy útiles, de la cual nos
hemos servido para obtener todos los espectros estudiados en este trabajo.
Para ello hemos usado su formulario de datos a la búsqueda de espectros de FEROS introduciendo una lista
de objetos de estudio. Dicha lista, en la que figuraban 2131 estrellas de CARMENCITA, fue organizada
según el criterio de prioridad del proyecto: la muestra está dividida en 4 clases de estrellas. Las estrellas de
máxima prioridad componen la clase Alpha. Las Beta son las siguientes en importancia. La clase Gamma
son estrellas débiles de reserva por si no fuesen suficientes las anteriores. Y por último la clase Delta la
forman binarias espectroscópicas y visuales cuyas compañeras se encuentren a menos de 5’’. Como es de
suponer esta última clasificación no es útil para el estudio de las velocidades radiales, ya que la búsqueda de
planetas sería confusa al haber varias componentes a tener en cuenta.
Después de introducir esta lista de objetos en el formulario de ESO se han obtenido unos pocos espectros,
solamente 59 de las 2131 estrellas que conforman CARMENCITA. Esto es, debido a tres motivos
principales: no existían espectros en FEROS de esas estrellas, los espectros obtenidos eran de muy mala
calidad o se trataban de datos aún privados (cuando alguien obtiene un espectro goza de exclusividad durante
un año, luego se hacen públicos para que todos los usuarios puedan estudiarlos).
Hablando de los espectros descargados de las 59 estrellas es necesario comentar que en algunos casos había
varios archivos disponibles, así que para seleccionar con cuál trabajar se escogió principalmente el más
actual, lo que hace que en muchos casos sean los propios espectros obtenidos por CARMENES con los que
se ha trabajado (43 tomados en enero de 2013 por David Montes, profesor titular en la Universidad
Complutense de Madrid).
1.4. FEROS y HARPS
· FEROS (Fiber-fed Extended Range Optical Spectrograph) es un espectrógrafo echélle de alta resolución en
La Silla (Chile).
Muy polivalente para estudios de objetos estelares y extragalácticos que requieran una alta estabilidad
espectral ya que cuenta con una gran eficiencia (en torno al 20%), un rango de trabajo muy amplio (de 350 a
920 nm) y una alta resolución (R = 48.000).
Los espectros obtenidos con este detector nos son muy útiles, ya que, aunque no se haya construido como un
detector de velocidades radiales, se pueden realizar trabajos en este sentido con una buena precisión (aunque
el instrumento óptimo para este trabajo sería HARPS, que es mucho más preciso obteniendo estos datos).
Es importante mencionar que, por lo general, los espectros FEROS descargados venían dados en una única
apertura cubriendo todo el rango disponible, pero, en algunos casos este espectro estaba dividido en varias
aperturas que han obligado a coger rangos menores de lo adecuado a la hora de correlacionarlas con las
estrellas plantilla para obtener su velocidad de rotación.
· HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) también se encuentra en La Silla, su trabajo
fundamental es encontrar exoplanetas a través del método de las velocidades radiales con una precisión de 1
m/s.
Se encuentra alojado en un recipiente al vacío que evita variaciones de presión y temperatura, lo que ayuda a
conferirle una gran resolución de R = 115.000, pero en contrapartida su rango de trabajo es mucho menor
que el de FEROS (378 - 691 nm).
Los espectros que se han descargado para este estudio han sido 67 FEROS y 2 de HARPS de un total de 59
estrellas del archivo CARMENCITA. De los cuales los de FEROS han sido los analizados para obtener
pseudoanchuras equivalentes de diferentes líneas (doblete de NaI, H&K de CaII, línea D3 de HeI y algunas
líneas de la serie de Balmer) así como para obtener valores de la velocidad de rotación de dichas estrellas.
Los 2 espectros de HARPS adicionales han sido obtenidos para confirmar una posible binaria dentro de las
estrellas analizadas, puesto que el espectro correspondiente de FEROS no era suficiente para realizar tal
afirmación.
2. Análisis
2.1. Obtención de los espectros
Todos los espectros, como se ha comentado, han sido obtenidos a través de la base de datos de ESO. Como
era de esperar había muchos casos en los que el espectro no existía o no era público, pero en las demás
situaciones se han encontrado varios espectros, así que se decidió descargar el más reciente y con mayor
tiempo de exposición (en ese orden de prioridad). Lo que nos sitúa en un primer momento con 59 espectros
FEROS, uno por cada estrella encontrada.
Según fue avanzando el proyecto, y debido a diversas comprobaciones que luego comentaré en detalle, fue
necesario descargar más espectros FEROS de algunas de nuestras estrellas problema (y dos de HARPS),
dejándonos con un total de 67 espectros FEROS y 2 HARPS.
Figura 1: Comparativa de los diferentes tipos espectrales con los que se ha trabajado ordenados de estrellas
más calientes a más frías. De arriba abajo: J07361-031 (M1.0V), J08161+013 (M2.0V), J08314-060
(M3.0V), J01466-086 (M4.0V) y J03133+047 (M5.0V).
2.2. Pseudo-anchuras equivalentes
Queremos medir la intensidad de diversas líneas de emisión para estudiar la actividad de las estrellas, pero a
la hora de empezar a analizar nuestros espectros nos encontramos con un problema, y es que el método
habitual de obtener estos valores es midiendo la anchura equivalente de las líneas, en cambio en este tipo de
estrellas no hay un continuo definido claramente, por lo que necesitamos determinar un pseudo-continuo a
partir del cual podemos medir la pseudo-anchura equivalente (pEW), que es análoga a la anchura equivalente
con el continuo.
Las líneas que se han medido son típicamente marcadoras de actividad cromosférica:
· Las cuatro primeras correspondientes a la serie de Balmer, Hα, Hβ, Hγ y Hδ.
· Las líneas H&K de CaII.
· Doblete de Sodio (D1 y D2).
· Línea D3 de HeI.
Para obtener sus intensidades nos hemos ayudado del software IRAF (Image Reduction and Analysis
Facility). Los espectros descargados pertenecían a la extensión .fits (imágenes ya reducidas y en formato
apto para IRAF) por lo que se abrían sencillamente con el comando ‘splot’ (como se ha comentado
previamente algunos espectros estaban divididos por aperturas, en esos casos el procedimiento era el mismo
pero especificando entre corchetes en número de apertura al final del nombre del archivo).
Una vez abierto el espectro se puede trabajar sobre la ventana directamente con diversas funciones del
programa. El objetivo era reconocer las líneas buscadas (que podían encontrarse a una distancia de varios
Angstroms de la esperada debido al corrimiento al rojo), ampliarlas y medir su intensidad. Para esta medida
había dos posibilidades: aproximar la línea a una gaussiana cuya área es el flujo o integrar directamente el
área encerrada ‘eligiendo’ el límite de la línea mediante el comando ‘e’. Pero para tener en cuenta algún error
en esta medida, se ha realizado este proceso tres veces para cada línea de cada estrella y así poder tener un
valor promediado con su error estadístico correspondiente.
Figura 2: Medida de pEW de la línea Hα de J04173+088 (LTT 11392)
Para comprobar si los valores que se iban obteniendo eran fiables se han comparado con los valores
previamente tabulados en CARMENCITA.
Karmn
Estrella
J04153-076
J04173+088
J05091+154
J06000+027
J06371+175
J10360+051
Omi02 Eri C
LTT 11392
Ross 388
G 099-049
HD 260655
RY Sex
Hα
Hα (old)
-3,14 ± 0,46
-5,96 ± 0,28
-2,32 ± 0,21
-2,07 ± 0,06
0,42 ± 0,01
-4,59 ± 0,53
-3,94
-7,27
-3,35
-3,45
0,44
-5,08
Tabla 2: Valores obtenidos comparados con los existentes en la literatura.
Podemos comprobar que los valores son muy parecidos pero por lo general más pequeños que los que se
habían medido previamente, esto puede ser debido al método usado en este estudio para obtener estos
valores, ya que ha habido que escoger los límites al realizar la integración de una manera ‘grosera’.
2.3. Velocidades rotacionales (vsini)
Como se ha comentado en la introducción, lo que se busca son estrellas poco rotadoras (con poca actividad),
que sus líneas estén poco ensanchadas para facilitar la tarea de estudiar su velocidad radial.
Para obtener este valor también nos hemos servido de IRAF usando la técnica de correlación cruzada,
comando fxcor (ver Tonry & Davis 1979; Basri et al. 2000; Reiners et al. 2012).
Figura 3: Correlación entre la estrella problema J01256+097 (Wolf 66) y la modelo J02362+068 (BX Cet).
Pero primero necesitamos una estrella modelo o plantilla a partir de la cual comparar los demás espectros y
poder sacar conclusiones sobre las velocidades de rotación. Para ello se han elegido dos estrellas con poca
actividad (Hα en absorción y demás líneas débiles) cuyas velocidades de rotación eran conocidas (se han
elegido dos estrellas para poder cubrir el rango espectral de la muestra de este estudio con ±2.0).
Karmn
Nombre
Clase espectral
vsini_old (km/s)
vsini (km/s)
J04538-177
GJ 180
M2.0V
2,5
3,20
J02362+068
BX Cet
M4.0V
2,5
2,24
Tabla 3: Datos de las estrellas modelo (se ha incluido el valor de vsini obtenido al correlacionarlas entre
ellas)
Una vez escogidas nuestras estrellas modelo y conociendo la estimación de sus velocidades de rotación
buscamos una zona del espectro en la que no haya muchos rayos cósmicos o líneas telúricas que puedan
falsear los datos a la hora de hacer la correlación. Para ello nos servimos del comando ‘scopy’ de IRAF, que
corta el espectro en la zona seleccionada, que se encuentra entre 7800 y 8000 Å (a excepción de los casos en
los que el espectro venía dividido en aperturas, en los que el rango de trabajo fue 7800 – 7950 Å y de otros
dos casos, en los cuales hubo que usar otra zona más limpia entre 5200 y 5400 Å).
El siguiente paso será crear espectros sintéticos realizando ensanchamientos Doppler mediante el programa
Starmod (Huenemoerder & Barden 1984; Barden 1985) modificado más recientemente por la UCM (Montes
et al. 2000), al cual se introduce el espectro y se le da un valor de velocidad de rotación que resulta en un
ensanchamiento del mismo (mediante el efecto Doppler: la parte de la estrella que rota hacia nosotros amplía
las líneas hacia el azul y la que se aleja al rojo. Cuanto más rápido rota más se ensanchan las líneas). Pero
antes se ha de reducir la resolución del intervalo seleccionado ya que el programa ‘Starmod’ no es capaz de
trabajar con más de 4000 pixeles, en este sentido se ha usado la utilidad ‘dispcor’.
Al tener los espectros sintéticos de la estrella modelo se procede a realizar la correlación cruzada
introduciendo como espectros problema los ensanchados y como plantilla el original sin adulterar y
midiendo la anchura a media altura (FWHM) para las diferentes velocidades de rotación. El objetivo de este
proceso es obtener una gráfica vsini – FWHM para al realizar esta misma operación con las estrellas
problema en relación a las plantillas, hallar su FWHM y, mediante una interpolación lineal, obtener su
velocidad de rotación.
8 0 0 -8 0 0 0 )
B X C e t(7
60
50
F WHM
40
30
20
10
0
10
20
30
40
30
40
30
40
v s ini(k m /s )
G J 1 8 0 (7 8 0 0 -8 0 0 0 )
70
60
40
F WHM
50
30
20
10
0
10
20
v s ini(k m /s )
G J 1 8 0 (5 2 0 0 -5 4 0 0 )
80
70
50
F WHM
60
40
30
20
10
0
10
20
v s ini(k m /s )
Figura 4: Gráficas de calibración, vsini frente FWHM para las estrellas plantilla: J02362+068 (BX Cet) y
J04538-177 (GJ 180) en los rangos utilizados para cada uno de los modelos.
Para comprobar que el proceso devuelve unos datos válidos realizamos dos comprobaciones: primero se
estima el vsini de estrellas de las que ya se conocía previamente, para comparar, y segundo hallamos este
mismo valor para estrellas problema de tipo intermedio (M3.0V) con las dos plantillas (M2.0V y M4.0V) y
comparamos.
B X C e t
G J 1 8 0
9
8
7
5
4
vs ini(km /s )
6
3
2
1
0
0
1
2
3
4
5
6
7
8
v s iniold (k m /s )
Figura 5: Gráfica vsini vs vsini(old)
Como se puede observar claramente en esta gráfica, los valores que figuraban en la base de datos
CARMENCITA son mayores a los obtenidos en este trabajo. Pero se debe tener en cuenta que a los valores
hallados aquí hay que sumarles la velocidad de rotación de la estrella que se ha usado como plantilla en la
correlación, ya que al realizarla no se introduce ningún dato en este sentido, por lo que a partir de ahora
tendremos en cuenta los valores de vsini de las estrellas plantilla como el error de cero que hay que tener en
cuenta para las estrellas problema. Por este motivo hay estrellas que devuelven una vsini de valor 0 o menor
en las gráficas de calibración, desde ahora estos ceros serán representados como 0*, y su valor, desconocido,
se acotará entre 0 real y el valor de vsini de la estrella modelo con la que se ha correlacionado.
Una vez se han tenido en cuenta los errores de cero se dibuja la gráfica de nuevo:
B X C e t
G J 1 8 0
9
8
7
5
vs ini(km /s )
6
4
3
2
1
0
0
1
2
3
4
5
6
7
8
v s ini(old)(k m /s )
Figura 6: Gráfica vsini vs vsini(old) sumando los errores de cero
Podemos apreciar que el haberle sumado error de cero a los valores obtenidos no mejora el comportamiento
de la gráfica, no se ajustan más a los valores que teníamos previamente en la base de datos. Esto se debe a
que al correlacionar con las estrellas problema no siempre lo hacemos entre mismos tipos espectrales, lo que
puede inducir estas desviaciones. Es más, si nos fijamos en las correlaciones hechas con BX Cet, las que
menos se desvían (las que mejor ajustan abajo y en la parte superior derecha) son tipo 4.0 o 4.5 y alguna 3.0,
lo más parecido a la modelo (LP 763-001, G 099-049, GJ 1012, Omi 02 Eri C). De la misma manera, los
puntos azules que más se ajustan pertenecen a estrellas tipos 1.5 o 2.5 y alguna 3.0 (más parecidas al 2.0 de
GJ 180) (BD-11 916, BD+02 348, GJ 1099, LP 763-001).
Por lo que se puede concluir que cuanto más parecidos sean los tipos espectrales de las estrellas problema y
las plantillas, mejor y más fiable será el valor de vsini que hallemos. Para un estudio óptimo habría que usar
una estrella plantilla de cada tipo espectral, en este trabajo no se ha hecho así porque no se disponía de
suficientes estrellas cuya velocidad de rotación haya sido estimada previamente, con baja actividad
cromosférica y de varios tipos espectrales diferentes.
12
8
6
vs ini(B X C e t)(km /s )
10
4
2
0
0
2
4
6
8
10
12
v s ini(G J 1 8 0 )(k m /s )
Figura 7: Gráfica vsini(GJ180) vs vsini(BXCet) en estrellas M3.0V
En esta gráfica se han enfrentado las velocidades de rotación de estrellas de tipo intermedio obtenidas al
correlacionar con las dos plantillas. Podemos observar que nos dan valores muy parecidos aunque, por lo
general, los valores hallados con BX Cet son mayores (por encima de la línea azul). Esto puede ser debido a
que, aunque en principio tuviesen un valor de vsini de 2,5 km/s las dos, en este trabajo se han obtenido otros
valores, que tomándolos como error de cero al obtener las rotaciones de las estrellas problema y
sumándoselo nos daría la siguiente gráfica:
14
12
8
vs ini(B X C e t)(km /s )
10
6
4
2
0
0
2
4
6
8
10
12
14
v s ini(G J 1 8 0 )(k m /s )
Figura 8: Gráfica vsini(GJ180) vs vsini(BXCet) en estrellas M3.0V, sumándoles el error de cero
Donde se puede apreciar que los valores se acercan más entre ellos, si ajustamos las dos gráficas a una recta
nos darán igual pendiente (muy cerca de 1) pero la ordenada en el origen de la segunda se encontrará más
cerca de cero, por lo que los valores de la segunda gráfica. Aun así los valores que nos dan no son perfectos,
lo que puede deberse a errores generados al realizar el ensanchamiento sintético de los espectros modelo o a
la hora de obtener vsini de las estrellas problema. Pero lo que más posiblemente afecte y que siempre
tenemos que tener en cuenta en este trabajo es que no estamos realizando las correlaciones con estrellas del
mismo tipo que los de las plantillas. Estas gráficas representan estrellas problema tipo 3.0 comparadas a
estrellas tipos 2.0 y 4.0, por lo que el proceso no será perfecto.
En conclusión, el método funciona perfectamente siempre que usemos estrellas plantilla de tipo espectral
similar a las estrellas problema, cuanto más nos alejamos del tipo espectral deseado, más error se induce. Por
lo tanto, a los valores de las velocidades de rotación hallados habrá que sumarles el valor inicial de las
estrellas modelo, excepto en el caso en que el valor obtenido haya sido 0*, por debajo del límite, que quiere
decir que su valor real estará acotado entre 0 real y el vsini de la estrella plantilla usada.
Una vez comprobado que funciona correctamente se procede a hallar las velocidades de rotación de todas las
estrellas con su error correspondiente, el cual se calcula con el parámetro TDR (Tonry & Davis 1979) que
nos devuelve IRAF en un archivo con extensión .log y usamos en la fórmula:
𝑣 sin 𝑖
1 + 𝑇𝐷𝑅
∆ 𝑣 sin 𝑖 =
Y estudiamos el comportamiento de vsini en función del tipo espectral. Cabe esperar que la velocidad de
rotación aumente con el tipo espectral.
10
6
vs ini(km /s )
8
4
2
0
M0,0V
M1,0V
M2,0V
M3,0V
M4,0V
M5,0V
T ipoe s pe c tra l
Figura 9: Gráfica vsini frente tipo espectral
14
10
8
vs inic orre g ido(km /s )
12
6
4
2
M0,0V
M1,0V
M2,0V
M3,0V
M4,0V
M5,0V
T ipoe s pe c tra l
Figura 10: Gráfica vsini (con error de cero) frente tipo espectral
Podemos ver que es así, aunque también encontramos en los tipos tempranos rápidas rotadoras que no nos
permiten sacar una conclusión clara para esta relación.
3. Resultados y discusión
3.1. pEW y vsini
-6
-5
-3
pE W (H α )
-4
-2
-1
0
1
M0,0V
M1,0V
M2,0V
M3,0V
M4,0V
M5,0V
Figura 11: En esta gráfica se muestra la relación que tiene la pseudo anchura equivalente con el tipo
espectral. Los puntos rojos muestran las estrellas de prioridad alfa y los negros las demás.
Podemos observar que según avanza el tipo espectral las estrellas son más activas. Esto ya estaba establecido
(Barrado y Navascués & Martin 2003) mediante una fórmula que relaciona la emisión en Hα con el tipo
espectral dibujando una curva que define como va aumentando la emisión en esta línea (actividad estelar)
según nos centramos en tipos espectrales más tardíos.
La conclusión de esta gráfica es que, atendiendo al tipo espectral, se debería buscar (generalmente) tipos
espectrales tempranos que son los que garantizan una baja actividad cromosférica.
(G j1 8 0 )
(B X C e t)
-6
-5
-3
pE W (H a lpha )
-4
-2
-1
0
1
0
2
4
6
8
10
12
v s ini(k m /s )
Figura 12: Gráfica vsini vs pEW(Hα). En azul están representadas las estrellas cuya correlación se ha
realizado con la estrella modelo GJ 180 (de tipo 3.0 o menor) y en verde las hechas a partir de BX Cet (3.0
o mayor)
Se puede observar que, por lo general, cuando encontramos la línea Hα en absorción, la estrella tiene poca
actividad cromosférica, por lo que la velocidad de rotación será baja. Según vamos encontrándonos valores
de Hα en emisión, y cada vez mayores, vsini crece. Este comportamiento es el esperado, sin embargo se
esperaba una relación lineal más definida. Hay dos razones que pueden explicar porque esta gráfica no se
comporta como esperábamos:
Algunas estrellas que tienen valores de semianchura equivalente muy altos pueden ser debidos a destellos o
llamaradas captadas en el momento de la observación.
También hay que tener en cuenta que esta gráfica no muestra una relación directa entre pEW(Hα) con la
velocidad de rotación del ecuador de la estrella, sino a una proyección de la misma sobre nuestra línea de
visión.
En definitiva no se puede sacar una conclusión fiable en cuanto a la relación entre estas dos variables.
3.2. Estrellas binarias y sistemas triples
Uno de los resultados de mayor interés en este estudio ha sido la reclasificación de ciertas estrellas a la clase
delta debido a que se ha descubierto que en realidad eran sistemas binarios o triples.
Al realizar la correlación cruzada con estas estrellas se detectaban dos picos (o tres) en vez de un único perfil
de correlación. Debido a este hecho fue necesario obtener más espectros que los 59 originales, para poder
comprobar varias veces si se trataba de sistemas múltiples o simplemente de espectros de mala calidad que
falseaban los datos (en un caso no había espectro FEROS, por lo que hubo que hacer una correlación con
espectros HARPS).
Las estrellas que se han identificado como binarias espectroscópicas han sido: GJ 1284, G 272-145, LP 675076, HG 7-206 Y G 050-001. A lo cual hay que añadir un sistema triple: LP 653-008. De todas ellas
solamente una (GJ 1284) se tenía conocimiento de que fuese una SB2 (Torres et al. 2006).
En estos casos se ha procedido a hallar la velocidad heliocéntrica relativa de sus componentes para aportar
algo de información a estos nuevos sistemas. Para ello hemos tenido que realizar la correlación de los dos
picos simultáneamente con el comando deblending ‘d’ como vemos en la siguiente imagen.
Figura 13: Correlación de los dos picos de uno de los sistemas binarios descubiertos, J04252+080S (HG 7206) con la estrella modelo J04538-177 (GJ 180).
Figura 14: Correlación del sistema triple descubierto, J03346-048 (LP 653-008) con la estrella modelo
J02362+068 (BX Cet).
Nombre
Clasificación
Espectro
Fecha(yhora)
Velocidadheliocentricarelativa(km/s)
G272-145
Binaria
HG7-206
LP675-076
G050-001
Binaria
Binaria
Binaria
LP653-008
Sistematriple
FEROS
HARPS
HARPS
FEROS
FEROS
FEROS
FEROS
FEROS
04/01/2013
01/12/2008
18/09/2010
01/06/2013
23/01/2013
05/01/2013
06/01/2013
03/01/20131:22
FEROS
03/01/20131:40
13,28
11,46
14,62
18,55
17,08
42,26
36,90
22,39
33,87
11,48
31,52
33,69
2,77
Tabla 4: Sistemas múltiples descubiertos
4. Conclusiones y futura investigación
El estudio de estas 59 estrellas concluye principalmente en una reclasificación de las mismas, excluyendo
para un posterior estudio de posibles exoplanetas los sistemas múltiples detectados, así como en una mejora
de la estimación de las velocidades rotacionales, incluyendo incertidumbres. Sin embargo, todavía es
necesario medir con precisión las vsini de las estrellas cuyos valores eran 0*.
El futuro del proyecto CARMENES pasa por priorizar (mediante diversas técnicas, no solo la de este
estudio) la gran muestra de estrellas de que dispone para así reducirla a 300, un número más manejable si
hablamos de un futuro estudio en profundidad con el detector CARMENES que el consorcio está
desarrollando para formar parte del observatorio de Calar Alto en Almería.
Y en lo correspondiente a los sistemas múltiples descubiertos, sería conveniente realizar un estudio de
diferentes parámetros interesantes como pueden ser las órbitas de las componentes, sus periodos, masas, así
como una investigación de la relación entre las estrellas que los conforman como por ejemplo si tienen la
misma procedencia, tipo espectral, etc.
Referencias
Barden, S. C. 1985, ApJ, 295, 162
Barrado y Navascués, David & Martin & Eduardo 2003, AJ 126:2997
Basri, G. et al. 2000, ApJ, 538,363
Hidalgo, D. 2014 MSc thesis, Universidad Complutense de Madrid, España
Huenemoerder, D. P., & Barden, S. C. 1984, BAAS, 16, 510
Martinez, H. 2014 MSc thesis, Universidad Complutense de Madrid, España
Mayor, M. et al. 2003, The Messenger 114, 20
Montes, D. et al. 2000, A&AS, 146, 103M
Quirrenbach, A. et al. 2012, SPIE, 8446, E0R
Quirrenbach, A., Amado, P. J., et al. 2012, SPIE, 7735, E37
Reid, I. N., & Hawley, S. L. : New light on dark stars: red dwarfs, low-mass stars, brown dwarfs.
Springer 2005.
Reiners, A. et al. 2012, ApJ, 143, 93
Tonry, J., & Davis, M. 1979, ApJ, 84, 1511-1525
Torres, G. et al. 2006, A&A, 460, 695
J00286-066
J00315-058
J01256+097
J01466-086
J02096-143
J02123+035
J02362+068
J02581-128
J03026-181
J03040-203
J03102+059
J03133-047
J03217-066
J03233+116
J03507-060
J03526+170
J04153-076
J04173+088
J04252+080S
J04376+110
J04429+189
J04538-177
J05019-069
J05078+179
J05091+154
J05298-034
J05472-000
J06000+027
J06371+175
J06422+035
Karmn
GJ1012
GJ1013
Wolf66
LP708-416
LP709-040
BD+02348
BXCet
LP711-032
GJ121.1
LP771-077
EKCet
CDCet
G077-046
G005-032
GJ1065
Wolf227
Omi02EriC
LTT11392
HG7-206
BD-11916
HD285968
GJ180
LP656-038
G085-041
Ross388
Wolf1450
StKM1-578
G099-049
HD260655
G108-021
Estrella
3,00
3,99
2,50
4,00
5,50
2,50
2,50
3,20>
3,00
7,40
-
vsini(old)
[km/s]
3,204
3,454
5,446
5,656
4,004
6,651
4,252
5,430
4,506
3,204
3,204
8,261
8,544
3,204
9,371
4,537
3,447
1,048
2,226
1,302
0*
0*
5,057
5,340
0*
6,167
1,333
vsini+error
decero
[km/s]
0*
0,250
2,242
2,452
0,800
vsini
[km/s]
0,003
0,012
0,007
0,045
0,013
-
0,002
0,005
0,016
0,001
0,006
0,026
0,001
Δvsini
[km/s]
CorrelaciónconJ04538-177(GJ180)
3,120
8,456
6,214
0,878
5,446
4,878
7,131
7,242
2,877
5,297
5,816
8,499
5,520
3,528
2,942
3,242
2,958
10,379
vsini+error
decero
[km/s]
3,204
2,636
4,889
5,000
0,635
3,055
3,574
6,257
3,278
1,286
0,700
1,000
0,716
8,137
vsini
[km/s]
0,008
0,051
0,008
0,026
0,029
0,014
0,005
0,020
0,021
0,066
0,014
0,003
Δvsini
[km/s]
0,012
0,008
0,003
0,074
CorrelaciónconJ02362+068(BXCet)
Apéndice: Figuras y tablas
J07287-032
J07342+009
J07361-031
J07386-212
J07418+050
J07545+085
J08161+013
J08314-060
J08344-011
J08371+151
J08428+095
J09008+052E
J09011+019
J09023+084
J09425-192
J09447-182
J10360+051
J10520+139
J11467-140
J11541+098
J18387-144
J19220+070
J20038+059
J21087-044S
J22565+165
GJ1097
GJ1099
GJ282C
LP763-001
G050-001
LSPMJ0754+0832
GJ2066
LP665-022
LP605-037
NLTT19893
BD+101857C
Ross686
Ross625
NLTT20817
LP788-024
GJ1129
RYSex
GJ403
GJ443
Ross119
GJ2138
GJ1236
GJ1248
BD-055480A
HD216899
2,50
3,00
2,50
3,00
3,00
3,00
2,50
[km/s]
3,204
3,204
3,204
12,731
3,204
3,304
3,704
6,075
3,204
7,020
12,419
4,252
0,500
2,871
0*
3,816
9,215
1,048
decero
[km/s]
4,823
4,054
8,110
3,254
4,883
11,400
3,204
5,109
0*
0*
0*
9,527
0*
0,100
1,619
0,850
4,906
0,050
1,679
8,196
0*
1,905
[km/s]
0,027
0,034
0,249
0,001
0,005
0,016
0,001
Δvsini
[km/s]
0,017
0,007
0,008
0,001
0,015
0,020
0,005
3,080
5,557
5,872
2,661
3,385
5,279
3,315
3,630
0,419
1,143
3,037
0,838
2,323
12,764
5,106
4,333
2,864
2,091
0,081
10,522
2,850
decero
[km/s]
4,242
0,608
2,000
[km/s]
0,010
0,038
0,010
0,002
0,014
0,017
0,001
0,039
0,013
0,022
0,010
Δvsini
[km/s]
0,016
7
riC
2
6
2
08
77
32
16
5
40
48
0,17±0,06
0,30±0,02
0,45±0,02
0,34±0,03
0,30±0,01
0,32±0,02
0,39±0,02
-0,21±0,04
0,25±0,01
-3,14±0,46
-5,96±0,28
-6,55±1,63 -9,17±1,91
-4,12±0,31 -3,43±0,47
-12,73±1,57
-
-0,20±0,02
-3,28±0,70 -1,80±0,14
-1,93±0,19 -1,74±0,37
-3,92±1,32 -1,75±0,21
-9,82±1,65 -8,51±2,01
-28,47±14,86 -10,61±3,16
-6,86±1,43 -7,31±1,84 -6,87±2,07 -0,32±0,05
-2,30±0,24 -9,11±0,93 -7,11±1,37
-
3,73±0,34
4,20±0,43
2,29±0,19
2,68±0,23
2,90±0,18
3,78±0,30
3,21±0,26
5,59±0,48
3,43±0,28
5,64±0,20
3,17±0,17
3,99±0,26
-0,79±0,05
4,16±0,51
4,41±0,71
4,68±0,52
-
3,20±0,15
3,84±0,28
1,65±0,36
1,80±0,28
2,25±0,19
3,62±0,28
2,46±0,43
5,36±0,44
2,95±0,46
4,37±0,21
2,75±0,10
4,45±0,76
-0,46±0,02
2,80±0,37
4,09±0,60
3,54±0,64
-
038
-0,97±0,07
41
8
-2,32±0,21
50
0,31±0,01
-578
49
-2,07±0,06
655
0,42±0,01
21
0,34±0,01
0,29±0,01
?
001
0,30±0,01
01
754+0832 0,12±0,07
022
-
968
-1,44±0,10
-3,01±0,16
-4,21±0,40
-0,25±0,02
-0,59±0,02
-
-3,66±0,60
-3,09±0,43
-0,66±0,11
-2,59±0,37
-0,66±0,07
-
-0,82±0,07
-1,97±0,10
-0,77±0,05
-1,89±0,78
-2,02±0,17
-0,74±0,02
-
-5,10±0,18
-4,34±0,63
-6,13±0,99
-8,22±2,22
-11,63±2,35
-2,58±0,57
-11,01±3,88
-5,61±1,11
-2,48±0,26
-0,63±0,12
-3,31±1,11
-2,45±1,01
-10,48±1,55
-1,90±0,33
-13,69±4,79
-1,37±0,25
-3,55±0,76
-3,15±0,30
-1,74±0,19
-5,38±1,75
-2,95±0,44
-7,31±1,59
-1,20±0,12
-5,91±1,66
-5,72±0,70
-1,74±0,27
-1,72±0,21
-2,18±0,80
-6,56±0,78
-1,07±0,13
-2,85±0,60
-0,51±0,12
-2,57±0,35
-0,21±0,02
-
3,86±0,29
4,90±0,52
4,84±0,68
3,26±0,25
4,32±0,27
4,68±0,99
4,80±0,35
-2,37±0,32
5,48±0,21
4,20±0,60
5,92±0,46
3,61±0,14
3,45±0,07
6,32±1,21
2,25±0,17
3,35±0,36
4,23±0,51
4,32±0,63
2,47±0,13
4,19±0,19
3,71±0,66
4,00±0,10
-0,51±0,10
5,17±0,38
4,22±0,29
4,43±0,47
2,98±0,25
2,73±0,39
4,74±0,19
1,64±0,24
80A
99
76
17
24
57C
0,36±0,02
0,35±0,04
0,39±0,03
0,29±0,02
-4,59±0,53
0,24±0,03
0,34±0,01
0,40±0,02
0,33±0,03
0,45±0,01
-1,18±0,22
-6,13±0,64
-2,49±0,20
-5,65±1,02
-2,13±0,36
-2,16±0,22 -1,61±0,34
-7,02±1,74 -4,91±2,45
?
-0,76±0,08
-9,12±2,15 -2,94±0,80
-3,95±0,81 -10,50±4,64 -6,89±1,25
-1,51±0,14 -2,39±0,27
-14,63±5,72 -6,14±1,89
-0,49±0,12 -0,26±0,04
-5,97±1,28 -3,67±0,99
-2,25±0,07 -6,69±0,35 -3,62±0,74
-
-0,63±0,14
-
3,03±0,29
3,38±0,31
3,61±0,37
3,77±0,19
4,29±0,62
4,43±0,27
3,31±0,29
-0,80±0,16
3,86±0,64
3,03±0,20
4,19±0,35
4,32±0,44
6,12±0,79
4,53±0,74
3,26±0,30
4,77±0,25
3,92±0,74
2,61±0,21
2,23±0,10
2,44±0,16
3,08±0,22
3,62±0,51
3,56±0,14
2,56±0,41
-0,66±0,17
3,00±0,36
2,54±0,19
3,56±0,26
3,45±0,07
4,51±0,35
3,42±0,62
2,51±0,33
4,39±0,33
3,58±0,58
-7
-6
-5
-3
pE W (H α )
-4
-2
-1
0
1
M-1,0V
M0,0V
M1,0V
M2,0V
M3,0V
M4,0V
M5,0V
M6,0V
T ipoe s pe c tra l
-16
-14
-12
-8
pE W (H β )
-10
-6
-4
-2
0
M-1,0V
M0,0V
M1,0V
M2,0V
M3,0V
M4,0V
M5,0V
M4,0V
M5,0V
T ipoe s pe c tra l
-12
-10
-6
pE W (H γ )
-8
-4
-2
0
M-1,0V
M0,0V
M1,0V
M2,0V
M3,0V
T ipoe s pe c tra l
-8
pE W (H δ )
-6
-4
-2
0
M-1,0V
M0,0V
M1,0V
M2,0V
M3,0V
M4,0V
M5,0V
T ipoe s pe c tra l
-40
-20
pE W (C a IIK )
-30
-10
0
M-1,0V
M0,0V
M1,0V
M2,0V
M3,0V
M4,0V
M5,0V
M6,0V
M4,0V
M5,0V
M6,0V
T ipoe s pe c tra l
-14
-12
-8
pE W (C a IIH )
-10
-6
-4
-2
0
M-1,0V
M0,0V
M1,0V
M2,0V
M3,0V
T ipoe s pe c tra l
-0,8
-0,7
-0,5
pE W (H e ID 3 )
-0,6
-0,4
-0,3
-0,2
-0,1
M-1,0V
M0,0V
M1,0V
M2,0V
M3,0V
M4,0V
M5,0V
M6,0V
M4,0V
M5,0V
M6,0V
M4,0V
M5,0V
M6,0V
T ipoe s pe c tra l
-4
-2
2
pE W (N a ID 2 )
0
4
6
8
M-1,0V
M0,0V
M1,0V
M2,0V
M3,0V
T ipoe s pe c tra l
-1
0
2
pE W (N a ID 1 )
1
3
4
5
6
M-1,0V
M0,0V
M1,0V
M2,0V
M3,0V
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