| dc.description | La evolución de las estrellas está determinada fundamentalmente por la masa, pero también por otros parámetros como la tasa de pérdida de masa, la composición química, y la rotación. Esta última influye en la estructura interna y en la mezcla de los elementos químicos de las estrellas, en el transporte de energía y también en la pérdida de masa. Conocer el momento angular de una estrella es, entonces, clave. En la presecuencia principal, se ha demostrado que las interacciones estrella–disco modifican el momento angular estelar y regulan los periodos de rotación de las estrellas con tipos espectrales M2 y más tempranos. Sigue siendo objeto de debate si la regulación del disco se extiende también a las estrellas con tipos espectrales más tardíos. En este trabajo estudiamos principalmente cómo es afectada la rotación estelar durante las primeras etapas evolutivas, debido a la existencia o no de discos protoplanetarios en estrellas de baja masa (tipo espectral M), para ello presentamos el estudio de los cúmulos abiertos jóvenes NGC 2264 y Mon R2. Estos cúmulos fueron elegidos por tener una distancia <1 kpc, edad media <7 Myr y datos fotométricos de Spitzer-IRAC.
NGC 2264: presentamos una muestra de más de 180 estrellas con tipos espectrales M3 y más tardíos (correspondientes a masas estelares ≤ 0.3M⊙) y más de 170 estrellas tipo M2 y más tempranas. Combinando los periodos de rotación de la literatura, los tipos espectrales (nuevos y de la literatura), y las observaciones profundas de Spitzer, mostramos que las estrellas con masas inferiores a 0.3 M⊙ con discos también rotan más lentamente que las estrellas sin disco en el mismo rango de masas y reafirmamos que lo mismo ocurre en subtipos espectrales más tempranos.
Mon R2: presenta poca información respecto a tipos espectrales y periodos de rotación en la literatura y bases de datos, es por ello que hicimos un pedido de 150 horas a la red de telescopios global de Las Cumbres (LCOGT), el cual permite la observación continua de objetos gracias a sus telescopios ubicados en distintos sitios del mundo. Con esto obtuvimos las curvas de luz de más de 6000 fuentes puntuales, de las cuales 141 estrellas resultaron ser variables periódicas. También encontramos otro tipo de variabilidad debido a distintos fenómenos físicos los cuales no profundizamos pero sí mostramos. Además hicimos tres pedidos para utilizar el instrumento GMOS del telescopio Gemini Sur obteniendo 229 espectros de baja resolución donde 141 son de tipo espectral M. Finalmente recopilamos los datos de Spitzer para determinar la presencia de disco. Por otro lado, debido a que este cúmulo está muy poco estudiado en relación a la componente estelar, decidimos caracterizarlo. Estimamos la distancia al cúmulo (825 ± 51 pc) y los movimientos propios medios (μα cos(δ) = −2.75 mas años−1 y μδ = 1.15 mas años−1) de sus miembros a partir del análisis de los datos obtenidos con Gaia de las estrellas periódicas y de las fuentes con exceso IR o Hα. También utilizamos la fotometría Pan-STARRS de las estrellas de nuestra muestra para construir un diagrama HR más preciso, a partir del cual estimamos la edad media (3±1 Myr) del cúmulo y su absorción visual (AV = 2.09±1.7 mag). Esto nos permitió además identificar otros posibles miembros, incluyendo once enanas marrones espectroscópicas con tipos espectrales de M7 a M9. En total, con los distintos criterios de membresía establecidos identificamos 1439 miembros candidatos.
Nuestros resultados demuestran que la regulación del disco opera en estas estrellas de baja masa, aunque la eficiencia de este proceso podría ser menor que en los objetos de mayor masa. Confirmamos que las estrellas con tipos espectrales más tempranas y más tardíos a M2 tienen distribuciones de periodo distintas y que las estrellas con tipos espectrales M5 y más tardíos rotan más rápido que las de tipo M3 y M4. | |
