{"id":104533,"date":"2018-03-11T10:27:35","date_gmt":"2018-03-11T10:27:35","guid":{"rendered":"https:\/\/www.deberes.net\/tesis\/sin-categoria\/asteroseismology-and-mass-loss-in-be-stars-study-with-corot\/"},"modified":"2018-03-11T10:27:35","modified_gmt":"2018-03-11T10:27:35","slug":"asteroseismology-and-mass-loss-in-be-stars-study-with-corot","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.deberes.net\/tesis\/astronomia-y-astrofisica\/asteroseismology-and-mass-loss-in-be-stars-study-with-corot\/","title":{"rendered":"Asteroseismology and mass loss in be stars. study with corot."},"content":{"rendered":"

Tesis doctoral de Pascual David Diago Nebot <\/strong><\/h2>\n

Con el presente proyecto se plantea estudiar las caracter\u00edsticas de las oscilaciones peri\u00f3dicas en estrellas be, y su relaci\u00f3n con los procesos de eyecci\u00f3n de materia y formaci\u00f3n del disco circunestelar. Para ello se pretende usar datos fotom\u00e9tricos de gran precisi\u00f3n proporcionados por la misi\u00f3n espacial corot (convecci\u00f3n, rotaci\u00f3n y tr\u00e1nsitos), lanzada el pasado 27 de diciembre de 2006. por estrella be se designa a una estrella de tipo espectral b en cuyo espectro las l\u00edneas de la serie de balmer del hidr\u00f3geno, y otras l\u00edneas, aparecen en emisi\u00f3n. Esta emisi\u00f3n se genera por procesos de recombinaci\u00f3n en una envoltura circunestelar, con forma de disco, cuyo origen es todav\u00eda desconocido. El fen\u00f3meno be constituye el problema m\u00e1s antiguo de la astrof\u00edsica estelar que todav\u00eda permanece sin resolver. La primera estrella be, $gamma$ cassiopeiae, fue identificada en 1869 por el padre angelo secchi, uno de los pioneros de la espectroscop\u00eda estelar. M\u00e1s de 130 a\u00f1os despu\u00e9s, todav\u00eda no hay modelos generalmente aceptados que expliquen la fenomenolog\u00eda asociada a estos objetos. Aproximadamente el 20% de todas las estrellas b presentan el fen\u00f3meno be citep[ver][ para un review m\u00e1s completo]{2003pasp..115.1153p}. pr\u00e1cticamente todas las estrellas be presentan variabilidad fotom\u00e9trica irregular, con escalas temporales de meses o a\u00f1os, debida a variaciones en la extensi\u00f3n y densidad del disco circunestelar. Adem\u00e1s, un gran porcentaje de estrellas be presenta tambi\u00e9n variabilidad de corto periodo, tanto fotom\u00e9trica como en el perfil de las l\u00edneas espectrales. El 86% de las estrellas be tempranas observadas por verb+hipparcos+ presentan variabilidad fotom\u00e9trica de corto periodo, y el porcentaje disminuye hasta el 18% en los tipos mas tard\u00edos citep[][]{1998a&a…335..565h}. la presencia de multiperiodicidad en la variaci\u00f3n de los perfiles de l\u00ednea indica que las estrellas be pulsan no radialmente. De acuerdo con los modelos te\u00f3ricos, las estrellas be tempranas deben presentar modos \textit{p-} de corto periodo, mientras que las tard\u00edas deben presentar modos \textit{g-} de periodo m\u00e1s largo. Los resultados observacionales actuales, sin embargo, parecen no confirmar estas predicciones. Las causas podr\u00edan ser la mala identificaci\u00f3n de modos, y el hecho de que los c\u00e1lculos te\u00f3ricos se restringen a objetos con baja o nula velocidad de rotaci\u00f3n. en un trabajo reciente, cite{2001a&a…369.1058r} han mostrado que la interferencia constructiva de varios modos de pulsaci\u00f3n detectados determina los episodios de p\u00e9rdida de masa en la estrella be $mu$ centauri. Esto implica que las pulsaciones no radiales podr\u00edan estar en el origen del fen\u00f3meno be. Sin embargo, este efecto s\u00f3lo se ha observado en una estrella, y por tanto es discutible su car\u00e1cter general. la observaci\u00f3n de estrellas be por la misi\u00f3n corot aportarar\u00e1 importantes claves para la comprensi\u00f3n de los problemas arriba indicados, y del fen\u00f3meno be en general. Los objetivos cient\u00edficos de corot son la asterosismolog\u00eda de estrellas brillantes y la detecci\u00f3n de planetas extrasolares por el m\u00e9todo de los tr\u00e1nsitos. el sat\u00e9lite corot fue lanzado y puesto en \u00f3rbita el pasado 27 de diciembre de 2006. Las observaciones cient\u00edficas de la misi\u00f3n corot se empezaron el 7 de febrero de 2007 y se prevee que continuen durante al menos 3 a\u00f1os, con apuntados largos de unos 150 d\u00edas y apuntados cortos de unos 15 d\u00edas. El campo de visi\u00f3n de corot est\u00e1 dividido en dos sectores, con diferente configuraci\u00f3n \u00f3ptica y sensibilidad para cada uno de los objetivos. En el campo de asterosismolog\u00eda se observa, en cada uno de los apuntados previstos, una o dos estrellas brillantes seleccionadas como objetivos principales, y de seis a ocho estrellas m\u00e1s como objetivos secundarios. En los campos para la b\u00fasqueda de exoplanetas se observar\u00e1 unas 6000 estrellas por apuntado, de las cuales un porcentaje forma parte de un programa adicional con diferentes objetivos cient\u00edficos, que ha sido seleccionado a partir de propuestas de la comunidad cient\u00edfica en respuesta a anuncios de oportunidad. el presente proyecto propone la observaci\u00f3n de estrellas be corot, incluyendo la observaci\u00f3n de una muestra de estrellas be de magnitudes $6Datos acad\u00e9micos de la tesis doctoral \u00abAsteroseismology and mass loss in be stars. study with corot.<\/strong>\u00ab<\/h3>\n