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Rotación Axial en estrellas B: Rediscusión completa**

Rotación Axial en estrellas B: Rediscusión completa**. Hugo Levato, Stella Malaroda* y Mónica Grosso Complejo Astronómico El Leoncito CONICET, UNLP,UNC,UNSJ. *Comisión de Investigaciones Científicas de la Provincia de Buenos Aires **Financiado parcialmente por PIP 2147 de CONICET.

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Presentation Transcript

  1. Rotación Axial en estrellas B: Rediscusión completa** Hugo Levato, Stella Malaroda* y Mónica Grosso Complejo Astronómico El Leoncito CONICET, UNLP,UNC,UNSJ *Comisión de Investigaciones Científicas de la Provincia de Buenos Aires **Financiado parcialmente por PIP 2147 de CONICET La Plata – AAA48- 9-2005

  2. Antecedentes en el Norte • En el año 2002 medimos velocidad de rotación axial proyectada de 1094 estrellas B del hemisferio norte y hasta 30º sur , todas del Bright Star Catalogue. Esas mediciones fueron publicadas en Abt, Levato, Grosso (2002ApJ.573,359) junto a una discusión estadística con esa muestra

  3. Rotación en estrellas B del Sur • En el presente trabajo medimos la velocidad de rotación axial proyectada de las estrellas B del Bright Star Catalogue del Hemisferio Sur, 1024 objetos, por lo tanto tenemos 30º de superposición con las mediciones del norte para verificar la homogeneidad de los sistemas de medición

  4. Método • Espectros con resolución entre 7 y 9 km/seg tomados, en el norte, con el Coudé Feed en el KPNO y en el Sur con la REOSC en CASLEO • Relación S/N = 90-100 • Calibrados contra las standards de rotación axial de Slettebak (1975ApJS,29,137) • Error típico de los valores de V sin i :15km/seg

  5. Calidad de las Mediciones

  6. Muestra Estadística • Las observaciones del norte y del sur se encuentran relacionadas así: (V sin i)ALG =1.03 (V sin i)LMG –2.3 km s-1 • La muestra total es de 2132 estrellas • Los tipos espectrales fueron obtenidos de buenos clasificadores como Garrison, Morgan y Lesh entre otros. • Fueron medidos además los anchos equivalentes de las dos líneas usadas para medir V sin i : l Mg II 4481 y l He I 4471

  7. Resultados: Promedios por Rango Espectral Table 2 Mean Projected Rotational Velocities for All Stars with Known Luminosity Classes Type <V sin I>  in the mean (km s-1), and (N) V IV III II I B0-B2.5 118 6 (238) 957 (99) 10411 (60) 7115 (8) 79 7 (42) B3-B5 132 13(208) 93 8 (89) 93 13 (48) 38 4 (5) 40 2 (12) B6-B8 144 5 (230) 108 9 (70) 73 5 (141) 29 3 (9) 55 11 (13) B9-B9.5 131 5 (247) 86 10 (50) 79 7 (86) 38 10 (5) 35 4 (10)

  8. Resultados: ¿Por qué no hay rotadores tan rápidos? • Solemos pensar que la mayoría de las estrellas B tienen líneas muy anchas pero encontramos sólo 34 estrellas (1.6%) con V sin i  300 km s-1 y 4 estrellas (0.2%) con V sin i  350 km s-1 en la muestra completa de 2132 estrellas. • La más alta velocidad de rotación axial proyectada encontrada es 410 km s-1 para HR 496 =  Per. • Encontramos sólo 3 estrellas con V sin i mayor que 2/3 de la velocidad de ruptura. • La velocidad proyectada promedio es 130 km s-1 que es sólo un cuarto de la velocidad de ruptura. Concluimos que la amenaza de ruptura no es el factor limitante para las velocidades de rotación de la mayoría de las estrellas B.

  9. Resultados: Distribución de V para B0-B2 III,IV,V

  10. Resultados: Las ¿Ap? y la distribución bimodal para las B8-B9.5 V,IV,III

  11. Resultados: Sincronismo en Binarias

  12. Resultados: Sincronismo en Binarias

  13. Resultados: Circularización en Binarias

  14. Resultados: Rotación post secuencia principal

  15. Resultados: Cambios en las velocidades después de la Secuencia Principal TABLE 3 Observed and Predicted Projected Rotational Velocities Observed V sin i Predicted Class III V sin i (km s-1) (km s-1) Mass Msolares V III Case A Case B 2 127 76 88 46 3 127 64 88 46 4 127 81 94 49 5 127 96 97 52 6 127 104 102 57 7 127 108 105 60 9 127 113 119 93

  16. Conclusiones • Las estrellas no ven impedida una rotación más rápida por la amenaza de ruptura • La distribución de V para las estrellas B8-B9.5 es claramente bimodal debido a la existencia de estrellas Bp • La rotación después de la secuencia principal corresponde a la conservación de momento angular para el rotador rígido por lo menos hasta una expansión de un factor 4 • Las binarias espectroscópicas de tipo B están sincronizadas hasta un período de 2,5 días y casi sincronizadas hasta 5 días • El período máximo de circularización es de 1,5 días para las B por lo tanto la sincronización se logra más rápido que la circularización. • El período máximo de circularización puede usarse para determinar edad en grupos de estrellas contemporáneas.

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