Estructura y propiedades físicas de envolturas circunestelares en estrellas Be

Los objetos que manifiestan el fenómeno Be son estrellas de tipo espectral B no supergigantes rodeadas de una envoltura circunestelar gaseosa extendida. Estos objetos son rotadores rápidos y presentan (o han presentado) en su espectro líneas en emisión de hidrógeno y de metales una vez ionizados. La presencia de una envoltura extendida no sólo se revela a través de las líneas en emisión, sino que también se manifiesta mediante numerosas peculiaridades espectroscópicas, fotométricas y polarimétricas que caracterizan al fenómeno Be. Los modelos propuestos para explicar la formación y estructura de los discos y/o envolturas circunestelares gaseosas en las estrellas Be se basan en diferentes mecanismos, entre los cuales se destacan: la rotación, los vientos estelares, las pulsaciones, las interacciones gravitatorias y los campos magnéticos. Una de las hipótesis más aceptada es la de un disco Kepleriano producido por la alta rotación de la estrella. Sin embargo, el origen y la evolución de las envolturas es un tema controversial desde hace muchas décadas. El objetivo principal de esta Tesis es investigar la geometría, estructura física y evolución de las envolturas circunestelares que se desarrollan alrededor de las estrellas con fenómeno Be, con el fin de aportar elementos relevantes para el estudio de los posibles mecanismos que dan lugar a este fenómeno. Para ello analizamos un grupo de objetos Be a partir de diferentes técnicas (espectroscopía e interferometría) y modelamos la geometría y dinámica de sus envolturas. La región del infrarrojo (IR) cercano provee una herramienta valiosa para el análisis de las propiedades y variabilidad de las envolturas circunestelares, dado que en ella aparecen numerosas líneas de recombinación del hidrógeno que casi no poseen contribución fotosférica y cuyas intensidades relativas están directamente relacionadas con las propiedades físicas de sus regiones de formación. Utilizando espectros IR de una muestra de 23 estrellas Be estudiamos las líneas de recombinación de las series de Paschen, Brackett, Pfund y Humphreys, realizando mediciones directas sobre sus perfiles (anchos equivalentes, flujos y anchos a mitad de altura). Para 8 de los objetos estudiados, nuestras observaciones son las primeras reportadas en este rango espectral. Clasificamos los espectros obtenidos en base a la intensidad relativa de las líneas de las series de Pfund, Brackett y Humphreys en tres grupos que representan envolturas con propiedades físicas diferentes (Mennickent et al., 2009; Granada et al., 2010). Obtuvimos además diagramas de cocientes de flujos que están directamente relacionados con el régimen de opacidad de las líneas y sus posibles cambios, tales como el diagrama de Lenorzer et al. (2002a) o diagramas equivalentes que proponemos en este trabajo de tesis. En base a modelos simples, pudimos obtener densidades columnares de átomos, extensiones relativas de las regiones de formación de las diferentes líneas y radios internos de dichas regiones en unidades de radios estelares. A su vez, hemos podido estudiar la evolución de las propiedades físicas de las envolturas a partir del seguimiento temporal de 8 objetos de la muestra observada, donde encontramos evidencia de procesos de formación o disipación del disco. Por otra parte, utilizamos otra técnica útil para analizar la geometría y cinemática de las envolturas de las estrellas Be: la interferometría de larga base con alta resolución espectral. Analizamos observaciones espectrointerferométricas en la región de la línea Brγ de una muestra de 26 estrellas Be. Ajustando los datos mediante un modelo cinemático 2D para un disco ecuatorial en rotación (Delaa et al., 2011), logramos determinar parámetros físicos y cinemáticos del disco de 18 estrellas que presentaban la línea Brγ en emisión. De esos objetos, 10 fueron estudiados también mediante espectros IR. Los tamaños encontrados para los discos en la línea Brγ se encuentran entre 2 y 13 radios estelares. Para 5 de los objetos de la muestra, los tamaños determinados en este trabajo son los primeros reportados. En casi todos los casos, encontramos que el disco sigue una rotación Kepleriana, a excepción de un objeto (228 Eri) en el que fue necesario agregarle al disco una sobredensidad con forma de brazo espiral. Asimismo, estos resultados fueron analizados en forma conjunta con los obtenidos para otros 7 objetos por Meilland et al. (2012). Del análisis total de 25 estrellas Be con emisión en Brγ no encontramos correlación entre la velocidad de rotación respecto de la velocidad crítica V /Vcrit y el tipo espectral de la estrella central, y encontramos que el eje de rotación de los discos está uniformemente distribuido en el plano del cielo. Además, estimamos un valor medio de V /V crit = 0.75 ± 0.08 y una tasa de rotación media de Ω/Ωcrit = 0.90 ± 0.05. Este resultado concuerda con los valores propuestos por Cranmer (2005), Frémat et al. (2005) y Zorec et al. (2016), quienes sostienen que las estrellas Be no rotan a la velocidad crítica. Este resultado sugiere la necesidad de considerar un mecanismo adicional a la rotación que contribuya a la formación de la envoltura circunestelar. La importancia de la rotación se manifiesta a través de la correlación encontrada entre la cota máxima para el tamaño del disco en la línea Brγ y la velocidad de rotación en la base del mismo. Este resultado obtenido a partir del modelado de datos interferométricos está en buen acuerdo con los radios internos de las regiones de formación de la línea Brγ obtenidos mediante el análisis de los espectros IR para estrellas con diferentes velocidades de rotación. El seguimiento temporal de los objetos y la utilización de dos técnicas complementarias para determinar parámetros de los discos circunestelares de las estrellas Be nos permitió encontrar evidencia de variaciones relacionadas con procesos de formación/disipación del disco en escalas de tiempo relativamente cortas (de algunos meses a unos pocos años).Doctor en AstronomíaUniversidad Nacional de La PlataFacultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

Estudio observacional de la segunda discontinuidad de Balmer en estrellas Be y Bn

En el presente trabajo de Tesis de Licenciatura analizamos el comportamiento de la segunda discontinuidad de Balmer en una muestra de estrellas Be y Bn, y su relación con la velocidad de rotación proyectada, V sen(i), y los parámetros fundamentales de las estrellas. Para desarrollar el tema propuesto se contó con una muestra de espectros de 53 estrellas Be y 71 estrellas Bn. En base a los mismos, se determinaron los parámetros fundamentales de las estrellas de la muestra y se examinó la presencia y el aspecto del segundo salto de Balmer. Por otra parte, se recopilaron valores de V sen(i) disponibles en publicaciones o catálogos. Usando estos valores, se buscaron correlaciones entre el aspecto de la segunda discontinuidad de Balmer y V sen(i), y entre la aparición de la segunda discontinuidad de Balmer y los parámetros fundamentales de la estrella. Los resultados obtenidos a partir de las correlaciones dan pautas para discutir acerca de las características de las envolturas de las estrellas Be y la validez de los diferentes modelos propuestos para su origen y estructura. Además, el estudio comparativo de la muestra de estrellas Be y Bn permite discutir sobre la existencia de un posible vínculo entre ambos grupos de objetos. En lo referente a las estrellas Be observamos que aquellas con el segundo salto de Balmer en absorción tienen valores de V sen(i) compatibles con el modelo de disco Kepleriano, mientras que muchas de las que presentan el segundo salto en emisión tienen valores de V sen(i) más altos que lo esperado. Esto último implicaría que el volumen emisor de la envoltura en estas estrellas debe ser mayor que el correspondiente a un modelo de disco Kepleriano, dando lugar a la discusión de otros posibles modelos. Encontramos también que dentro del grupo de estrellas Be con segundo salto en emisión, existe una correlación cualitativa entre la intensidad del segundo salto y la temperatura de las estrellas. Además existen objetos que, presentando iguales condiciones de temperatura y V sen(i), muestran distintos aspectos en el segundo salto de Balmer. Eso llevaría a pensar que existe algun otro factor que influye en el aspecto del mismo, afectando las condiciones físicas de la envoltura. En cuanto a las estrellas Bn nuestro estudio sugiere que ellas constituyen la contraparte tardía de las estrellas Be. La alta velocidad de rotación proyectada, el análisis de la distribución en tipos espectrales de ambos grupos y la presencia de estrellas Bn con una segunda discontiniudad de Balmer vinculada con material denso próximo a la fotosfera, aportan evidencias para esta hipótesis. Este resultado indicaría que ambos subgrupos de objetos comparten un fenómeno cuyo origen es similar.Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

Estructura y propiedades físicas de envolturas circunestelares en estrellas Be

Los objetos que manifiestan el fenómeno Be son estrellas de tipo espectral B no supergigantes rodeadas de una envoltura circunestelar gaseosa extendida. Estos objetos son rotadores rápidos y presentan (o han presentado) en su espectro líneas en emisión de hidrógeno y de metales una vez ionizados. La presencia de una envoltura extendida no sólo se revela a través de las líneas en emisión, sino que también se manifiesta mediante numerosas peculiaridades espectroscópicas, fotométricas y polarimétricas que caracterizan al fenómeno Be. Los modelos propuestos para explicar la formación y estructura de los discos y/o envolturas circunestelares gaseosas en las estrellas Be se basan en diferentes mecanismos, entre los cuales se destacan: la rotación, los vientos estelares, las pulsaciones, las interacciones gravitatorias y los campos magnéticos. Una de las hipótesis más aceptada es la de un disco Kepleriano producido por la alta rotación de la estrella. Sin embargo, el origen y la evolución de las envolturas es un tema controversial desde hace muchas décadas. El objetivo principal de esta Tesis es investigar la geometría, estructura física y evolución de las envolturas circunestelares que se desarrollan alrededor de las estrellas con fenómeno Be, con el fin de aportar elementos relevantes para el estudio de los posibles mecanismos que dan lugar a este fenómeno. Para ello analizamos un grupo de objetos Be a partir de diferentes técnicas (espectroscopía e interferometría) y modelamos la geometría y dinámica de sus envolturas. La región del infrarrojo (IR) cercano provee una herramienta valiosa para el análisis de las propiedades y variabilidad de las envolturas circunestelares, dado que en ella aparecen numerosas líneas de recombinación del hidrógeno que casi no poseen contribución fotosférica y cuyas intensidades relativas están directamente relacionadas con las propiedades físicas de sus regiones de formación. Utilizando espectros IR de una muestra de 23 estrellas Be estudiamos las líneas de recombinación de las series de Paschen, Brackett, Pfund y Humphreys, realizando mediciones directas sobre sus perfiles (anchos equivalentes, flujos y anchos a mitad de altura). Para 8 de los objetos estudiados, nuestras observaciones son las primeras reportadas en este rango espectral. Clasificamos los espectros obtenidos en base a la intensidad relativa de las líneas de las series de Pfund, Brackett y Humphreys en tres grupos que representan envolturas con propiedades físicas diferentes (Mennickent et al., 2009; Granada et al., 2010). Obtuvimos además diagramas de cocientes de flujos que están directamente relacionados con el régimen de opacidad de las líneas y sus posibles cambios, tales como el diagrama de Lenorzer et al. (2002a) o diagramas equivalentes que proponemos en este trabajo de tesis. En base a modelos simples, pudimos obtener densidades columnares de átomos, extensiones relativas de las regiones de formación de las diferentes líneas y radios internos de dichas regiones en unidades de radios estelares. A su vez, hemos podido estudiar la evolución de las propiedades físicas de las envolturas a partir del seguimiento temporal de 8 objetos de la muestra observada, donde encontramos evidencia de procesos de formación o disipación del disco. Por otra parte, utilizamos otra técnica útil para analizar la geometría y cinemática de las envolturas de las estrellas Be: la interferometría de larga base con alta resolución espectral. Analizamos observaciones espectrointerferométricas en la región de la línea Brγ de una muestra de 26 estrellas Be. Ajustando los datos mediante un modelo cinemático 2D para un disco ecuatorial en rotación (Delaa et al., 2011), logramos determinar parámetros físicos y cinemáticos del disco de 18 estrellas que presentaban la línea Brγ en emisión. De esos objetos, 10 fueron estudiados también mediante espectros IR. Los tamaños encontrados para los discos en la línea Brγ se encuentran entre 2 y 13 radios estelares. Para 5 de los objetos de la muestra, los tamaños determinados en este trabajo son los primeros reportados. En casi todos los casos, encontramos que el disco sigue una rotación Kepleriana, a excepción de un objeto (228 Eri) en el que fue necesario agregarle al disco una sobredensidad con forma de brazo espiral. Asimismo, estos resultados fueron analizados en forma conjunta con los obtenidos para otros 7 objetos por Meilland et al. (2012). Del análisis total de 25 estrellas Be con emisión en Brγ no encontramos correlación entre la velocidad de rotación respecto de la velocidad crítica V /Vcrit y el tipo espectral de la estrella central, y encontramos que el eje de rotación de los discos está uniformemente distribuido en el plano del cielo. Además, estimamos un valor medio de V /V crit = 0.75 ± 0.08 y una tasa de rotación media de Ω/Ωcrit = 0.90 ± 0.05. Este resultado concuerda con los valores propuestos por Cranmer (2005), Frémat et al. (2005) y Zorec et al. (2016), quienes sostienen que las estrellas Be no rotan a la velocidad crítica. Este resultado sugiere la necesidad de considerar un mecanismo adicional a la rotación que contribuya a la formación de la envoltura circunestelar. La importancia de la rotación se manifiesta a través de la correlación encontrada entre la cota máxima para el tamaño del disco en la línea Brγ y la velocidad de rotación en la base del mismo. Este resultado obtenido a partir del modelado de datos interferométricos está en buen acuerdo con los radios internos de las regiones de formación de la línea Brγ obtenidos mediante el análisis de los espectros IR para estrellas con diferentes velocidades de rotación. El seguimiento temporal de los objetos y la utilización de dos técnicas complementarias para determinar parámetros de los discos circunestelares de las estrellas Be nos permitió encontrar evidencia de variaciones relacionadas con procesos de formación/disipación del disco en escalas de tiempo relativamente cortas (de algunos meses a unos pocos años).Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

Infrared Spectroscopy of Be Stars: Influence of the Envelope Parameters on Brackett-Series Behaviour

The IR spectra of Be stars display numerous hydrogen recombination lines, constituting a great resource for obtaining information on the physical and dynamic structures of different regions within the circumstellar envelope. Nevertheless, this spectral region has not been analysed in depth, and there is a lack of synthetic spectra with which to compare observations. Therefore, we computed synthetic spectra with the HDUST code for different disc parameters. Here, we present our results on the spectral region that includes lines of the Brackett series. We discuss the dependence of the line series strengths on several parameters that describe the structure of the disc. We also compared model line profiles, fluxes, and EWs with observational data for two Be stars (MX Pup and p Aqr). Even though the synthetic spectra adequately fit our observations of both stars and allow us to constrain the parameters of the disc, there is a discrepancy with the observed data in the EW and flux measurements, especially in the case of MXPup. It is possible that by including Brackett lines of higher terms or adding the analysis of other series, we may be able to better constrain the parameters of the observed disc.Instituto de Astrofísica de La Plat

Modeling of emission lines in low-ionization winds of B-type stars

En el contexto de la aparición del nuevo material observacional provisto por la misión espacial Gaia, y enfocado en estrellas de tipo espectral B peculiares, se desarrolla un modelo para simular el espectro de lı́neas de elementos una vez ionizados como Ca ii y Mg ii fuera del equilibrio  termodinámico local. El cálculo se realiza para un rango de  temperaturas efectivas y gravedades superficiales, para diferentes  distribuciones de temperatura y velocidad en el material circunestelar y distintas tasas de pérdida de masa. Los perfiles sintéticos obtenidos son capaces de reproducir los rasgos generales de las lı́neas espectrales  observadas como, por ejemplo, perfiles P Cygni.Motivated by the availability of new observational material provided by Gaia mission, and focused on peculiar B-type stars, we develop a model to simulate the non-LTE line profiles of ionized elements such as Ca ii and Mg ii. The calculation is performed for a range of effective temperature and surface gravity, for different temperature and velocity distributions of the circumstellar material as well as different stellar mass-loss rates. The obtained synthetic profiles are capable of reproducing the general features of the observed spectral lines, such as P Cygni-type profiles.Fil: Mercanti, Lorena Verónica. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas; Argentina. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Cidale, Lydia Sonia. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas; Argentina. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Torres, Andrea Fabiana. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas; Argentina. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Cochetti, Yanina Roxana. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas; Argentina. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Kraus, M.. No especifíca;62º Reunión Anual de la Asociación Argentina de AstronomíaArgentinaAsociación Argentina de Astronomí

Infrared Spectroscopy of Be Stars: Influence of the Envelope Parameters on Brackett-Series Behaviour

The IR spectra of Be stars display numerous hydrogen recombination lines, constituting a great resource for obtaining information on the physical and dynamic structures of different regions within the circumstellar envelope. Nevertheless, this spectral region has not been analysed in depth, and there is a lack of synthetic spectra with which to compare observations. Therefore, we computed synthetic spectra with the HDUST code for different disc parameters. Here, we present our results on the spectral region that includes lines of the Brackett series. We discuss the dependence of the line series strengths on several parameters that describe the structure of the disc. We also compared model line profiles, fluxes, and EWs with observational data for two Be stars (MX Pup and p Aqr). Even though the synthetic spectra adequately fit our observations of both stars and allow us to constrain the parameters of the disc, there is a discrepancy with the observed data in the EW and flux measurements, especially in the case of MXPup. It is possible that by including Brackett lines of higher terms or adding the analysis of other series, we may be able to better constrain the parameters of the observed disc.Instituto de Astrofísica de La Plat

Intriguing detection of 12CO molecular emission in a classical Be star

Context. In the group of B stars with spectroscopic peculiarities, we can find the Be and the B[e] stars. The Be stars are early-type rapid rotators that present, as their principal characteristic, emission lines of hydrogen and singly ionized metals due to the presence of a gaseous envelope. The B[e] stars present in their spectra heterogeneous features that reveal the presence of regions with very different properties in a gaseous and dusty envelope. Aims. Our goal is to study the evolution of the disks around peculiar B stars through the variability of their physical properties and dynamical structure, as well as to set constraints on different models and disk forming mechanisms. Methods. Throughout the last decade, we have carried out temporal monitoring of a sample of objects in the near infrared using spectroscopic facilities at the Gemini and Las Campanas Observatories. In the present work, we focus on the classical Be star 12 Vul, for which also optical spectra have been collected quasi-simultaneously. Results. We observed variability in the hydrogen line profiles of 12 Vul, attributed to dissipating and building-up processes of the circumstellar envelope. Also, we found that this Be star presented the 12CO band heads in emission in one observation. The emission of this molecule has not been previously reported in a Be star, while it is a common feature among B[e] stars. We obtained parameters to describe the 12CO emitting region and propose different scenarios to explain this intriguing emission.Fil: Cochetti, Yanina Roxana. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Arias, María Laura. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Krause, M.. Czech Academy of Sciences; República ChecaFil: Cidale, Lydia Sonia. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Torres Ramos, Arianna Grisel. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Granada, Anahi. Universidad Nacional de Río Negro. Sede Andina. Laboratorio de Procesamiento de Señales Aplicadas y Computación de Alto Rendimiento; Argentina. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas; ArgentinaFil: Maryeva, O.V.. Czech Academy of Sciences; República Checa. Lomonosov Moscow State University. Sternberg Astronomical Institute; Rusi

Emisión molecular de 12CO en una estrella Be clásica

Fil: Cochetti, Yanina Roxana. Departamento de Espectroscopía, Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata Paseo del Bosque S/N, La Plata, B1900FWA, Buenos Aires, Argentina. Instituto de Astrofısica de La Plata, CONICET–UNLP, ArgentinaFil: Arias, Maria Laura. Departamento de Espectroscopía, Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata Paseo del Bosque S/N, La Plata, B1900FWA, Buenos Aires, Argentina. Instituto de Astrofısica de La Plata, CONICET–UNLP, ArgentinaFil: Kraus, Michaela. Astronomický ústav, Akademie věd České Republiky Fričova 298, 251 65 Ondřejov, Czech RepublicFil: Cidale, Lyidia Sonia. Departamento de Espectroscopía, Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata Paseo del Bosque S/N, La Plata, B1900FWA, Buenos Aires, Argentina. Instituto de Astrofısica de La Plata, CONICET–UNLP, ArgentinaFil: Torres, Andrea Fabiana. Departamento de Espectroscopía, Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata Paseo del Bosque S/N, La Plata, B1900FWA, Buenos Aires, Argentina. Instituto de Astrofısica de La Plata, CONICET–UNLP, ArgentinaFil: Granada, Anahi. Universidad Nacional de Rio Negro, Laboratorio de Procesamiento de Senales Aplicadas y Computacion de Alto Rendimiento. Río Negro; Argentina.Be stars present as their principal characteristic emission lines of hydrogen and singly ionized metals, which can be temporary or permanent. The origin of these lines is attributed to the presence of a gaseous disk-like envelope surrounding the star. Throughout the last decade, we have carried out temporal monitoring of a sample of Be stars to study the evolution of the disk through the variability of their physical properties and dynamical structure. We focused our studies on the near-infrared spectral range, which presents plenty of emission lines of hydrogen, helium and neutral or singly ionized metals. Surprisingly, in one of our observations, the Be star 12 Vul presented emission of 12CO. The presence of 12CO molecular band emission in Be stars had not been previously reported. We present here the near-infrared spectra in the K-band and the results on the modeling of the 12CO molecular emission. We discuss the implications of this detection in the study of Be stars and other groups of objects with similar characteristics.Las estrellas Be se caracterizan por presentar ĺıneas en emision de hidrogeno y de metales una vez ionizados, de manera transitoria o permanente. La formación de estas líneas es atribuida a la presencia de una envoltura gaseosa en forma de disco rodeando a la estrella central. A lo largo de la última década, hemos realizado un seguimiento de una muestra de estrellas Be, con el objetivo de estudiar la evolución de sus envolturas a través de la variabilidad de sus propiedades físicas y cinemáticas. Una de las regiones espectrales que más estudiamos fue la del infrarrojo cercano, que presenta numerosas líneas en emisión de hidrógeno, helio y de algunos metales neutros o una vez ionizados. Sorpresivamente, en una de las observaciones realizadas, la estrella Be 12 Vul presentó emisión de 12CO. La presencia de emisión molecular en las envolturas de las estrellas Be no había sido observada hasta el momento. Presentaremos aquí los espectros obtenidos en la banda espectral K y los parámetros determinados para la región emisora de 12CO. Discutimos, además, las implicancias de esta detección en el estudio de las estrellas Be y otros grupos de objetos con características similares

Near-infrared Characterization of Four Massive Stars in Transition Phases

Massive stars typically undergo short-lived post-main sequence evolutionary phases with strong mass loss and occasional mass eruptions. Many of such massive stars in transition phases have been identified based on their dusty envelopes. The ejected material often veils the stellar photospheres so that the central stars cannot be assigned proper spectral types and evolutionary stages. The infrared spectral range has proved to be ideal for the classification of evolved massive stars and for the characterization of their environments. To improve our knowledge on the central stars of four such dust enshrouded objects: [GKF2010] MN 83, [GKF2010] MN 108, [GKF2010] MN 109, and [GKF2010] MN 112, we collect and present their first medium resolution K-band spectra in the $2.3\,-\,2.47\,\mu$m region and discuss the location of the stars in the JHK color-color diagram. We find that the emission-line spectra of both MN 83 and MN 112 show characteristics typically seen in Luminous Blue Variable (LBV) stars. In addition, we propose that the presence and strength of the newly reported Mg II lines might be used as a new complementary criterion to identify LBV candidates. The spectra of the other two objects imply that MN 108 is an O-type supergiant, whereas MN 109 could be an LBV candidate in its active phase. We derive lower limits for the reddening toward the stars and find that three of all de-reddened fall into the region of confirmed LBVs.Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasInstituto de Astrofísica de La Plat

Critical study of the distribution of rotational velocities of Be stars : II: Differential rotation and some hidden effects interfering with the interpretation of the V sin i parameter

Aims. We assume that stars may undergo surface differential rotation to study its impact on the interpretation of Vsin i and on the observed distribution Φ(u) of ratios of true rotational velocities u = V/Vc (Vc is the equatorial critical velocity). We discuss some phenomena affecting the formation of spectral lines and their broadening, which can obliterate the information carried by Vsin i concerning the actual stellar rotation. Methods. We studied the line broadening produced by several differential rotational laws, but adopted Maunder's expression Ω(0) = Ω0(1 + α cos2 0) as an attempt to account for all of these laws with the lowest possible number of free parameters. We studied the effect of the differential rotation parameter a on the measured Vsin i parameter and on the distribution Φ(u) of ratios u = V/Vc. Results. We conclude that the inferred Vsin i is smaller than implied by the actual equatorial linear rotation velocity Veq if the stars rotate with α 0. For a given |α| the deviations of Vsin i are larger when α 0, this number is lower than expected. We discuss seven phenomena that contribute either to narrow or broaden spectral lines, which blur the information on the rotation carried by Vsin i and, in particular, to decide whether the Be phenomenon mostly rely on the critical rotation. We show that two-dimensional radiation transfer calculations are needed in rapid rotators to diagnose the stellar rotation more reliably.Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica