Protocolo de Tesis

Universidad Autónoma de Zacatecas

Unidad académica de ciencias químicas

Programa de Ingeniería Química

Metodología de la investigación

Protocolo de investigación

Bisección de líneas de emisión cromosférica como indicador de actividad

Leonardo Enrique García García

Zacatecas Zac. 12 de noviembre de 2014

ContenidoIndice de Ilustraciones.......................................................................................................................3

1 Introducción...............................................................................................................................4

1.1 Justificación y relevancia..........................................................................................................4

2 Antecedentes...........................................................................................................................12

2.1 Cúmulos globulares..........................................................................................................12

2.2 Actividad cromosférica.....................................................................................................12

3 Objetivos..................................................................................................................................21

4 Metodología.............................................................................................................................22

4.1 Betelgeuse........................................................................................................................22

4.2 Satélite explorador internacional ultravioleta..................................................................23

4.3 Instrumentos utilizados por el IUE....................................................................................24

4.4 TIGRE................................................................................................................................25

4.4.1 Características generales..........................................................................................25

4.4.2 El Espectro fotógrafo................................................................................................25

4.5 San Pedro Martir..............................................................................................................26

5 Cronograma de actividades......................................................................................................28

6 Analisis de Costos.....................................................................................................................29

7 Referencias...............................................................................................................................30

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Índice de IlustracionesFigura 1. Efecto omega en el sol______________________________________________________________5Figura 2. Efecto alfa en el sol________________________________________________________________6________________________________________________________________________________________8Figura 3.Diagrama mariposa del sol (imagen cortesía de NASA Marshall Space Flight Center)_____________8Figura 4. Estas líneas de campo magnético obtenidas de una simulación computacional de la corona del Sol, muestran la complejidad del campo magnético del Sol. Los colores en la superficie del Sol muestran la intensidad del campo magnético (amarillo es la mayor).___________________________________________9Figura 5. Diagrama Hertzprung Russell (HR) muestra el acomodo de las estrellas conforme a la temperatura, luminosidad, y evolución, ejemplos de estrellas evolucionadas son Polaris, Betelgeuse, y Poliux, también se puede observar al solo como estrella de secuencia principal_______________________________________10Figura 6. La fuerza del campo magnético (arriba) y la orientación de campo (abajo) reconstruido a partir de las observaciones de la estrella espectropolarimétricas α2 CVn Ap en los cuatro parámetros de Stokes. Este mapa demuestra que, contrariamente a la creencia común, los campos magnéticos de estrellas de tipo temprano no tienen una estructura puramente dipolar.__________________________________________10Figura 6.La cromosfera (en rojo) durante el eclipse solar del 11 de agosto de 1999____________________13Figura 8. Emisión de Ca ll k como indicador de actividad en las estrellas HD 38283, HD168871, HD193193, TYC-2087_______________________________________________________________________________14Figura 9. Puntos bisectrices (círculos llenos) construyen segmentos de línea que abarcan la anchura del perfil, una para cada dato observado en el lado del perfil. En la escala de longitud de onda de la l6253 perfil de la línea (izquierda), la forma de la bisectriz apenas se distingue de una línea recta vertical, pero la expansión de la escala de longitud de onda (derecha) ponen en evidencia su forma_______________________________15Figura 10. Flujo normalizado de Mg ll contra el logaritmo del número de Rosby los cuadrados denotan pre-estrellas de secuencia principal, los diamantes representan estrellas del cúmulo, los círculos son enanas de tipo tardío, y los triángulos son estrellas de cromosfera activa_____________________________________17Figura 11.______________________________________________________________________________20

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1 Introducción 1.1 Justificación y relevancia El estudio de las asimetrías en las líneas espectrales formadas en la fotósfera de una estrella nos indica movimientos de masa, turbulencia, rotación, vientos estelares, etc. Sin embargo no nos pueden dar información acerca del ciclo de actividad de la estrella, ya que es en la cromósfera donde se puede obtener información de ello siendo el flujo de emisión de Ca II y Mg II grandes indicadores de actividad estelar.

Algunas de las razones del estudio de la actividad cromosférica es el gran impacto en las técnicas de detección de exoplanetas (la actividad cromosférica estelar produce variaciones fotométricas y espectroscópicas variables en el tiempo que pueden ser confundidas con la presencia de un planeta orbitando en torno a la estrella) así como el conocimiento de la evolución estelar y otros fenómenos relacionados con un freno rotacional.

Este freno se da durante los primeros 10 millones de años, mientras en los siguientes 20 millones de años las estrellas muestran un aumento en su velocidad de rotación, pero aún prevalecen rotadores lentos, lo que hace incierto el panorama rotacional antes de la secuencia principal los mecanismos físicos involucrados en esta etapa son el frenado magnético y la conservación del momento angular.

El frenado magnético está estrechamente relacionado con la expansión de las capas más externas de la estrella (esperando que entre más grande sea una estrella más interacción tengan el campo magnético y las capas externas contribuyendo a la pérdida de rotación de la misma, es por esto que el campo magnético está relacionado con el ciclo de actividad de la estrella.

Puesto que los campos magnéticos del sol son la causa de la actividad solar, debemos preguntarnos si, de modo análogo, los campos magnéticos estelares están relacionados con la actividad de las estrellas (Meadows, 1987), de ser así la forma en que se modela el campo magnético del sol debería ser igual a los campos magnéticos modelados en otras estrellas. Un ejemplo de las líneas de campo magnéticas del sol se muestra en la figura 1.

Se cree ampliamente que el campo magnético del Sol es generado por un dínamo magnético dentro del mismo. El hecho de que el campo

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magnético del Sol cambie drásticamente durante el curso de unos pocos años, y que cambia de una manera cíclica indica que el campo magnético sigue siendo generado dentro del Sol.

Un modelo exitoso para la dinamo solar debe explicar varias observaciones:

1) el período de 11 años del ciclo de manchas solares,2) la deriva hacia el ecuador de la latitud activa como se ve en el

diagrama de mariposa, 3) la ley de polaridad de Hale y el 22 ciclo magnético -año4) la ley de la alegría por la inclinación observada de grupos de

manchas solares y, 5) la reversión de los campos magnéticos polares cerca de la época de

máximo ciclo como se ve en el diagrama de mariposa magnética.

Estas características del dínamo magnético del Sol pueden ser vistas en una película del campo magnético del Sol en los últimos 30 años (86 Mb AVI Movie). Los campos magnéticos son producidos por corrientes eléctricas. Estas corrientes se generan dentro del Sol por el flujo de gases ionizados calientes del sol. Observamos una variedad de flujos en la superficie del Sol y se encuentren en su interior. Casi todos estos flujos pueden contribuir de una manera u otra a la producción del campo magnético del Sol.

Los campos magnéticos son como bandas de goma. Se componen de bucles continuos de líneas de fuerza que tienen tensión y presión. Como bandas de goma, los campos magnéticos pueden fortalecerse si se extienden, retuercen, y doblan sobre sí mismos. Este estiramiento, torsión y plegado se realiza mediante los flujos de fluidos dentro del Sol.

El Efecto Omega

Los campos magnéticos en el Sol se estiran y enrollan alrededor del Sol por la rotación diferencial, el cambio en la velocidad de rotación en función de la latitud y la radio en el Sol. Esto se conoce como el efecto omega. La rotación diferencial del Sol con la latitud puede tomar una línea de campo magnético orientado norte-sur y se envuelve una vez alrededor del Sol en aproximadamente 8 meses.

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Figura 1. Efecto omega en el sol

El efecto alfa

La torsión de las líneas de campo magnético es causada por los efectos de la rotación del Sol. Esto se conoce como efecto alfa. Los primeros modelos de dinamo del Sol asumieron que la torsión es producida por los efectos de la rotación del Sol sobre grandes flujos convectivos que transportan calor a la superficie del Sol. Un problema con esta hipótesis es que la torsión que se espera es demasiado y que produce ciclos magnéticos que son sólo un par de años de duración.

Más modelos recientes asumen que la torsión se debe al efecto de la rotación del Sol sobre el aumento de los "tubos" del campo magnético de las profundidades del Sol. El giro producido por el efecto alfa hace que grupos de manchas solares que obedecen la ley de Joy y también hace a la inversa el campo magnético de un ciclo de manchas solares a la siguiente

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Figura 2. Efecto alfa en el sol

La interface de la dinamo

Los primeros modelos de la dínamo magnética del Sol trabajaron en la idea de que la actividad se produce en toda la zona de convección. Pronto se advirtió, sin embargo, que los campos magnéticos dentro de la zona de convección se elevarían rápidamente a la superficie y no tendrían tiempo suficiente para experimentar ya sea el efecto alfa o el efecto omega. Desde un campo magnético ejerce una presión sobre sus alrededores, las regiones con un campo magnético deben hacer a un lado el gas circundante y hacer una burbuja que seguirá aumentando todo el camino a la superficie.

Esta flotabilidad no se produce en la capa estable por debajo de la zona de convección. Dentro de la zona radiactiva la burbuja magnética se elevará a una corta distancia antes de que se encontrará tan densa como sus alrededores. Esto llevó a la idea de que el campo magnético del Sol se produce en la capa de interfaz entre la zona radiactiva y la zona de convección. Esta capa de interfaz es también un lugar donde nos encontramos con cambios rápidos en la velocidad de rotación al mirar hacia adentro o hacia afuera a través de ella.

El flujo meridional

El flujo de material a lo largo de las líneas meridianas del ecuador hacia los polos en la superficie y de los polos al ecuador debajo del agua superficial debe también desempeñar un papel importante en la dínamo magnético del Sol. En la superficie este flujo es lento 20 m/s (40 mph), pero el flujo de retorno hacia el ecuador en el interior del Sol, donde la densidad es mucho mayor debe ser mucho más lento aún de 1 a 2 m/s (2-4 mph) . Este flujo de retorno lento llevaría material de las latitudes medias hacia el ecuador en unos 11 años.

Esta tasa de flujo es muy similar a la de las bandas de actividad de manchas solares vista en el diagrama de mariposa. El diagrama de mariposa magnético también muestra los campos de superficie débiles. La fuerza y la estructura de flujo meridional varían sustancialmente durante el curso de cada ciclo de manchas solares y de un ciclo de manchas solares a otro.

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Esto sugiere que las variaciones en la circulación meridional son la fuente de las variaciones en las amplitudes de ciclo de manchas solares ni la rotación diferencial ni los movimientos convectivos varían tanto. La actividad magnética en las estrellas de secuencia principal tipo tardío es una manifestación observable de los campos magnéticos estelares.

La generación y amplificación de los campos magnéticos de la superficie en las estrellas similares al Sol se consideran comúnmente el resultado final de una dinamo de mecanismo complejo, cuya eficacia depende de la interacción entre rotación diferencial y convección subfotosférica en el interior de la estrella. (Hathaway, 2014)

Figura 3.Diagrama mariposa del sol (imagen cortesía de NASA Marshall Space Flight Center)

Al principio, la relación de rotación-actividad se considera indirecta, a través de la edad estelar: de hecho, en comparación la rotación y la luminosidad (flujo de emisión) de Ca II para las estrellas Pléyades, Ursa Major, Hyades y el Sol, mostraron que tanto la emisión cromosférica y la disminución de velocidad de rotación es más o menos como la raíz cuadrada inversa de la edad.

Según datos de Frazier (Frazier, 1970), la intensidad de las emisiones de Ca II (en un 1,1 Å banda centrada en la línea K) varía linealmente con la superficie de la fuerza del campo magnético, lo que hace conveniente

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vincular la luminosidad estelar emisión Ca II con la intensidad de campo magnético (N. Pizzolato, 2002)

Figura 4. Estas líneas de campo magnético obtenidas de una simulación computacional de la corona del Sol, muestran la complejidad del campo magnético del Sol. Los colores en la superficie del Sol muestran la intensidad del campo magnético (amarillo es la mayor).

Los campos magnéticos son ampliamente estudiados en estrellas de secuencia principal (por sus características de rotación, su alta emisión de Mg II y Ca II, la alta detección del campo magnético, etc.). Sin embargo, desde hace 6 años, estos eran desconocidos en estrellas gigantes (Konstantinova-Antova, 2008). Esto abre una nueva incógnita sobre la evolución y persistencia campo magnético de una estrella a lo largo de su completa evolución.

Es importante notar que en la mayoría de los estudios de actividad cromosférica, las estrellas gigantes son “desechadas” debido a sus características propias de baja rotación y atmósfera extendida (C.Schröder, 2009), por otra parte es importante realizar este tipo de análisis cromosférico en estrellas gigantes ya que no se ha hecho antes, ni siquiera a través de sus ciclos de actividad. (Schmidt, Hünsch observaron emisión de rayos X en estrellas evolucionadas.)

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Figura 5. Diagrama Hertzprung Russell (HR) muestra el acomodo de las estrellas conforme a la temperatura, luminosidad, y evolución, ejemplos de estrellas evolucionadas son Polaris, Betelgeuse, y Poliux, también se puede observar al solo como estrella de secuencia

principal.

Los campos magnéticos juegan un papel clave en muchas etapas de la formación y evolución estelar, pero son difíciles de observar y modelar directamente. Los campos magnéticos dan lugar a firmas de polarización débiles en los espectros estelares, que pueden ser detectadas con espectropolarimetría moderna. Interpretación de la variabilidad temporal de estas firmas de polarización permite un mapeo de la distribución de los campos magnéticos y temperatura asociada y manchas químicas en las superficies estelares.

Figura 6. La fuerza del campo magnético (arriba) y la orientación de campo (abajo) reconstruido a partir de las observaciones de la estrella espectropolarimétricas α2 CVn Ap en los cuatro parámetros de Stokes. Este mapa demuestra que, contrariamente a la creencia común, los campos magnéticos de estrellas de tipo temprano no tienen una estructura puramente dipolar.

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Figura 7. Superficie y topología del campo magnético de la estrella masiva HD37776. El origen de este complejo y fuerte campo magnético no se entiende.

El conocimiento observacional de los campos magnéticos estelares ha mejorado enormemente estos últimos años, en particular, para la secuencia principal y pre-estrellas de secuencia principal. En cuanto a las estrellas evolucionadas se han observado campos magnéticos fuertes (100 G o más) en las superficies de rotación muy rápida de estrellas gigantes, incluidos las estrellas binarias RS CVn o FK. Campos magnéticos más débiles (de unos pocos G a algunas decenas de G) se han detectado con NARVAL, que giran más rápido que el grueso del tipo gigante roja (Konstantinova-Antova, 2008)

Para todas estas estrellas activas, es muy probable que el origen del campo magnético sea debido a una dinamo. También se detectaron campos magnéticos en gigantes que giran lentamente, incluyendo EK Eri, que presenta un fuerte campo magnético y Pólux, que presenta un muy débil campo magnético.

En la actualidad, a un creciente número de estrellas masivas se les tiene detectado un campo magnético, en particular gracias a la investigación sistemática de la colaboración mimos, que se refiere a la secuencia principal y pre-estrellas de secuencia principal. Betelgeuse parece ser la primera supergigante M a ser detectada como magnética.

La convección y granulado son fenómenos importantes en las capas externas de las estrellas de secuencia principal. Estos procesos producen una mezcla química, temperatura y falta de homogeneidad en la densidad, son una parte integral de la generación de campos magnéticos, y los desplazamientos Doppler de sus movimientos amplían

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y dan forma a las líneas espectrales. Aunque podamos ver directamente el granulado en la superficie solar, no podemos hacer así para el resto de las estrellas. Nuestro único vínculo directo con estos procesos magneto-dinámicos es la forma de las líneas espectrales.

2 Antecedentes2.1 Cúmulos globulares Los cúmulos globulares son conjuntos de miles de estrellas asociadas entre sí por la gravedad, formando un conjunto esférico en el que todas ellas giran alrededor de su centro. La cantidad de estrellas típica ronda la cifra del medio millón. La Vía Láctea tiene alrededor de 150 de estas agrupaciones y todas se ubican en el halo de la galaxia. Los cúmulos globulares de la Vía Láctea son muy viejos. Se estima que se formaron prácticamente a la vez que la galaxia.

Esto se puede saber hallando el índice de metalicidad (proporción de elementos químicos más pesados que el helio) de las estrellas que alberga, que es muy bajo. Esto implica que no son estrellas grandes, sino de masa similar o algo menor que la del Sol (la masa típica es de 0.80 masas solares) y que no contienen elementos pesados provenientes de nebulosas planetarias o remanentes de supernova, algo habitual en las estrellas que pueblan el disco galáctico, simplemente porque fueron de las primeras en formarse y por tanto las nebulosas entonces no contenían todavía estos elementos pesados generados en los estertores finales de las estrellas viejas.

En concreto, dos de las cuestiones que aún están sin resolver es, por un lado si todas las estrellas tienen el mismo tipo de dinamo magnética y si ésta es similar a la propuesta para el Sol y por otro, si una estrella mantiene el mismo tipo de dinamo a largo de su vida o si existe algún cambio con la edad de la estrella.

El estudio de la actividad cromosférica y de la rotación estelar es, por tanto, determinante tanto para asegurar el éxito de las misiones de búsqueda de exoplanetas como para indagar en la problemática relacionada con los tipos de dinamo magnética estelar. Se calcula, por ejemplo, que una de ellas, Messier 4, tiene unos 12.7 mil millones de años, casi el doble que los 7.3 mil millones de años de nuestra galaxia.

La teoría de la evolución estelar permite establecer una relación, que constituye un auténtico cronómetro, entre el punto de giro, la edad y la abundancia metálica. De esta manera sabemos que el valor medio de

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las edades de los cúmulos está comprendido entre los 13 y los 14 mil millones de años y las diferencias entre ellos no superan los 1500 millones de años. Este análisis revela también aspectos interesantes relacionados con la distribución de los cúmulos globulares en el halo de la Galaxia: los más viejos y pobres en metales están a una distancia mayor, 130 mil años luz, que los más jóvenes y ricos, situados a 23 mil años luz.

2.2 Actividad cromosféricaLa fotosfera es la capa que tiene la mayor parte de los niveles de radiación electromagnética de la estrella. Esta capa tiene un espesor óptico en el ultravioleta cercano, visible y en el infrarrojo cercano en el espectro continuo pero es ópticamente grueso en todo menos en las líneas espectrales más débiles (C. J. Schrijver, 2004).

Por encima de la fotósfera se encuentra la segunda capa atmosférica del Sol conocida como cromósfera. El nombre es derivado del color rojizo cuando la fotósfera es eclipsada por la luna. La capa se extiende por aproximadamente 20,000 Km arriba de la fotósfera con un adelgazamiento gradual de la densidad del gas sin embargo la temperatura aumenta rápidamente hacia afuera de ella (Basu, 2003).

Figura 6.La cromosfera (en rojo) durante el eclipse solar del 11 de agosto de 1999

Diagrama Mariposa (manchas solares del sol). Hacer notar que en el caso del Sol, tenemos resolución espacial, y en el caso de las estrellas, solo se cuenta con los espectros estelares.

Diferencia en la actividad cromosférica de estrellas gigantes y estrellas de secuencia principal

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Figura 7. Emisión de Mg II in ξ Boo A (G8 V) como indicador de actividad cromosférica

Figura 8. Emisión de Ca ll k como indicador de actividad en las estrellas HD 38283, HD168871, HD193193, TYC-2087

Pueden surgir asimetrías de las líneas de absorción en los espectros estelares por varias razones, incluyendo la mezcla de líneas, características superficiales tales como manchas oscuras, oscilaciones, pulsaciones, y granulación. La granulación es la causa dominante de la asimetría en las estrellas. La bisectriz de línea se utiliza para delinear la

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asimetría, y en el espectro solar, la bisectriz típica tiene una forma de C ligeramente distorsionada.

La ordenada para una parcela bisector es la fracción del nivel continuo, mientras que la abscisa es la cambio de longitud de onda de los puntos medios entre los lados del perfil, expresado en unidades de velocidad. Las bisectrices solares han sido estudiadas en detalle considerable. Asimetrías en líneas espectrales estelares también se han detectado y mide, con interesantes variantes se observaron a través del diagrama HR.

La división entre los dominios donde las estrellas mostramos lo que podríamos llamar como la forma C clásico y los que muestran la forma de C invertida se llama la "granulación límite". Se ejecuta casi verticalmente en el diagrama HR, de alrededor deF0 en la secuencia principal a G0 para supergigantes. De observación características de bisectrices invertidas han sido bien documentados para Cyg g (F8 Ib) y 41 Cyg (F5 II), por ejemplo, y están no se repite aquí, excepto para decir que las observaciones más recientes confirmar los resultados anteriores.

Diferencias detalladas en forma bisectriz con luminosidad o gravedad de la superficie no han sido bien documentados, pero como veremos ver, son muy importantes. Más en general, las formas bisectrices que aquí se presenta se basan en más datos, tienen mucho mayor relación señal-ruido ratios (S / N) y ligeramente mayor resolución espectral en comparación con la mayoría de los estudios anteriores, y revelar detalles que no están claramente visto antes.

Nuestra comprensión de cómo se producen asimetrías ha sido en gran medida con la ayuda de cálculos hidrodinámicos. Las formas y los cambios absolutos de bisectrices línea solares han sido reproducidas por algunos de estos modelos, un impresionante logro. Quedan, sin embargo, muchos de observación básica características aún por estudiarse, como se señala más adelante. Esta voluntad requerir modelar bien lejos de la posición solar en el HR diagrama. En este trabajo, sumamos a los desafíos puestos a los modelos hidrodinámicas: bien determinados bisectrices de decenas de estrellas frías y ejemplos detallados de cambios en la forma con la luminosidad clase.

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Figura 9. Puntos bisectrices (círculos llenos) construyen segmentos de línea que abarcan la anchura del perfil, una para cada dato observado en el lado del perfil. En la escala de longitud de onda de la l6253 perfil de la línea (izquierda), la forma de la bisectriz apenas se distingue de una línea recta vertical, pero la expansión de la escala de longitud de onda (derecha) ponen en evidencia su forma.

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Las observaciones de las variaciones en la actividad magnética del sol han simulado las explicaciones teóricas, como una dinamo hidromagnética o un oscilador de torsión interna. En la teoría del dinamo, el movimiento interno de rotación diferencial y convección son responsables de mantener los campos magnéticos del ciclo de manchas solares.

En la teoría del oscilador torsional, las oscilaciones observadas de campo magnético en la superficie originan interacción entre un campo primordial no regenerativo y la rotación diferencial interna en el núcleo radiativo. Ambas explicaciones han tenido un éxito limitado, en gran parte debido a la falta de conocimiento sobre las condiciones físicas del interior del sol, así como la complejidad de los cálculos.

Aunque el Sol permite el estudio de dos dimensiones detalladas de su actividad, exhibe sólo un único conjunto de parámetros estelares, ya que su masa, tamaño, composición y el estado de la evolución son necesariamente fijos en este punto de tiempo.

El término “manchas estelares” es quizás desafortunado, ya que puede implicar que los mecanismos que dan lugar a estas variaciones son similares a los que producen manchas solares. Por consiguiente, debería hacerse hincapié en que, debido a su actividad extrema y el papel desempeñado por el acoplamiento de marea, los binarios RS CVn probablemente no son particularmente útiles como guías para la actividad de tipo solar.

Los "puntos" producidos en estrellas también pueden ser muy diferentes de las manchas solares: cuando un grupo de manchas solares grande cruza el hemisferio visible del Sol, la variación observada del flujo integrado solar es menor de 1%, en comparación con hasta un 30% para el RS CVn. La sensibilidad de la fotometría estelar utilizada en tierra no es suficiente para detectar manchas de tipo solar en las estrellas, y las propiedades difieren de manchas estelares detectadas por métodos fotométricos.

Dado que la actividad estelar está claramente influenciada tanto por la velocidad de rotación y convección, se ha buscado una combinación particular de los dos que podría proporcionar una relación más precisa. Para las estrellas de tipo solar, la relación entre el período de rotación y el volumen de los más grandes remolinos convectivos, es conocido como el número de Rossby NR, el cual proporciona esa conexión.

Aunque ha habido algunas críticas de este enfoque, no puede haber duda de que funciona muy bien con la emisión de Ca ll, cromósfera, región de transición, y corona. En la figura 10 se muestra un ejemplo de una curva de rotación-actividad para las líneas Mg ll cromosféricas. La tasa de rotación en estrellas con bajo número de Rossby domina la facturación convectiva, y se puede observar que correlaciona notablemente bien la emisión fuerte-media de Mg ll y actividad fuerte superficial.

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Figura 10. Flujo normalizado de Mg ll contra el logaritmo del número de Rosby los cuadrados denotan pre-estrellas de secuencia principal, los diamantes representan estrellas del cúmulo, los círculos son enanas de tipo tardío, y los triángulos son estrellas de

cromosfera activa.

Las áreas de campo magnético concentrado en el Sol emiten Ca ll H (396,8 nm) y K (393,4 nm) con mayor intensidad que las zonas con menos campo magnético presente. La intensidad de las emisiones de H y K aumenta en respuesta a la cantidad de calentamiento no térmico de la cromosfera, por ejemplo, el calentamiento producido por in-homogeneidades magnéticas locales, es un indicador útil de la espectroscopia de fuerza, y de área cubierta por, campos magnéticos.

La intensidad de emisión de Ca II corresponde en más o menos una base de uno a uno con el producto de la intensidad de campo y área de cobertura magnético. Por lo tanto, los registros de disco Ca ll integrarse en mediciones de los cambios traza en la actividad superficial causados por ejemplo, el ciclo de la actividad o la rotación estelar.

En primer lugar, la emisión de Ca ll H y K se observa en las estrellas más tardar aproximadamente F0-F2 V, es decir, menos masiva que aproximadamente 1,5 Mo, aunque el rango de masas que pueden apoyar la actividad magnética-solar se conoce de forma imprecisa. La aparición de H y K de emisión coincide aproximadamente con el establecimiento de la convección del subsuelo no despreciable a lo largo de la secuencia principal inferior, y la intensidad de emisión de H y K debilita con la edad en la secuencia principal.

La aparición de zonas convectivas sustanciales de emisión H y K coincide también con una disminución correspondiente en el momento angular promedio por unidad de masa a lo largo de la secuencia principal, que disminuye con el avance de la edad. En el Sol y, presumiblemente, más bajos estrellas de la secuencia principal, el campo magnético no sólo calienta sino que invade las capas atmosféricas exteriores y lleva lejos momento angular en un viento magnetizado. Durante eones de la secuencia principal, que la pérdida de momento angular disminuye apreciablemente la rotación de una estrella y hace que el nivel de actividad magnética promedio a disminuir porque el SIDA de rotación en la conducción de la producción de la actividad magnética superficie.

La relación de los recuentos en el H y líneas K relativas a las de los canales de monitorización se ajustó la noche para corregir las variaciones instrumentales. El factor de corrección se determina a

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partir de mediciones de una lámpara estándar. Ese flujo relativo combinado, definido por Wilson como F, es un promedio de las medidas separadas, corregidas de la H y K flujos en relación con los canales de monitorización.

La cantidad observada, S, se define como

S=H+KV +R

Donde H y K son los recuentos en las bandas combinadas de Ca II, y V y R son los recuentos en las bandas de color violeta y rojo continuo, corregidas por el cielo y el fondo del instrumento. S se supone que es un indicador general de la actividad cromosférica relacionada con la fuerza y el área de actividad magnética en una estrella. La cantidad, a, es un factor de calibración que cambia todas las noches y se determina a partir de la lámpara estándar y las mediciones de las estrellas estándar. Entre 1977 y mediados de 1980, observaciones de estrellas estándar proporcionan el valor de a. Después de 1980, las estrellas estándar lámpara estándar y se utilizan para calcular el valor de una. Un documento detallado que describe este proceso está en preparación.

Las anchuras de los núcleos de emisión H y K aumentan con el aumento de la luminosidad de manera que las estrellas evolucionadas tienen núcleos de emisión ligeramente más anchas que 0,1 nm. Algunas estrellas evolucionadas (HD 3795, HD 23249, HD 88737, HD 124850, y HD 188512) se midieron start¬ing en 1983 con la banda de paso de 0,2 nm por alrededor de un año. Con el fin de mantener la continuidad, hemos vuelto a monitorear estas pocas estrellas con la ranura estrecha. Los pocos datos obtenidos con la rendija 0,2 nm se han transformado a la escala de la 0,1 nm por medio de mediciones de cada rendija hecho casi simultáneamente. (S. L. BALIUNAS, 1995)

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Figura 11. Variaciones del índice S del Monte Wilson para estrellas de secuencia principal, tomado de (S. L.BALIUNAS, 1995)

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3 Objetivos Hipótesis: Analizar los bisectores de líneas de emisión cromosférica como posible indicador de actividad. Con el análisis de estos bisectores en diferentes tipos de estrellas esperamos contar con una base lo suficientemente fuerte para dar sustento

Analizar el ciclo de actividad de Betelgeuse a través de las asimetrías en la línea de Magnesio II, una línea de emisión que se forma en la cromósfera. Esta línea de emisión nos da información de la actividad llevada en esta estrella

Además, analizar los bisectores de Ca II de un cúmulo globular para encontrar una conexión entre la clase de luminosidad y la estructura de dichos bisectores.

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4 Metodología. En primer lugar, analizar los bisectores de línea para el ciclo de actividad (1985-1995) de una estrella gigante, en este caso Betelgeuse (MI). Ya que esta estrella ha sido observada por casi 15 años por el Explorador Internacional Ultravioleta, se espera observar variabilidad tanto en los bisectores de línea como en el flujo de emisión.

4.1 BetelgeuseDesde cualquier punto de Betelgeuse (a Ori, HR 2061, HD 39801,M2 Iab, B [V \ 1.86) es un objeto notable, una estrella fresca supergigante unas 800 veces más grande que el Sol pero con un radio que depende en gran medida de la opacidad de la región espectral en la que se ve la estrella. Un punto brillante de origen desconocido aparece y desaparece en un contexto de una fotosfera dinámica. Las variaciones en escalas de tiempo de días a décadas se ven en magnitud visual, UV continuo, indicadores de cromosfera y velocidad radial. Alrededor de la estrella misma es un sistema de disco aparentemente compuesto por material expulsado de la estrella. (Gray, 2000)

Debido a que se prevé que el período de rotación de Betelgeuse puede durar varios años (2335 días: los datos de AAVSO, Stothers y Leung 1971; 17 años (H. Uitenbroek and A. K. Dupree, 1998). No se espera que sea una clásica estrella de tipo dinamo solar para operar allí. Tomando su gran radio en cuenta (R = 645 R, (G. Perrin, 2004)), el campo magnético fósil de una estrella de secuencia principal haría ser demasiado diluido para proporcionar un remanente eficiente como en EK Eri (G8III / IV, (Stepién, 1993), (K.G. Strassmeier, 1999).

Los estudios llevados a cabo en Betelgeuse también sugieren que hay grandes células de convección y, además, que un campo magnético podría ser sostenido. La dinamo Betelgeusiana sería: de la clase de los llamados "dinamos locales a pequeña escala", aunque el campo magnético generado es a la vez local y a gran escala (Dorch, 2004).

Este tipo de dinamo funcionaría incluso sin rotación (B. Freytag, 2002) y tiene el mismo la naturaleza como el dinamo local, posiblemente contribuyendo al campo magnético a pequeña escala en la superficie solar (Cattaneo, 1999). (Dorch, 2004) Presenta una simulación numérica detallada de Betelgeuse muestra que pueden existir manchas

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magnéticas de fuerza de hasta 500 G, pero con un pequeño factor de llenado.

Nuestra detección y medición hacen probar la existencia de un campo magnético en la superficie de Betelgeuse. Un mes- variación de la escala puede haber sido observado y tiene que ser con- confirmado. La variación en el patrón de superficie en Betelgeuse ha sido observada en la misma escala de tiempo con la interferometría (R. W. Wilson, 1997). Es poco probable que sea vinculada esta escala de tiempo para el período de rotación y podría provenir de una variabilidad intrínseca local inducida por una dinamo local. (M. Aurière, 2010)

4.2 Satélite explorador internacional ultravioletaEl satélite International Ultraviolet Explorer (IUE por sus siglas en inglés) fue un proyecto trilateral entre la NASA que proporcionó la nave espacial, telescopio, espectrógrafos y un observatorio de la tierra, la ESA que proporcionó los paneles solares y el segundo observatorio, y el PPARC Reino Unido - anteriormente SERC - que proporcionó los cuatro detectores del espectrógrafo.

IUE ha sido el más longevo y (por un amplio margen) el satélite más productivo, hasta el momento, en la historia de la astronomía espacial. Por más de 18 años se hizo, en promedio, una observación de una hora cada 90 minutos, durante todo el día. Se interceptó la luz ultravioleta que no puede llegar a los telescopios en el suelo, estudiar todo, desde lejanas supernovas a los cometas que se acercan. Observaciones clave incluyen el cometa Halley durante su visita 1986, el cometa Shoemaker-Levy estrellándose contra Júpiter en 1994, etc.

Durante la vida de IUE, más de 1.000 europeos realizaron los programas de observación desde Villafranca, regresando más de 30 000 espectros de unos 9.000 objetivos, que se extiende desde los cometas en los primeros días del Universo y que cubre un rango de brillo de 10 órdenes de magnitud (que se extiende desde MV = -4 a MV = 21).

IUE fue el primer satélite científico que permitió a los astrónomos 'visitar' y hacer observaciones en tiempo real de los espectros UV: el impresionante tiempo de respuesta de menos de una hora ofreció una flexibilidad sin precedentes en los objetivos de la programación de la oportunidad. Esto ha dado lugar al concepto de Astrofísica Multi-longitud de onda, donde las observaciones con instrumentos sobre el terreno y en el espacio son coordinados para obtener mediciones simultáneas en un amplio rango del espectro electromagnético.

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La flexibilidad de IUE demostró por primera vez el poder de tales herramientas de diagnóstico en la astrofísica. IUE proporcionó a los astrónomos una herramienta única y solicitudes de tiempo de observación permanecido dos o tres veces mayor de lo que podría ser satisfecha, incluso al final de las operaciones orbitales.

Hasta que finalmente cesaron las operaciones el 27 de septiembre de 1996, los astrónomos estaban todavía haciendo cola para usar un instrumento que trabajó sin parar desde su lanzamiento y continuará trabajando con la gran cantidad de datos ahora almacenados en el archivo definitivo IUE. (IUE, 2005)

4.3 Instrumentos utilizados por el IUE

Telescope: 45 cm, f/15 Ritchey-Chrétien Cassegrain

Spectrogra

phs:Echelle (115 nm to 198 nm and 180 nm to 320 nm)

Apertures: 3" and 10" by 20" image quality 2"

Resolution:

1.8×104  corresponding to 0.008 nm @ 140 nm (17 km s-1)

1.3×104 corresponding to 0.017 nm @ 260 nm; (20 km s-1)

27° in low resolution mode @ 150 nm

40° in low resolution mode @ 270 nm

Cameras:

SWP (115-

197 nm)sensitivity: 2×10 -15 ergs s-1 cm-2 Å-1

LWP (175-

330 nm)sensitivity: 1×10-15 ergs s-1 cm-2 Å-1

LWR (175-

330 nm)sensitivity: 2×10-15 ergs s-1 cm-2 Å-1

SWR Never operational

FES #1 Fine-Error-Sensor #1 has not been used in operations.

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FES #2

Fine-Error-Sensor #2 has been used for fine guidance throughout the

mission. It has also been important as a photometer to measure the

optical brightness of the sources observed. In 1991 scattered light

entering the telescope required a revision of guidance procedures and

affected its photometric performance.

Una vez analizados las líneas de emisión cromosférica de Mg II, se pedirá tiempo de observación para analizar, en un cumulo globular, las líneas de emisión cromosféricas en el visible. Para esto se pedirá tiempo en tres observatorios nacionales:

- TIGRE (Guanajuato, U de G)- San Pedro Martir (Ensenada, UNAM)( 2.1 m)- Guillermo Haro (Puebla, INAOE)

Cada uno con las siguientes características.

4.4 TIGRE4.4.1 Características generales

Manufacturer

Main contractor and mechanics:Halfmann TeleskoptechnikSome subcontractors:Optics: Carl Zeiss Jena GmbH; picture of the main mirrorElectronics: RS Elektronik GmbH AugsburgSoftware: 4PI Systeme GmbH Sonneberg

The basics

Type Cassegrain-Nasmyth with FOV correctorAlt/Az mountingFully robotic

Optics

Primary mirror M1: aperture 1200mm, focal ratio f/3Cassegrain focal ratio: f/8FOV: 7' diameter Spot concentration 80% in 0.5", >90% in 1"

Mechanics Mounting: Alt/AzTube: SerrurierM1 cell: active M1 support with 18

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axial and 12 radial leversBearings: hydraulic/rollers in azimuth/elevationDrives: final direct drives with high-precision absolute encodersPointing accuracy: blind 5" or better, seeing-limited with AGUTracking accuracy: better than 0.2"/minGuiding accuracy: seeing-limitedInstruments stages: at two Nasmyth focii possible; FOV derotator

*Tabla obtenida en la página oficial de IUE (IUE, 2005)

4.4.2 El Espectro fotógrafo The only HRT instrument is the fibre-fed spectrograph HEROS of the Landessternwarte Heidelberg. It was modernized in the following components:

Replacement of the old LN2 cooled CCD cameras by ANDOR cameras with termoelectric cooling, Replacement of the red cross-disperser by a new grating which is blazed to 750nm

Type: EchelleSpectral range: 350-560nm (blue channel) and 580-880nm (red channel)

Spectral resolution: R=20000

Fibre: Poymicro FBP 0500700085, 50μ core diameter, length 15m, microlense at both sides

CCD camera blue: iKon-L camera DZ936N-BBB (manufacturer Andor (Belfast)); chip E2V 42-40 BI AIMO broad-band; Peltier cooling -100 CCCD camera red: iKon-L camera DZ936N-BV; chip E2V 42-40 BI AIMO mid-band; Peltier cooling -100 C

4.5 San Pedro MartirEl telescopio de 2.12m es el mayor telescopio en el OAN-SPM. Fue construido entre 1974 y 1979 e inaugurado el 17 de Septiembre de 1979.

Diseño Ritchey-Chretien

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Secundarios

F/7.5 (~ 13.0 "/mm), f/13.5 (~ 7.15 "/mm) y f/30 (~ 3.25"/mm).Límite AH: 5.5hLímites DEC: +69g40' y -40gPlatina giratoria manualLongitud=115º 27' 49" OesteLatitud=31º 02' 39" NorteAltitud=2,800 metros

Instrumentos disponibles para este telescopio

Espectroscopia ópticaEspectrógrafo Boller & ChivensEspectrógrafo Echelle clásico REOSCEspectrógrafo Echelle nebular MES-SPMInterferómetro Fabry-Perot PUMAInfrarrojoCamila: IR cercano (1 a 2.5 micras NICMOS). Actualmente solo en modo imagen.CID: imagen y espectroscopia, IR medio (1 a 20 micras, InSb, BIB)

El gajo de la cúpula tiene 2 segmentos que pueden ponerse arriba o abajo (los 2 o 1) según sea la región del cielo que se observa. El diagrama siguiente indica las zonas visibles con las tres configuraciones de los gajos.

Pedir tiempo de observación para un cumulo globular, en el TIGRE (Guanajuato), San Pedro Martir o bien en el observatorio de Guillermo Haro (Puebla)

Analizar y reducir los datos para medir los bisectores en líneas de emisión cromosférica.

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5 Cronograma de actividades Tiempo Actividad

MesAnálisis de espectros de Betelgeuse

Pedir tiempo de observación

Reducir y analizar observaciones

Escribir tesis

Enero XFebrero XMarzo X XAbril XMayo XJunio XJulio X

Agosto X XSeptiembre X X

Octubre X XNoviembre X XDiciembre x X

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6 Análisis de Costos

Los costos programados para este proyecto se destacan por ser del

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