Estudio espectrofotométrico para determinar la etapa evolutiva de una muestra de estrellas de la presecuencia principal

Realizamos un estudio espectro-fotométrico de una muestra de estrellas jó venes de baja masa (entre 0.5 hasta 3 masas Solares), con tipos espectrales G-K y algunas M, en asociaciones cercanas al Sol (20-200pc). Medimos el exceso presente en el ultravioleta (365nm) y el ancho equivalente de la línea Hα y vemos que para estrellas de tipo espectral temprano M y tardías K, este aumenta notablemente. Con el objetivo de explicar este exceso se presentan dos posibles escenarios 1) Actividad cromosférica, debido a que antes de la secuencia principal, en el centro de las estrellas comienza a desarrollarse una delgada capa en la interfase entre el núcleo radiativo rotante y la zona convectiva, la cual facilita la producció n contínua de campo magnético y por lo tanto incrementa el nivel de actividad magnética en la cromó mosfera, responsable del exceso observado y 2) a los procesos de acreció n presente en las estrellas TTauri que presentan un disco de gas y polvo que es acretado hacia ellas por medio de las líneas de campo magnético. Debido a la ambigüedad presente en los indicadores de estos dos efectos ya que estos afectan las mismas líneas de emisió n, es difícil distinguir cuál de estos procesos esta dominando y determinar la etapa evolutiva en la que se encuentran estas estrellas. Nosotros encontramos que los excesos en la magnitud U (MgU) dependen del tipo espectral siendo mayores para las estrellas tempranas M y establecimos que los mayores excesos se encuentran en las estrellas con índice de color B-V > 0.8. Este resultado se muestra acorde con índice B-V para el cual ocurre la transició n de absorció n a emisió n en la línea Hα. Proponemos que las estrellas de nuestra muestra que presentan un exceso mayor de 0.22 MgU, son estrellas que están en la fase TTauri (10 millones de años) asídistinguimos la etapa evolutiva de la muestra