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Contribución española en GREAT

Gaia: La galaxia en un Petabyte

Documentos

• Contribuciones de las jornadas de Maó http://www.ieec.cat/mediterrania2009

Líneas de trabajo

Lista de participantes en la "mesa redonda estelar" del viernes, 2 de Octubre: Álvaro Giménez, Carme Jordi, Luis M. Sarro, Carlos Eiroa, Minia Manteiga, Amparo Marco, Carmen Morales, Jesús Maíz-Apellániz, Alfredo Sota, Teresa Aparicio Villegas, Marwan Gebran, Eduardo Martín, Holger Voss, Nuria Huélamo, Alcione Mora, David Montes, Ruth Carballo, José Manuel Carrasco, Ignacio Negueruela, María Rosa Zapatero Osorio, Lola Balaguer

TEXTO de PROGRAMAS sugeridos
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• MASSIVE STARS AND GAIA Jesús Maíz-Apellániz (IAA)

Massive stars are the great disruptors of the ISM, ionizing it with their EUV photons, injecting kinetic energy through stellar winds and core-collapse supernovae, and enriching it with heavy elements. They are also the brightest stars; hence, they will act as signposts for Gaia by being the most distant objects visible through the dusty alactic plane.

Massive stars are notorously hard to study due to their small number and typical large distances (there are only several tens of hundreds of objects above 20 solar masses in the entire Galaxy), their intrisic multiplicity (the available data is consistent with all massive stars being born in multiple systmes), their concentration along the alactic plane (hence, their typical large extinction values), and the need of spectroscopic means to accurately identify them. Gaia will make huge contributions in all of those fields by identifying many new massive stars, accurately measuring their distances, and flagging new possibly multiple systems. All of the above will finally allow us to reach one of the holy grails of massive-star research, the stellar IMF above 20 solar masses (including both its real slope and its upper-mass cutoff) for the solar neighborhood and beyond.


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• ESTUDIO DE NEBULOSAS PLANETARIAS CON GAIA Minia Manteiga (Univ. Coruña)

A pesar de que la mayoría de las estrellas de masa baja e intermedia pasarán por la fase de Nebulosa Planetaria (PNe), las distancias a las nebulosas se conocen mal, en general con un factor 2-3 de incertidumbre, con mayor imprecisión que para las estrellas que se encuentran en la secuencia principal. En consecuencia, tampoco se conoce bien la luminosidad absoluta de las estrellas centrales ni su posición en el diagrama HR. Esto dificulta la comparación de objetos reales (tanto PNe como objetos en la fase de transición entre la AGB y la fase de PNe) con las predicciones de los modelos de evolución estelar. Las distancias son también fundamentales para conocer la distribución espacial de las PNe y determinar su función de luminosidad en la Galaxia, cuyo corte se utiliza como indicador de distancias en otras galaxias (Magrini et al. 2003).

El catálogo de Acker (Acker et al. 1992) muestra más de 400 PNe cuyas estrellas centrales tienen Mv más brillante de 18. Los instrumentos astrométricos de Gaia permitirán determinar distancias por paralajes con una precisión de menos de un 5% para objetos situados a 1 Kpc y con Mv >18, y entre 10-20% para Mv=19-20. A 10 Kpc las precisiones serán de un 10% a Mv =15. Gaia solo podrá medir objetos puntuales, aun así, para PNe con estrellas centrales brillantes, estas medidas supondrán un salto cuantitativo en el conocimiento de su naturaleza física.

Entre los instrumentos de Gaia, el espectrógrafo de velocidades radiales RVS (8470-8740 a R=11500) permitirá la determinación de velocidades radiales para objetos con Mv >17, y que presenten las líneas de Paschen no muy afectadas por enrojecimiento interestelar. Adicionalmente, los espectrofotómetros de Gaia permitirán conocer la distribución de energía entre 0,3 y 1 micra de las estrellas centrales permitiendo la determinación de sus propiedades físicas.


Lista provisional de personas interesadas:

Coordinador: Romano Corradi (ING/IAC)
Investigadores: Arturo Manchado, Angels Riera, Eva Villaver, Luis Miranda, Ana Ulla, Minia Manteiga

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• THE HR DIAGRAM AND MASS DISTRIBUTION OF BROWN DWARFS WITH GAIA María Rosa Zapatero Osorio (CAB, CSIC-INTA)

It is expected that thousands of brown dwarfs, objects with a mass intermediate between planetas and stars, will be detected by GAIA at an age typically below 1 Gyr, and their positions and distances will be measured to unprecedent accuracy. Because brown dwarfs evolve to a rapidly fading luminosity, GAIA will "see" them at relatively near distances; these objects will thus show high proper motions, and can be easily recognized through this astrometric property in addition to their very red optical colors. GAIA will allow us to produce the HR diagram for brown dwarfs of different ages, providing new insight on the substellar luminosity evolution and an observational test for current and future state-of-the-art substellar theory.

Additionally, GAIA will be quite sensitive to brown dwarf binaries and brown dwarfs as companions to stars, even though companions are too faint for direct detection of their light. GAIA will have the power to study the incidence of brown dwarf binaries (an issue not clearly solved today) and the mass distribution of the components through the analysis of the astrometric orbits.

This program does not require much pre-GAIA preparatory work either theoretical or observational since the current progress of this field of research is "doing" it naturally. However, it is foreseen that plenty of follow-up observations, particularly spectroscopy and high-resolution spatial imaging, will be required to complement GAIA data.

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• DISTANCIAS EXACTAS A CÚMULOS MASIVOS Ignacio Negueruela (Univ. Alicante)

El conocimiento de las distancias exactas a cúmulos jóvenes de alta masa nos permite utilizar su potencial como trazadores de los brazos espirales. Además, nos resulta indispensable para identificar las diferentes fases evolutivas que atraviesan las estrellas de gran masa, en particular, aquellas fases rápidas en que se produce una importante pérdida de masa. Los objetivos principales que perseguiríamos son:

1) Distancias exactas a trazadores del Brazo de Perseo y del Brazo del Cisne, para definir la estructura galáctica en la zona más exteriro.

2) Distancias exactas a los grandes cúmulos del interior galáctico.

3) Pertenencia de las estrellas más masivas a cúmulos abiertos: identificación de blue stragglers, luminosidades absolutas de fases transicionales (variables azules luminosas, hipergigantes, estrellas Wolf-Rayet, ...)

4) Calibración de las luminosidades de las supergigantes rojas en función de la masa de las estrellas progenitoras.


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• A TRIDIMENSIONAL STUDY OF THE GOULD BELT Nuria Huélamo (CAB, CSIC-INTA), Carlos Eiroa (Univ. Autónoma Madrid)

Low-mass Star forming Regions (SFR), open clusters, and associations are ideal laboratories to study how low-mass stars form and evolve.

Most of the fundamental parameters of pre-main sequence (PMS) low-mass stars (the so-called T Tauri stars) are distance-dependent and, therefore, affected by large uncertainties that difficult the interpretation of the data. Gaia will dramatically improve our knowledge of the low-mass stellar formation process due to its unprecedented precision in proper motion and parallax determination, which will allow to determine fundamental properties of PMS low-mass stars with high accuracy.

One of the best regions to learn about low-mass stellar formation is the Gould Belt, a ring of young stars and nebulae surrounding the Solar System. Given the small distance to the different SFR in the belt (between 120 and 700 pc), and the low visual extinction to most of them, it is the ideal site to study the statistical properties of pre-main sequence low-mass stars, and to learn about their formation mechanism. Hence, we propose to study the Gould Belt with Gaia. The main objectives are described below:

- Detect a statistically significant number of bona-fide members in each region of the Gould Belt. Trace the population of Class II and Class III objects.

- Build HR diagrams with very small uncertainties due to the high precision in proper motion and parallax. This will allow to derive accurate ages, and therefore mass functions, to be compared with theoretical evolutionary tracks.

- Study the kinematics, dynamics, and metallicity of each region together with the 3D spatial distribution of the stellar population.

- Study of age and velocity dispersion within each individual region.

Pre-Gaia: Analysis of already existing data of both candidates and confirmed members in each SFR and association, mainly 2MASS, Spitzer (legacy), JCMT, Herschel, Chandra, XMM data.

Post-Gaia observations: Gaia spectroscopic data will allow a preliminary characterization of the sources through the Calcium triplet. However, higher resolution spectroscopic observations will be needed to derive more accurate values of the temperatures, surface gravities and rotational velocities.

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• ESTRUCTURA DE LAS ESTRELLAS, COMPARACIÓN CON MODELOS. Carme Jordi (Univ. Barcelona), Álvaro Giménez (CAB, CSIC-INTA)

Los modelos teóricos de estructura estelar incluyen un modelo del transporte por convección en el núcleo (importante para las estrellas más masivas) y prácticamente nunca se incluye la actividad magnética (importante para las estrellas menos masivas). Actualmente, la modelización es bastante simple, y la comparación de masas y radios estelares determinados a partir de observaciones (en binarias eclipsantes) muestra discrepancias con las predicciones teóricas. El descubrimiento de binarias eclipsantes separadas por Gaia permitirá ampliar la muestra actual (muy reducida) y estudiar la convección en función de la masa, la metalicidad y la edad en la parte alta de la secuencia principal (Ribas et al. 2000, MNRAS, 318, 55), y los efectos de la actividad y las manchas en la parte baja de la secuencia principal (Morales et al. 2008, A&A, 478, 507) en función de la actividad magnética. Las temperaturas pueden determinarse a partir de las luminosidades, que a su vez se derivan de las paralajes precisas de Gaia. De especial interés serán aquellas estrellas que además pertenezcan a cúmulos, puesto que eso fijará la edad. Las observaciones de Gaia requerirán observaciones espectroscópicas complementarias para derivar las curvas de velocidad radial (en los casos que Gaia no las determine).

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• CRONOMETRÍA DEL LITIO Eduardo Martín (CAB, CSIC-INTA)

RecGaia Documentos

• REG-Oct09-Conclusiones.doc: Conclusiones del encuentro de Menorca

• REG-AACC-Solicitud.pdf: Solicitud de la AACC para la creación de la Red Española Gaia

• REG-AACC-Memoria.pdf: Memória de la AACC para la creación de la Red Española Gaia

La Red para la Explotación científica de Gaia (REG) es una red temática abierta a la comunidad astronómica española dedicada al intercambio científico entre investigadores en todas aquellas líneas relacionadas con la explotación científica de los datos de Gaia.

Página mantenida por Lola Balaguer y ??? (sus direcciones electrónicas están en la lista de miembros de la REG).

Red para la Explotación Cientifica de Gaia

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