Comportamiento del momento angular en estrellas jóvenes - Orcajo, Santiago (2015)
La rotación influye en la estructura interna de las estrellas, en el transporte de energía y en la pérdida de masa, y en la mezcla de los elementos químicos que componen la estrella. Conocer el período de rotación de una estrella es, entonces, clave. En este trabajo estudiamos cómo es afectada la rotación estelar durante las primeras etapas evolutivas, en estrellas tardías, debido a la existencia de discos protoplanetarios. Para ello, analizamos la distribución del período de rotación de estrellas muy jóvenes del cúmulo NGC 2264, según si poseen disco o no. Contamos con observaciones espectroscópicas, realizadas con los telescopios Gemini Norte (GN) y Multi Mirror Telescope (MMT), de estrellas candidatas a ser de muy baja masa. Definimos como estrellas de muy baja masa a los tipos espectrales M3 y más tardíos. Los datos del MMT estaban procesados, pero la muestra de GN no, por lo que aplicamos el software IRAF, obteniendo así la extracción de los espectros de estos objetos. Luego, realizamos la clasificación espectral de todos los espectros (GN + MMT), consiguiendo un gran porcentaje de estrellas dentro del tipo espectral M. Una vez realizada la clasificación espectral, buscamos en bases de datos los períodos rotacionales publicados para estos objetos. Empleamos datos del telescopio espacial Spitzer para determinar la presencia o no de discos de acreción en torno a las estrellas, según el exceso en ciertas bandas del infrarrojo. Con todos estos datos y una combinación específica de ellos, finalmente analizamos la distribución de los períodos de rotación de las estrellas con y sin disco según el tipo espectral. Los resultados fueron en gran parte los esperados pero algunos trajeron nuevos interrogantes que nos entusiasman a ampliar este trabajo. Por ejemplo hemos encontrado que la distribución de períodos rotacionales de estrellas de tipo espectral M3 parece ser una transición entre las distribuciones de dos grupos de estrellas, uno que abarca de K a M2 y otro de M4 a M8. Además, el segundo grupo rota significativamente más rápido que el primero. Mostramos también que dentro de las distribuciones, las estrellas que aún possen disco rotan más rápido que las que ya lo perdieron, extiendiendo así el rango de “regulación por discos” para estrellas con masas menores a 0.3 masas solares.