Influencia del proceso de recombinación dielectrónica del MgII en el continuo infrarrojo de las estrellas Be

Las estrellas de tipo espectral B son estrellas calientes, con temperaturas efectivas que oscilan entre 10000K y 21000K y radios entre 2.5Rₛ y 7Rₛ. Aproximadamente un 20% de estas estrellas exhiben líneas de emisión en la región espectral visible, llamándose por ello estrellas Be; las que, además, muestran líneas prohibidas en emisión, son conocidas como estrellas B[e]. Las líneas en emisión no son la única manifestación del llamado ” fenómeno Be”, es un hecho observacional que la mayoría de las estrellas Be y B[e] presentan en sus espectros un exceso de flujo, con respecto al de una estrella B normal del mismo tipo espectral, en la zona del infrarrojo. Este exceso varía en magnitud y forma de estrella a estrella, obedeciendo, sin embargo, ciertas tendencias que pueden deducirse del análisis de las observaciones: • La mayoría de las estrellas Be presentan un exceso en el índice de color (K-L) de unas décimas de magnitud; las estrellas B[e] (con líneas de emisión prohibidas en sus espectros), en cambio, muestran excesos mayores que una magnitud (Alien, 1977). • Dentro del grupo de las estrellas Be, exhiben mayor exceso las de tipo espectral más temprano (Gehrz y otros,1974). • Las estrellas Be que tienen en emisión las últimas líneas de la serie de Paschen, muestran un flujo en los 10^ siete veces mayor que el flujo de una estrella B normal; mientras que, las estrellas que presentan el final de la serie de Paschen en absorción, tienen un flujo sólo 2.5 veces mayor (Briot,1977). Para explicar el origen de este exceso se han desarrollado varias teorías que permiten interpretar satisfactoriamente sólo parte de las observaciones: • Emisión debida a procesos libre-libre(f-f) y libre-ligado(f-b) de átomos de H, que tienen lugar en ciertas zonas de la envoltura estelar. • Reemisión térmica desde partículas de polvo presentes en la envoltura estelar. • Emisión de un continuo adicional debido a la presencia de una compañera fría. Este trabajo propone como una nueva alternativa para interpretar las observaciones, un proceso atómico no tenido en cuenta hasta ahora: recombinación dielectrónica del MgII, proceso que tendría lugar en la envoltura templada. Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Doctor en Astronomía