Radiación UV en estrellas frías
Desde 1966, se realizan sistemáticamente mediciones de los flujos en los centros de las líneas de Ca II H y K (a 3968 y 3934 Å) en 2200 estrellas de tipo dF a dK, lo que constituye la base de datos más extensa para el estudio de actividad estelar disponible hasta el momento. Dado que las líneas ultr...
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| Formato: | Tesis doctoral publishedVersion |
| Lenguaje: | Español |
| Publicado: |
Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales
2007
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| Materias: | |
| Acceso en línea: | https://hdl.handle.net/20.500.12110/tesis_n4215_Buccino |
| Aporte de: |
| Sumario: | Desde 1966, se realizan sistemáticamente mediciones de los flujos en los centros de las líneas de Ca II H y K (a 3968 y 3934 Å) en 2200 estrellas de tipo dF a dK, lo que constituye la base de datos más extensa para el estudio de actividad estelar disponible hasta el momento. Dado que las líneas ultravioletas de Mg II h y k (a 2803 y 2796 Å) se forman de manera similar a las líneas de Ca II, son también buenos indicadores de la actividad magnética, y son especialmente útiles para estudiar los procesos que ocurren en la alta fotosfera y en la cromosfera, ya que tienen la ventaja de ser más sensibles a la actividad cromosférica que las líneas de Ca II. El satélite International Ultraviolet Explorer (IUE) provee una extensa base de espectros en alta y baja dispersión tomados en el rango de longitud de onda de 1150 a 3350 A entre 1978 y 1995. Uno de los objetivos principales de esta tesis es incorporar las observaciones IUE al análisis de actividad magnética de estrellas dF a dM y combinar los registros de actividad derivados de estos espectros con los tomados en el rango visible. Con este fin, medimos los flujos en los centros de las líneas de Mg II y el continuo UV cercano a estas líneas sobre todos los espectros IUE de alta resolución correspondientes a estrellas dF a dK, lo que equivale a un total de 1623 espectros de 259 estrellas. A partir de estos datos, obtuvimos una relación logarítmica entre el continuo UV promedio y el color B - V de la estrella. Por otra parte, obtuvimos una calibración entre el índice de Mount Wilson S y el flujo en los centros de las líneas de Mg II medidos sobre espectros IUE de alta y baja resolución que depende del color B - V de la estrella. Como aplicación de las calibraciones obtenidas, combinamos los índices de Mount Wilson derivados de espectros IUE con los obtenidos de espectros tomados en CASLEO y en CTIO. Con estos datos analizamos el nivel de actividad a lo largo de décadas y las variaciones de corto plazo de 8 estrellas de tipo solar (HD 1835, β Hydri, τ Ceti, є Eri, HD 115383, α Cen A y B, ξ Boo A), de 3 estrellas dM (AD Leo, EV Lac y HD 119850) y de 2 estrellas binarias interactuantes de tipo RS CVn (HD 22468 y HD 210334). Confirmamos los ciclos de actividad de β Hydri (HD 2151), є Eri (HD 22049) y HD 210334 y encontramos un ciclo magnético en α CenB (HD 128621). Además, obtuvimos una estructura de dos ciclos cromosféricos en HD 22468, cuyos periodos coinciden con los derivados de observaciones fotométricas. Por otra parte, la radiación UV cumplió un rol primordial en el origen de la vida en la Tierra. Se presume que fue una de las principales fuentes de energía en los procesos de biogénesis y que, por otro lado, su carácter dañino pudo haber sido un factor de selección importante en la evolución de los sistemas biológicos. Dado que la radiación UV puede inhibir la fotosíntesis y dañar el material genético, puede también restringir el origen de la vida en otros planetas. En la segunda parte de la tesis se utilizaron los espectros IUE para analizar el impacto biológico de la radiación UV en planetas extrasolares. Basándonos en el principio de mediocridad, definimos una zona de habitabilidad UV que restringe la zona de habitabilidad tradicional, donde se requiere que el agua se encuentre en estado líquido. Aplicamos el criterio de habitabilidad UV a las estrellas de tipo solar que albergan planetas y que fueron observadas por el satélite IUE. En el caso de las estrellas tardías la radiación UV es insuficiente para generar el proceso de biogénesis, mientras que en las estrellas dF pueden existir regiones dentro de la zona de habitabilidad de agua líquida donde la radiación UV sea tan alta que dañe el ADN. Finalmente, analizamos la zona de de habitabilidad UV alrededor de estrellas dM y el rol biológico de sus fulguraciones. Obtuvimos que, en general, planetas alrededor de estrellas dM en estado quiescente recibirán una cantidad de radiación UV insuficiente para iniciar la síntesis de moléculas complejas. Por otra parte, si bien las fulguraciones son eventos esporádicos y de corta duración, obtuvimos que una fulguración moderada emitida por una estrella dMe podrá entregar la energía necesaria para generar la vida en planetas de tipo terrestre ubicados en la zona de habitabilidad de agua líquida. |
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