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Evolución estelar (tardía)

Evolución estelar en fases avanzadas con Gaia

Nos interesa completar la estadística, mejorar la estimación de distancias, determinar la incidencia de binariedad y variabilidad fotométrica, y mejorar la estimación de parámetros fisico-químicos, de estrellas poco masivas en fases evolutivas avanzadas.

Inicialmente consideraremos 4 categorías de objetos:

-estrellas subenanas calientes--- HSD

-estrellas post-AGB --- PAGB

-estrellas centrales de nebulosas planetarias ---PNE

-enanas blancas ----WD

Salvo quizá en el caso de las WDs, se estima que en la galaxia debe existir una población mucho mayor de la actualmente conocida de estos objetos. Gaia realizará un survey completo entre magnitudes 6 y 20, que permitirá completar la estadística de estos tipos de estrellas. La determinación precisa de distancias por paralaje permitirá obtener parámetros absolutos de estas estrellas que permitirán a su vez mejorar los modelos de estos objetos y estudiar su evolución. En el caso concreto de las WDs y objetos relacionados, como por ejemplo las binarias doblemente degeneradas (DD), el disponer de una muestra estadisticamente significativa permitiria aclarar importantes problemas de la Fisica más actual.

En el caso de las PNE, debido al estrecho rango de masas que se estima para el remanente estelar, estas estrellas se utilizan como indicadores de distancias extragalácticas. Conocer las distancias precisas a las PNE de nuestra galaxia permitirá calibrar el método. Además permitirá estimar con mejor precisión las cinemática de las envolturas circumestelares.

En el caso de las estrellas PAGB, en algunos casos se puede observar la estrella central, y en otros está muy enrrojecida y serán indetectables. Esta fase evolutiva es poco conocida y actualmente los catálogos existentes contienen pocos objetos.

Las subenanas calientes son objetos de masa canónica aproximadamente media masa solar, a medio camino evolutivo entre las fases post-Gigante Roja y Enana Blanca, de las que son precursoras directas. Sin embargo, el origen de las HSD con atmósferas de Helio permanece aún hoy desconocido. Se cree que las HSD constituyen una población numerosa en la mayoría de galaxias azules, donde su emisión UV supone una importante contribución en ese rango. Es importante caracterizar detalladamente la población de subenanas calientes en nuestra galaxia, completando en la mejor medida posible los catálogos existentes hasta hoy (aproximadamente 2400 objetos).

Tareas propuestas:

1- Elaboración de un catálogo de referencia para Gaia a partir de lo existente en la literatura, y con la ayuda de herramientas del SVO (posiciones)

2- Búsqueda de templates para los instrumentos de Gaia a partir de observaciones

- Recopilación de espectros y espectrofotometría (catálogo de Olga Suárez et al., SDSS-SEGUE, Subdwarf Database)

3- Búsqueda de templates a partir de modelos y del uso del simulador de Gaia

- Modelos de Dirk Husfeld et al. para HSD

El grupo de investigadores españoles que hasta hoy han mostrado su interés en estas líneas de trabajo está constiyuido por las siguientes personas:

Romano Corradi: rcorradi @ iac.es

Pedro García Lario: Pedro.Garcia-Lario @ sciops.esa.int

Enrique García-Berro: Enrique.Garcia-Berro @ upc.edu

Francisco Garzón López: fgl @ iac.es

Álvaro Giménez: gimeneza @ inta.es

Martín Guerrero: mar @ iaa.es

Jordi Isern: isern @ ieec.uab.es

Francisco Jiménez-Esteban: Fran.Jimenez-Esteban @ cab.inta-csic.es

Antonio Mampaso: amr @ iac.es

Arturo Manchado: amt @ iac.es

Minia Manteiga Outeiro: manteiga @ udc.es

Luis Felipe Miranda: lfm @ iaa.es

Raquel Oreiro: roreiro @ iaa.es

Angels Riera: angels.riera @ upc.edu

Cristina Rodríguez López: cristina.rodriguez-lopez @ ast.obs-mip.fr

Olga Suarez: olga.suarezf @ gmail.com

Ana Ulla: ulla @ uvigo.es

Eva Villaver: eva.villaver @ uam.es Martín Guerrero: mar @ iaa.es

María Rosa Zapatero: mosorio @ iac.es

Contacto. F. Jiménez-Esteban (responsable del grupo de trabajo, e-mail: Fran.Jimenez-Esteban @ cab.inta-csic.es).

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Topic revision: r8 - 2010-06-28 - DaniMolina
 
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