The evolution of single B-type stars with a large angular momentum content

The database of intermediate mass rotating stellar models presented in the past years by the Geneva Stellar Evolution Group can be used to build synthetic stellar populations that fully account for the effects of stellar rotation. However, up to now we still lacked stellar evolutionary tracks that rotate close to the critical limit during the whole MS phase. This occurs because the flat internal profile of rotation imposed at the Zero-Age MS (ZAMS) is modified by the action of meridional currents immediately after the ZAMS, causing the surface rotational velocity to decrease abruptly until it reaches a quasi-stationary state. We compute stellar models with non-solid rotation at the ZAMS to obtain stellar evolutionary tracks with a larger content of angular momentum, that attain rotational equatorial velocities close to the critical limit throughout their MS phase. These models have a longer MS lifetime and a higher surface chemical enrichment already at the end of the MS, particularly at Z=0.002. Stellar models with solid rotation at the ZAMS adequately represent the overall characteristics and evolution of differentially rotating models of identical angular momentum content, but with a lower initial surface rotational velocity. For these models we recommend to use as the initial rotational rate the values derived once the quasi-stationary state is reached, after the abrupt decrease in surface velocity. Interestingly, the initial equatorial rotational velocities are virtually metallicity independent for the stellar models we computed with the same mass and angular momentum content at the ZAMS. If, as some observational evidence indicates, B-type stars at Z=0.002 rotate with a higher equatorial velocity at the ZAMS than stars with Z=0.014, our finding would indicate that the angular momentum content of B-type stars in the SMC is higher than their Galactic counterparts.Comment: 15 pages, Accepted for publication in A&

Red supergiants and stellar evolution

We review the significant role played by red supergiants (RSGs) in stellar populations, and some challenges and questions they raise for theoretical stellar evolution. We present how metallicity and rotation modify the way stars go to the red part of the Hertzsprung- Russell diagram or come back from it, and how RSGs might keep a trace of their main-sequence evolution. We compare theoretical popu- lation ratios with observed ones.Comment: 11 pages, 5 figures, Betelgeuse workshop, November 2012, Paris. To be published in the European Astronomical Society Publications Series, editors: Pierre Kervella, Thibaut Le Bertre & Guy Perri

Espectroscopia IR de estrellas B con líneas en emisión

El estudio de las estrellas B constituye un área de investigación de gran interés actual debido a la necesidad de obtener una buena determinación de las tasas de pérdida de masa, y así conocer sus efectos en la evolución estelar. Uno de los métodos más utilizados en la determinación de tasas de pérdida de masa, es el ajuste de los perfiles de línea observados con perfiles sintéticos. Dado que los perfiles de línea teóricos resultan de resolver la ecuación de transporte para medios en movimiento, la determinación de la tasa de pérdida de masa de un objeto recae en el conocimiento de la distribución de velocidad del viento y, en particular, de su gradiente de velocidad en las regiones próximas a la superficie estelar. La existencia de diferencias en los valores de las tasas de pérdida de masa obtenidas a partir de observaciones de supergigantes O y B en distintos rangos de longitudes de onda (UV, ópticas y radio) y el reciente descubrimiento de vientos débiles (β > 1) en algunas supergigantes a partir de observaciones ópticas, nos llevan a preguntarnos cómo son las propiedades de los vientos en el IR, y si éstas se asemejan a las observadas en el rango optico. Uno de los objetivos de esta tesis es estudiar las propiedades de los vientos de las estrellas B con líneas en emisión para distintas luminosidades y analizar cómo se revelan estas propiedades en la región del IR cercano. En particular, estamos interesados en las estrellas que presentan el fenómeno Be, las cuales dieron origen al grupo de investigación Modelos de Estrellas Peculiares (MEP) de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de la Universidad Nacional de La Plata. Proponemos utilizar las características de las líneas IR como diagnóstico de las condiciones físicas en las envolturas gaseosas que rodean a estos objetos, así como también estudiar la contribución de un viento estelar a la emisión en las líneas. Las líneas de las bandas K (2.2 μm) y L (3.5 μm) no sólo proveen información sobre la pérdida de masa, sino que también permiten estudiar las condiciones físicas de la región circunestelar próxima a la estrella, tales como la opacidad del medio, la morfología y su dinámica, las cuales son difíciles de obtener a partir de observaciones en otros rangos espectrales. Esta tesis está estructurada en dos partes: La primera parte del trabajo está dedicada a investigar las propiedades físicas de los vientos en estrellas de tipo espectral B tempranas de todas las clases de luminosidad, y cómo la emisión en las líneas del espectro IR del hidrógeno depende de esas propiedades. El estudio de los vientos estelares se realiza empleando un modelo semiempírico, analizando la respuesta de los perfiles de línea a las leyes de velocidad y a las distribuciones de temperatura propuestas para el viento. El cálculo de los perfiles de línea se realiza empleando el código ETLA desarrollado por Mihalas & Kunasz (1978), el cual hemos modificado para incluir los niveles más altos del átomo de hidrógeno. Construímos grillas de perfiles sintéticos variando los parámetros que definen la estructura del viento. Contemplamos además en algunos de nuestros modelos la existencia de una región sobrecalentada en el viento, próxima a la estrella. La evidencia de este tipo de regiones sobrecalentadas, se infiere a partir del fenómeno de superionización observado en la región ultravioleta del espectro de estrellas Be (Snow 1979) o del incremento del estado de ionización a través del viento en estrellas supergigantes B (Prinja et al. 2005). Esto nos permite evaluar si esta estructura de origen no térmico podría ser detectada también a partir de observaciones en el IR. Encontramos que para explicar la emisión en las líneas de Humphreys en vientos débiles se requiere la presencia de una región sobrecalentada. En todos los casos la emisión de las líneas de la serie de Humphreys proviene de la región más próxima a la estrella, interior a los 2 radios estelares. El gradiente de velocidad y la tasa de pérdida de masa de cada modelo, define claramente la ubicación del modelo en la diagonal de un diagrama construido a partir del cálculo de los cocientes de flujos de las líneas Brα, Pfγ y H 6−14 en emisión. Este diagrama resulta de utilidad para caracterizar las propiedades de los vientos a partir de observaciones IR. La segunda parte de la tesis está dedicada a la descripción y el análisis de las líneas de hidrógeno del cercano IR de un conjunto de 21 estrellas Be observadas con el espectrógrafo NIRI de Gemini o el espectrógrafo ISAAC de VLT. Para la mayoría de los objetos estudiados, estas observaciones son los primeros datos reportados en las bandas K y L. Una inspección visual de los espectros revela una clara diferencia entre las características de las intensidades de las líneas. Esto nos ha permitido clasificar a los objetos en tres categorías: Grupos I, II y III, los cuales dan información sobre las profundidades opticas de las regiones de formación de las líneas. A partir de las mediciones de los anchos equivalentes y flujos en las líneas calculamos densidades de columnas de átomos, regiones de formación y opacidad de las líneas de Humphreys. Además, construimos un Diagrama de Lenorzer y analizamos en particular la variabilidad de tres estrellas Be (EW Lac, 28 Cyg y V395 Vul) que presentan observaciones IR en épocas diferentes. La variabilidad observada en las líneas de 28 Cyg y V395 Vul revela una disminución en la opacidad de las envolturas que rodean estos objetos (de ser ópticamente gruesas pasan a ser ópticamente más delgadas). En el caso de V395 Vul, la estrella pasó del Grupo I al Grupo II. A diferencia de estos dos objetos, las variaciones de EW Lac no ocurren a lo largo de la diagonal del Diagrama de Lenorzer: los valores de los flujos en las líneas Hu 14 y Pfγ cambiaron relativamente poco de una fecha de observación a otra, pero el flujo de la línea Brα se ha intensificado notablemente. Con la información obtenida a partir de nuestras observaciones IR y las características de la línea Hα en la misma época, inferimos la posible evolución de los discos circunestelares. Concluimos que 88 Her, BK Cam, OZ Nor y V4024 Sgr, que pertenecen al Grupo I (las líneas Brα, Pfγ y H 6−14 tienen igual intensidad), y EW Lac y V923 Aql, que pertenecen al Grupo II (las líneas Brα y Pfγ son más intensas que las líneas de Humphreys), muestran una intensificación en la emisión de Hα, que evidencia un crecimiento del disco circunestelar. Estos objetos podrían haber tenido episodios de eyección de materia, recientemente. En cambio, los objetos del Grupo II que presentan un debilitamiento de la línea Hα durante la época de nuestras observaciones, muestran características compatibles con un disco/viento ópticamente delgado. En relación a la dinámica de las envolturas circunestelares de las estrellas Be, encontramos que en todos los objetos el ensanchamiento de las líneas IR es principalmente dominado por la rotación estelar. Finalmente comparamos el Diagrama de Lenorzer construido a partir de modelos de vientos calculados en la primera parte de la tesis, con aquel que resulta de las observaciones de las estrellas Be. Si bien las estrellas Be presentan discos, encontramos que la presencia de un viento estelar, incluso de uno débil, contribuye de manera significativa a la emisión de las líneas IR.Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

Radiation driven winds with rotation: The oblate finite disc correction factor

We have incorporated the oblate distortion of the shape of the star due to the stellar rotation, which modifies the finite disk correction factor (f_D) in the m-CAK hydrodynamical model. We implement a simplified version for the f_D allowing us to solve numerically the non-linear m- CAK momentum equation.We solve this model for a classical Be star in the polar and equatorial directions. The star's oblateness modifies the polar wind, which is now much faster than the spherical one, mainly because the wind receives radiation from a larger (than the spherical) stellar surface. In the equatorial direction we obtain slow solutions, which are even slower and denser than the spherical ones. For the case when the stellar rotational velocity is about the critical velocity, the most remarkable result of our calculations is that the density contrast between the equatorial density and the polar one, is about 100. This result could explain a long-standing problem on Be stars.Comment: 2 pages, to appear in the proceedings of the IAUS 272 on "Active OB stars: structure, evolution, mass loss and critical limits" (Paris, July 19-23, 2010), Cambridge University Press. Editors C. Neiner, G. Wade, G. Meynet and G. Peter

Equatorial mass loss from Be stars

Be stars are thought to be fast rotating stars surrounded by an equatorial disc. The formation, structure and evolution of the disc are still not well understood. In the frame of single star models, it is expected that the surface of an initially fast rotating star can reach its keplerian velocity (critical velocity). The Geneva stellar evolution code has been recently improved, in order to obtain some estimates of the total mass loss and of the mechanical mass loss rates in the equatorial disc during the whole critical rotation phase. We present here the first results of the computation of a grid of fast rotating B stars evolving towards the Be phase, and discuss the first estimates we obtained.Comment: 2 pages, 2 figures To appear in the proceedings of the IAUS 272 on "Active OB stars: structure, evolution, mass loss and critical limits

How the mass-loss rates of red-supergiants determine the fate of massive stars ?

Mass-loss rates are one of the most relevant parameters determining the evolution of massive stars. In particular, the rates at which the star loses mass during the red-supergiant (RSG) phase is the least constrained by the observations or theory. In this paper, we show how the mass loss during the RSG phase affects the later evolution of the star, as well as the final type of supernova towards which it leads. We also discuss some possibilities to discriminate between blue stars that went through a RSG phase and those which remained in the blue part of the Hertzsprung-Russell diagram.Comment: 9 pages, 3 figures, to be published in the proceedings of the Betelgeuse workshop held in Paris (November 2012) (EAS Publications Series

The slow winds of A-type supergiants

The line driven- and rotation modulated-wind theory predicts an alternative slow solution, besides from the standard m-CAK solution, when the rotational velocity is close to the critical velocity. We study the behaviour of the winds of A-type supergiants (Asg) and show that under particular conditions, e.g., when the δ line-force parameter is about 0.25, the slow solution could exist over the whole star, even for the cases when the rotational speed is slow or zero. We discuss density and velocity profiles as well as possible observational conterpart

Equatorial mass loss from Be stars

Be stars are thought to be fast rotating stars surrounded by an equatorial disc. The formation, structure and evolution of the disc are still not well understood. In the frame of single star models, it is expected that the surface of an initially fast rotating star can reach its keplerian velocity (critical velocity). The Geneva stellar evolution code has been recently improved, in order to obtain some estimates of the total mass loss and of the mechanical mass loss rates in the equatorial disc during the whole critical rotation phase. We present here the first results of the computation of a grid of fast rotating B stars evolving towards the Be phase, and discuss the first estimates we obtaine

Equatorial mass loss from Be stars

Be stars are thought to be fast rotating stars surrounded by an equatorial disc. The formation, structure and evolution of the disc are still not well understood. In the frame of single star models, it is expected that the surface of an initially fast rotating star can reach its keplerian velocity (critical velocity). The Geneva stellar evolution code has been recently improved, in order to obtain some estimates of the total mass loss and of the mechanical mass loss rates in the equatorial disc during the whole critical rotation phase. We present here the first results of the computation of a grid of fast rotating B stars evolving towards the Be phase, and discuss the first estimates we obtained.Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

Simultaneous k- and l-band spectroscopy of be stars: Circumstellar envelope properties from hydrogen emission lines

We present medium-resolution K- and L-band spectra of a sample of eight Be stars, obtained with Gemini/NIRI. The IR K and L bands contain many lines of different hydrogen series that are used as a diagnosis to the physical conditions in the circumstellar environments. We make an analysis on the optical depths of the line-forming regions based on the intensity ratios of Pfγ and Brα lines, the behavior of Humphreys' series, and the fluxes of Brα and Brγ lines. All our targets show spectroscopic and photometric long-term variability; thus, time-resolved K- and L-band spectroscopy is an ideal tool for studying the structure and evolution of the innermost regions of the envelope and to test models on the disk-forming mechanism. We note that the instrumental configuration used allowed us to obtain good quality IR observations and to take profit of Gemini band 3 observing time (allocation time for ranked programs in which the observing conditions are relaxed).Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasInstituto de Astrofísica de La Plata (CONICET- Universidad Nacional de La Plata