Search for planetary nebulae around hot subdwarf stars. Analysis and characterization of these peculiar systems

• Autores: Alba Aller Egea
• Directores de la Tesis: Ana María Ulla Miguel (dir. tes.) , Enrique Solano Márquez (dir. tes.) , Luis Felipe Miranda Palacios (dir. tes.)
• Lectura: En la Universidade de Vigo ( España ) en 2015
• Idioma: inglés
• Tribunal Calificador de la Tesis: Olga Suárez Fernández (presid.) , Manuel Martínez Piñeiro (secret.) , Cristina Teresa Rodriguez Lopez (voc.)
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• Resumen

  • Hace apenas un año del 250 aniversario del descubrimiento de la primera nebulosa planetaria (NP), la nebulosa Dummbell o M27, por Charles Messier en 1764. Sin embargo, no fue hasta unos años más tarde (en 1780) cuando el término nebulosa planetaria fue acuñado por primera vez por el astrónomo británico William Herschel. A pesar de su nombre, estos objetos nada tienen que ver con lo que conocemos como planetas. Su origen se debe a que la apariencia de estos objetos difusos era muy similar a la de los planetas gigantes gaseosos del Sistema Solar, como Urano, al ser observados con los telescopios ópticos de la época.

    Más tarde, el inicio de las observaciones espectroscópicas marcó un antes y un despúes en el entendimiento de estos fascinantes objetos (al igual que en el resto de los objetos astronómicos). William Huggins obtuvo el primer espectro de una nebulosa planetaria en 1864 (un siglo después del descubrimiento de M27) y fue entonces cuando la naturaleza de estos objetos comenzó a entenderse. Más de otro siglo y medio después podemos decir con absoluta certeza que las nebulosas planetarias se forman al final de la vida de las estrellas de masa baja o intermedia, es decir, aquellas que tienen entre aproximadamente 0.8 y 8 veces la masa de nuestro sol (Msol). En esta fase, la estrella pierde gran cantidad de masa, expulsando hacia el medio interestelar las capas más externas de su atmósfera. Por esta fase pasarán aproximadamente el 95% de todas las estrellas del Universo. Sin embargo, todavía hoy muchas preguntas acerca de la formación y evolución de estos objetos continúan sin resolver.

    Actualmente, el número de nebulosas planetarias que se conocen en nuestra Galaxia es de aproximadamente 3000, aunque se estima que podrían ser muchas más. Esta gran muestra no es ni mucho menos homogénea ya que presentan una gran variedad de formas, tamaños y brillos. La formación de estas estructuras tan variadas y complejas es actualmente un tema de intenso debate. En situaciones normales, esperaríamos que la pérdida de masa de un astro ocurriese de forma radial y homogénea. Sin embargo, lo que vemos es bien distinto. Aproximadamente el 80% de todas las nebulosas planetarias presentan formas no esféricas, lo que implica tener que recurrir a mecanismos de formación que involucran la presencia de estrellas binarias, campos magnéticos o alta rotación estelar. En cualquier caso, las estrellas centrales (así llamadas) que dan lugar a estas nebulosas planetarias juegan un papel fundamental en la formación de las mismas. Sin embargo, no todas las estrellas centrales son iguales. Al contrario, las estrellas centrales exhiben una gran variedad de propiedades como la composición química, la temperatura o la gravedad superficial, lo que se traduce en distintos rasgos espectrales. Esto hace que se les haya clasificado en diferentes tipos espectrales. Entre estos tipos espectrales, encontramos las estrellas subenanas calientes de tipo O (o sdO por sus siglas en inglés), que han sido el objeto de este trabajo.

    Las estrellas subenanas calientes se encuentran en una fase previa a las enanas blancas aunque su origen continúa siendo tema de intenso debate desde que se descubrieron en 1947. Se cree que sus progenitores son estrellas de baja masa. En este estado evolutivo se encuentran también todas las estrellas centrales de nebulosas planetarias. Sin embargo, sorprendentemente, solo alrededor de un 3% de las estrellas subenanas calientes que se conocen tienen una nebulosa planetaria a su alrededor. Explicar este bajo porcentaje es todavía una incógnita que aguarda a ser respondida. Las estrellas subenanas calientes se sitúan al final de la Rama Horizontal Extendida en el diagrama Hertzsprung-Russell. Esta zona es un cruce de caminos donde confluyen las trazas evolutivas de estrellas procedentes de la rama de gigantes rojas (o post-RGB, por sus siglas en inglés), de la rama horizontal (o post-HB) y de la rama asintótica de gigantes (o post-AGB). Por eso, saber cuál de estos caminos evolutivos es el que han seguido las estrellas subenanas calientes no es una tarea trivial.

    La presencia de nebulosas planetarias alrededor de estas estrellas, implicaría un posible origen post-AGB para estas estrellas. Sin embargo, debido a las finas envolturas de hidrógeno (< 0.02 Msol) que poseen, que hace que su masa total sea prácticamente igual a la masa de su núcleo (~ 0.5 Msol), se cree que éstas son incapaces de ascender la rama AGB.

    A pesar de esto, algunas estrellas subenanas calientes, como ya hemos dicho, sí tienen una nebulosa planetaria. Los primeros sistemas NP+sdO descubiertos datan de finales de los años 70 y principios de los 80. Cuatro nebulosas fueron descubiertas entonces alrededor de las estrellas LSS2018, LSE125, RWT152 y LSS1362. Unos años más tarde, a finales de la década de los 80, varios autores se embarcaron en la búsqueda de más nebulosas planetarias alrededor de estas estrellas, aunque con muy poco éxito. Desde entonces, esta búsqueda (y quizás también el interés por estos sistemas) cesó, principalmente motivado por la falta de nuevas detecciones. Solo unas pocas estrellas centrales de nebulosas planetarias ya conocidas fueron posteriormente catalogadas como sdOs, lo que amplió la muestra a unos 18 sistemas de este tipo.

    En esta tesis, investigamos este campo empleando instrumentación moderna y telescopios de mayor tamaño. Nuestra contribución se centra en la búsqueda y análisis de sistemas NP+sdO y presentamos, por primera vez, un estudio conjunto de los sistemas que se conocen de este tipo. El objetivo principal es tratar de obtener características comunes que puedan trazar un mismo escenario de formación para estos sistemas. Además, presentamos un nuevo catálogo actualizado de las nebulosas planetarias que se conocen en nuestra Galaxia, que ha sido construido con la ayuda de las herramientas del Observatorio Virtual. Este catálogo es una contribución fundamental al campo de las nebulosas planetarias ya que actualmente no se dispone de ninguna base de datos donde se pueda consultar toda la población conocida de estos objetos.

    - Motivación y objetivos de la tesis Esta tesis nace con el principal objetivo de estudiar las nebulosas planetarias alrededor de estrellas sdOs.

    Como ya hemos comentado, estas estrellas son precursoras inmediatas de las enanas blancas, sin embargo, su origen y estado evolutivo continúan siendo tema de debate. La razón es que ocupan una zona muy amplia en el diagrama HR, con temperaturas efectivas (Teff) que van desde los ~ 40000K hasta más allá de los 100000K y gravedades superficiales (logg) entre ~4.0 y ~6.5, por la que pasan trazas evolutivas de diferentes estrellas. Este amplio abanico de posibilidades y la alternativa de escenarios binarios contribuyen a que no exista una teoría única que explique sus orígenes.

    Así pues, la asociación de sdOs con nebulosas planetarias (NPs) es esencial para determinar qué fracción de sdOs podría tener un origen post-AGB. Hasta la fecha, solo se conocen unas pocas sdOs asociadas con NPs. Entre ellas se encuentran las ``clásicas'' LSE125 y LSS2018, LSS1362 y RWT152 , que son las primeras nebulosas que se descubrieron alrededor de estrellas sdO, así como unos pocos casos de estrellas centrales de NPs que han sido clasificadas como sdOs.

    En este contexto, el objetivo principal de esta tesis es dar respuestar a dos cuestiones fundamentales:

    (i) ¿Son o no frecuentes las nebulosas planetarias alrededor de estrellas sdO?. Como ya hemos mencionado, la fracción de sdOs que tienen nebulosa a su alrededor es muy baja (~ 3%). Sin embargo, si las presuntas nebulosas esperadas alrededor de estos objetos son muy débiles, muchas de ellas no se habrían podido detectar. Por lo tanto, para contestar a esta pregunta es necesario obtener imágenes profundas de un muestra amplia de sdOs, que confirmen o descarten la posible presencia de nebulosas planetarias, y que puedan arrojar luz sobre el posible origen post-AGB de estas estrellas.

    (ii) ¿Comparten los sistemas NP+ sdO propiedades comunes?. Como un segundo punto, analizar en profundidad y caracterizar todos los sistemas NP+sdO que se conocen para poder estudiarlos en un marco común, es imprescindible. Así, estudiar sus propiedades físicas, abundancias químicas, cinemática, morfología, etc., con el fin de buscar posibles similitudes, puede ayudarnos a trazar el origen y la evolución de estos objetos.

    - Metodología El primer paso que realizamos antes de comenzar nuestra investigación fue una revisión y búsqueda bibliográfica exhaustiva de todos los trabajos realizados anteriormente en el campo concreto de las estrellas sdOs, nebulosas planetarias y, especialmente, aquellos que trataban ambos objetos conjuntamente. Esto nos permitió definir con precisión cuál era el estado de este campo en el momento de comenzar esta tesis, qué se había investigado, con qué medios, cuáles habían sido los resultados positivos y cuáles las posibles carencias de dichas investigaciones (la mayoría de ellas realizadas en la década de los ochenta). Una de las conclusiones de esta búsqueda bibliográfica fue constatar el bajo número de asociaciones NP+sdO así como la alta dispersión de la información de estos objetos en la bibliografía. Todo ello nos ayudó a establecer el marco concreto de trabajo y planificar la investigación con una aproximación mucho más moderna.

    Con el objetivo de comprobar si el número tan bajo de asociaciones NP+sdO era real o, por el contrario, existía algún tipo de sesgo en las observaciones previas, diseñamos un programa de búsqueda sistemática de nebulosas planetarias alrededor de sdOs conocidas basado en imagen directa y espectroscopia de baja resolución en el rango óptico. Este programa se llevó a cabo a lo largo de tres campañas de observación desde tres observatorios diferentes: dos campañas en el Observatorio de Calar Alto (Almería, España), una en el Observatorio de Roque de los Muchachos (La Palma, España) y otra en el Observatorio de Sierra Nevada (Granada, España). Los instrumentos CAFOS, WFC y CCDT150 se utilizaron en cada uno de estos telescopios, respectivamente. En total se observaron 109 sdOs. Estas observaciones se realizaron siguiendo siempre la misma estrategia: obtención de imágenes profundas en los filtros estrechos Halpha y/o [O III] 5007A, líneas típicas de nebulosas planetarias, con el objetivo de detectar emisión procedente de estas bandas. Aquéllos objetos que pudieran presentar signos de emisión difusa en dichos imágenes, eran subsecuentemente observados con espectroscopia (con el instrumento CAFOS) con el objetivo de determinar la naturaleza de dicha emisión.

    Además de esta búsqueda de nebulosas planetarias alrededor de sdOs, también obtuvimos imágenes y espectros de algunas de las nebulosas planetarias con estrellas centrales sdOs (tanto confirmadas como probables), con el objetivo de constreñir la naturaleza sdO de estas estrellas. Para este trabajo, los instrumentos CAFOS y WFC fueron utilizados. Estas observaciones fueron complementadas, en algunos de los casos, con espectros de rendija larga de alta resolución obtenidos con el instrumento MES del Observatorio de San Pedro Mártir (Baja California, México). Estos espectros permiten construir los llamados mapas de posición-velocidad, que proporcionan información sobre la cinemática interna y morfología de las nebulosas de una manera muy detallada.

    También hicimos uso del instrumentos OSIRIS del Gran Telescopio de Canarias, en el Observatorio de Roque de los Muchachos. Este telescopio de clase 10-m nos ha permitido obtener información de la nebulosa RWT152 (uno de los sistemas NP+sdO) que no es posible obtener con telescopios de clase 2-m. Para ello, obtuvimos imágenes con el filtro sintonizable rojo, que permite variar la longitud de onda transmitida según se requiera, y espectros de resolución intermedia en todo el rango óptico.

    Para la parte más teórica de este trabajo, que fue el análisis espectral de uno de los posibles sistemas NP+sdO con el objetivo de confirmar la naturaleza sdO de su estrella central, hicimos uso de los modelos de atmóferas estelares para estrellas calientes y compactas, desarrollados por el Observatorio Virtual Alemán y accesibles a través del servicio TheoSSA.

    Finalmente, también hemos trabajado con datos de archivo para la compilación de un nuevo catálogo de nebulosas planetarias. Esto ha sido posible mediante el uso de las herramientas del Observatorio Virtual, como Topcat, Aladin, etc., que permiten trabajar con enormes cantidades de datos de una manera eficiente y amigable.

    - Resultados A continuación resumimos brevemente los principales resultados científicos obtenidos durante esta tesis.

    Estos resultados se dividen en una búsqueda de sistemas NP+sdO, el análisis y la caracterización de cinco de estos sistemas (uno de ellos aún sin confirmar) y la compilación de un nuevo catálogo de nebulosas planetarias.

    (i) Búsqueda de sistemas NP+sdO: En el programa observacional de búsqueda de nuevos sistemas NP+sdO, 109 sdOs fueron finalmente observadas. Esta búsqueda fue complementada con una inspección visual de las imágenes públicas del archivo del telescopio WISE para una muestra de 774 sdOs. WISE proporciona imágenes en el infrarrojo medio en cuatro bandas (desde 3.4 a 22 micras). Estas búsquedas dieron como resultado el descubrimiento de una nueva nebulosa planetaria alrededor de la sdO 2M1931+4324. Por otro lado, y como resultado de la búsqueda de estrellas centrales sdOs en nebulosas ya conocidas, clasificamos por primera vez la estrella central de la nebulosa planetaria DeHt2 como sdO y proponemos la misma clasificación para la estrella central de K2-2.

    (ii) 2M1931+4324: Presentamos la detección esta nueva nebulosa, resultado del programa de búsqueda de nebulosas planetarias alrededor de sdOs. Las imágenes revelan una nebulosa extremadamente débil con una morfología compleja, compuesta de una envoltura bipolar y otra elíptica, cuyos ejes son perpendiculares. Además, también es posible reconocer un filamento exterior a estas estructuras, visible solo en la imagen de [O III], lo que sugiere una alta excitación para el mismo. Las regiones internas de la nebulosa también muestran emisión en el infrarojo medio (concretamente a 12 y 22 micras), según revelan las imágenes de archivo del telescopio espacial WISE. El análisis morfo-cinemático de esta nebulosa, obtenido a partir de espectros de rendija larga de alta resolución, es consistente con la presencia de una cavidad bipolar y otra cilíndrica o elipsoidal, cuyos ejes están orientados perpendicularmente a la línea de visión. El espectro nebular, que solo presenta las líneas de emisión Halpha, Hbeta y [O III] 4959, 5007, sugiere una baja excitación para la nebulosa, en contraste con la ausencia de líneas de baja excitación como las de [N II], lo que resulta bastante peculiar, pudiendo sugerir una deficiencia en elementos pesados.

    (iii) Abell36: Las imágenes de esta nebulosa planetaria presentan una morfología elíptica con dos arcos con simetría puntual. El análisisis morfo-cinemático sugiere que varios eventos de eyección pudieron tener lugar en la formación de esta nebulosa planetaria. Proponemos la presencia de una estructura esferoidal inicial que probablemente fue perforado posteriomente por la eyección de dos flujos colimados bipolares y que dieron lugar a los arcos que hoy vemos en las imágenes. Además de las líneas de emisión de hidrógeno y [O III] 4959,5007, el espectro nebular presenta líneas de alta excitación como He II 4686 y [Ar IV] 4711,4740. La estrella central de Abell36 ya estaba previamente clasificada como sdO, clasificación que también confirman nuestros espectros estelares.

    (iv) DeHt2: Las imágenes de esta nebulosa presentan una morfología elíptica con ligeras desviaciones en las regiones polares. Además revelan la existencia de un anillo elíptico que parece estar embebido en la estructura elíptica principal. Las orientaciones de ambas estructuras son bastante diferentes, indicando que el anillo no estaría trazando el plano ecuatorial de la envoltura elíptica principal. El análisis morfo-cinemático de esta nebulosa indica que la formación de la misma ha sido compleja, con al menos dos procesos de eyección diferentes, como el caso de Abell36. Con el objetivo de explicar los sucesos involucrados en esta formación, proponemos una estructura esferoidal inicial con una region en forma de anillo trazando su plano ecuatorial. Probablemente, una posterior eyección bipolar tuvo lugar, deformando el esferoide original, lo que provocó las protuberancias que ahora vemos en las regiones polares de la envoltura elíptica. Además, el espectro nebular presenta las líneas de emisión Halpha, Hbeta, [O III] 4959,5007 y He II 4686, sugirirendo una alta excitación. Sin embargo, la ausencia de otras líneas típicas de alta excitación es muy peculiar, sugiriendo una deficiencia en elementos pesados. Por primera vez, clasificamos esta estrella como una sdO, lo que añade un nuevo sistema NP+sdO objeto a los pocos identificados de este tipo.

    (v) RWT152: Por primera vez presentamos una descripción detallada de la morfología de RWT152. Nuestras imágenes CAFOS/CAHA sugieren una morfología bipolar para esta nebulosa. Esta estructura bipolar es confirmada también por las imágenes posteriores obtenidas con OSIRIS/GTC, las cuales añaden más detalles a esta descripción morfológica. Los lóbulos bipolares están compuestos de pequeñas burbujas o lóbulos menores mientras que una región brillante parece trazar el plano ecuatorial de la nebulosa. Además, la envoltura bipolar aparece rodeada por un débil halo circular desplazado respecto al centro de la nebulosa. El análisis morfo-cinemático derivado de los correspondientes espectros de alta resolución confirma la morfología bipolar de la nebulosa, aunque con algunas desviaciones, posiblemente consecuencia de las pequeñas burbujas que se observan en las imágenes de OSIRIS. El espectro nebular obtenido con CAFOS solo revela las líneas de emisión Halpha, Hbeta y [O III] 4959,5007, como en el caso de la nebulosa 2M1931+4324, sugiriendo una deficiencia en elementos pesados. Para comprobar dicha deficiencia, obtuvimos espectros con OSIRIS/GTC, que confirmaron la presencia de otras líneas de emisión muy débiles de metales doblemente ionizados (e.g., [Ne III], [Ar III] and [S III]) así como de H y He I. Las bajas abundancias químicas obtenidas y la alta velocidad peculiar derivada para este objeto apuntaría a que RWT152 es probablemente una nebulosa del disco grueso o del halo, las llamadas nebulosas tipo III o tipo IV, respectivamente.

    (vi) BD+30º623: Presentamos un análisis espectral de BD+30º623, la estrella central peculiarde la nebulosa planetaria NGC1514. Esta estrella pertenece a un sistema binario compuesto por una estrella fría de tipo A, responsable del espectro de absorción, y una estrella compañera caliente que es la responsable de la fotoionización de la nebulosa y que ha sido clasificada por varios autores como sdO. La presencia de esta compañera caliente es, en muchas ocasiones, apenas perceptible en el espectro óptico lo que dificulta mucho el análisis de ambas componentes. En este trabajo presentamos un nuevo método que hemos desarrollado para el análisis espectral para este tipo de objetos, que nos permite obtener simultáneamente los parámetros atmosféricos de ambas componentes del sistema binario. Esto proporciona, en última instancia, información sobre el origen y el estado evolutivo actual del sistema. A partir del análisis espectral obtenemos que el mejor modelo corresponde a una estrella A0 en la Rama Horizontal con Teff = 9850 +/- 150K, log g = 3.50 +/- 0.25 y una estrella caliente con temperaturas entre los 80000 y los 95000K y log g ~ 5.5. Aunque una naturaleza sdO es la más plausible para la estrella caliente, la determinación de su tipo espectral no ha podido ser determinada con los datos actuales. Este método de análisis nos abre una ventana para poder estudiar sistemas similares.

    (vii) Nuevo catálogo de nebulosas planetarias: Finalmente, presentamos un nuevo catálogo actualizado de nebulosas planetarias conocidas en nuestra Galaxia. Dicho catálogo será de gran utilidad en el campo ya que el útlimo de este tipo fue publicado en el año 2001 y, desde entonces, el número de nuevos descubrimientos se ha incrementado constantemente. Nuestro catálogo tiene en cuenta estos nuevos hallazgos, la mayoría de ellos resultado de grandes proyectos diseñados para buscar nuevas nebulosas planetarias en nuestra Galaxia. Además de esto, hemos diseñado un método de clasificación de estrellas de diferentes clases. El fin último de este procedimiento era tratar de clasificar la muestra completa de estrellas centrales de nebulosas planetarias incluidas en nuestro catálogo, de una manera automática y utilizando datos de archivo. Aunque los criterios seleccionados para dicha clasificación pudieron aplicarse con éxito a la muestra de entrenamiento de estrellas de campo, encontramos dificultades para aplicar esta técnica a la muestra de estrellas centrales. Concluimos entonces que la obtención de espectros es crucial para determinar los tipos espectrales de las mismas.

    - Conclusiones Los resultados de este trabajo nos han permitido profundizar en el conocimiento de los sistemas NP+sdO, un campo que llevaba prácticamente inexplorado desde finales de la década de los ochenta. Las principales conclusiones de este trabajo son:

    (i) Los sistemas NP+sdO son escasos: solo alrededor de 18 sistemas de este tipo se conocen actualmente, lo que representa menos de un 1% de todas las nebulosas conocidas en nuestra Galaxia. Sin embargo, éste solo es un límite inferior, ya que podría estar sesgado principalmente por dos motivos. En primer lugar, no todas las estrellas centrales de nebulosas planetarias han sido clasificadas espectroscópicamente (apenas un 13% lo han sido), por lo que otras sdOs podrían formar parte de la muestra de estrellas centrales que aún está por identificar. En segundo lugar, la debilidad intrínseca de las nebulosas planetarias eyectadas por sdOs, podría reducir de manera considerable la fracción de detección de las mismas, debido a la necesidad de imágenes muy profundas para su detección.

    (ii) Si la evolución de las sdOs se produce muy lentamente, como esperamos para estrellas de muy baja masa, la nebulosa planetaria eyectada podría haberse disipado en el medio interestelar mucho antes de que la estrella central hubiera alcanzado la suficiente temperatura como para ionizarla. Por lo tanto, dichas estrellas podrían haber pasado ya por la fase de nebulosa planetaria pero sin embargo, no hubieran sido detectadas. Esta evolución extremadamente lenta sería compatible con las altas latitudes galácticas a las que se encuentran estos objetos, ya que esta localización implica que son objetos muy viejos desde el punto de vista evolutivo.

    (iii) El estudio detallado llevado a cabo en esta tesis de algunos de los sistemas NP+sdO que se conocen, nos ha permitido estudiar por primera vez las características de estos sistemas en un marco común y extraer conclusiones sobre su formación y origen. Encontramos que la mayoría de las nebulosas tienen un bajo brillo superficial y que se encuentran en un estado evolutivo avanzado. Además, presentan morfologías bipolares y/o elípticas, revelando también otras estructuras complejas así como signos de eyecciones colimadas. Por lo general, sus espectros nebulares sugieren una posible deficiencia de elementos pesados. Finalmente, una alta fracción de estos objetos pertenecen (o podrían pertenecer) a sistemas binarios. Estudios detallados como los llevados a cabo en esta tesis para todos los objetos de la muestra, nos permitiría confirmar estas posibles propiedades para poder trazar el camino evolutivo de estas estrellas.