Resumen de Near-infrarred spectro-interferometry of red giant and supergiant stars
Las estrellas supergigantes rojas son estrellas frías y muy masivas que se encuentran en la fase previa a las estrellas Wolf-Rayet y a las supernovas. Presentan extensas atmósferas y fuertes vientos estelares que dan lugar a una importante pérdida de masa. El mecanismo que da lugar a estos vientos y a las extensas atmósferas es actualmente tema de debate. Además, la estimación de los parámetros fundamentales de este tipo de estrellas y su posterior localización en el diagrama HR es de gran importancia para calibrar los modelos de evolución estelar, y entender cómo la pérdida de masa afecta a su evolución. En esta tesis hemos estudiado una muestra representativa de estrellas supergigantes rojas (RSGs) con dos objetivos: en primer lugar, estimar sus parámetros fundamentales y situarlas en el diagrama HR; y en segundo lugar, obtener información sobre la estructura de sus extensas atmósferas. También hemos observado una muestra de estrellas gigantes rojas para ver si las estrellas de este tipo, aunque sean menos masivas, también presentan atmósferas extensas. Para alcanzar estos objetivos, hemos realizado observaciones espectro-interferométricas en el infrarrojo cercano (banda K-2.3 micrómetros) usando el instrumento AMBER del Very Large Telescope Interferometer (VLTI), situado en el observatorio de Paranal, Chile. Por otro lado, hemos comparado estas observaciones con tres modelos teóricos: un modelo hidrostático (PHOENIX), un modelo convectivo de 3 dimensiones y un modelo pulsante de 1 dimensión. Todas las estrellas observadas en esta tesis presentan fuertes líneas de absorción de CO en sus espectros. Sin embargo, únicamente las estrellas supergigantes rojas y una de las estrellas gigantes rojas (beta Peg) poseen capas moleculares de CO muy extensas, pues estas líneas se observan también en sus visibilidades. Al comparar nuestras observaciones con los modelos PHOENIX, observamos que el espectro de todas nuestras estrellas está bien reproducido por estos modelos, lo que quiere decir que las opacidades están implementadas correctamente en los modelos. Sin embargo, los modelos PHOENIX no predicen las visibilidades de las estrellas supergigantes rojas y de beta Peg. Esto significa que el modelo es demasiado compacto comparándolo con nuestras observaciones. En el caso de las estrellas gigantes rojas y de HD 183589 (inicialmente clasificada como RSGs), los modelos PHOENIX sí reproducen las observaciones, pues estas estrellas no muestran extensas capas moleculares, sus atmósferas son compactas y las capas moleculares de CO están localizadas cerca de la fotosfera. Los parámetros fundamentales los hemos estimado a partir de los diámetros angulares que determinamos en esta tesis, de los flujos bolométricos que estimamos a partir de las magnitudes de las estrellas (obtenidas de la bibliografía), y de las distancias que obtenemos directamente de la bibliografía. Los diámetros angulares los estimamos comparando las visibilidades que medimos en la banda del continuo con la predicción del modelo PHOENIX, ya que esta región no está contaminada por las capas moleculares. Una vez conocidos los parámetros fundamentales podemos situar nuestras estrellas en el diagrama HR. En las estrellas supergigantes rojas, hemos observado correlaciones entre la extensión de sus atmósferas y sus luminosidades y gravedades superficiales. La atmósfera es más extensa cuanto mayor es la luminosidad y menor es la gravedad superficial. También hemos observado que la extensión de la atmósfera de las estrellas supergigantes rojas es similar a la que se observa en las estrellas de tipo Mira, pero en el caso de las estrellas Mira no se observan estas correlaciones. Esto sugiere que el mecanismo físico que da lugar a las extensas capas moleculares debería de ser diferente en cada tipo de estrella. También hemos comparado nuestras observaciones con otros dos tipos de modelos atmosféricos: un modelo convectivo de 3 dimensiones y un modelo de pulsaciones auto-excitadas de 1 dimensión con parámetros típicos de estrellas supergigantes rojas. Ambos modelos muestran atmósferas compactas, similares a las obtenidas con los modelos PHOENIX. Por lo tanto, ni la convección ni las pulsaciones pueden explicar nuestros datos. En resumen, con esta tesis hemos aumentado significativamente la muestra de observaciones de las atmósferas de estrellas supergigantes rojas, pues antes de este trabajo, la extensión de la atmósfera de este tipo de estrellas solo se había estudiado en unas pocas fuentes. Gracias al aumento de la muestra, hemos podido comenzar un estudio estadístico de sus propiedades, como por ejemplo, la relación entre la extensión de la atmósfera y la luminosidad. Por otro lado, al comparar nuestras observaciones con las predicciones de diferentes modelos teóricos, hemos encontrado que ninguno de los modelos atmosféricos actuales son capaces de explicar nuestras observaciones interferométricas.
