Estudio espectrofotométrico para determinar la etapa evolutiva de una muestra de estrellas de la presecuencia principal

Resumen

Realizamos un estudio espectro-fotométrico de una muestra de estrellas jóvenes de baja masa (entre 0.5 hasta 3 masas Solares), con tipos espectrales G-K y algunas M, en asociaciones cercanas al Sol (20-200pc). Medimos el exceso presente en el ultravioleta (365nm) y el ancho equivalente de la línea Hα y vemos que para estrellas de tipo espectral temprano M y tardías K, este aumenta notablemente. Con el objetivo de explicar este exceso se presentan dos posibles escenarios 1) Actividad cromosférica, debido a que antes de la secuencia principal, en el centro de las estrellas comienza a desarrollarse una delgada capa en la interfase entre el núcleo radiativo rotante y la zona convectiva, la cual facilita la producción contínua de campo magnético y por lo tanto incre-menta el nivel de actividad magnética en la cromómosfera, responsable del exceso observado y 2) a los proce-sos de acreción presente en las estrellas TTauri que presentan un disco de gas y polvo que es acretado hacia ellas por medio de las líneas de campo magnético. Debido a la ambigüedad presente en los indicadores de estos dos efectos ya que estos afectan las mismas líneas de emisión, es difícil distinguir cuál de estos procesos esta dominando y determinar la etapa evolutiva en la que se encuentran estas estrellas. Nosotros encontramos que los excesos en la magnitud U (MgU) dependen del tipo espectral siendo mayores para las estrellas tempranas M y establecimos que los mayores excesos se encuentran en las estrellas con índice de color B-V > 0.8. Este resul-tado se muestra acorde con índice B-V para el cual ocurre la transición de absorción a emisión en la línea Hα. Proponemos que las estrellas de nuestra muestra que presentan un exceso mayor de 0.22 MgU, son estrellas que están en la fase TTauri (<10 millones de años) y que aquellas que presentan un exceso menor a 0.22 MgU están en la etapa Post-TTauri (>10 millones de años) así distinguimos la etapa evolutiva de la muestra.

Abstract
We conducted a spectro-photometric study of a sample of young low-mass (G-K and some M) star associa-tions, with each star having between 0.5 to 3 solar masses, near the vicinity of the Sun (20-200 pc). We measu-re this excess in the UV (365nm) and the equivalent width (EW) of the Hα line, and see that for stars of spec-tral type M early and late K, this EW increases markedly. The presence of the H alpha line is explained via two possible scenarios: 1) it is generated in the stellar chromosphere due to increased magnetic activity at the thin layer at the interface between the rotating radiative core and the convective zone, and 2) gas accretion processes present in the TTauri star by means of magnetic field lines. Due to this ambiguity, it is difficult to distinguish which of these processes is dominating and determining the evolutionary stage of young stars. We found that U excesses depend on the spectral type, with M having the highest excesses. We also found that the highest excesses are found in stars with color indices B-V > 0.8. This agrees with the value of B-V for which the transition between absorption and emission in the H alpha line. We propose that the stars of our sample having a larger excess of 0.22 magnitudes in U, are stars that are in phase TTauri (<10million years) and those having an excess lower than 0.22 magnitudes in U are in the Post-TTauri stage (> 10 million years), thus clas-sifying the evolutionary stage of the sampled associations.