ABSTRACT A sample of 46 stars, host of exoplanets, is used to search for a connection between their formation process and the formation of the planets rotating around them. Separating our sample into two, stars hosting high-mass exoplanets (HMEs) and low-mass exoplanets (LMEs), we found the former to be more massive and to rotate faster than the latter. We also found the HMEs to have higher orbital angular momentum than the LMEs and to have lost more angular momentum through migration. These results are consistent with the view that the more massive the star and the higher its rotation, the more massive was its protoplanetarys disk and rotation, and the more efficient was the extraction of angular momentum from the planets.

RESUMEN Una muestra de 46 estrellas que albergan exoplanetas se usa para la búsqueda de una conexión entre su proceso de formación y el proceso de formación de los planetas que las orbitan. Separamos nuestra muestra en dos: estrellas que albergan exoplanetas de baja masa (LME) y de alta masa (HME); encontramos que las estrellas con HMEs rotan preferentemente alrededor de estrellas con alta masa y con mayor rotación que las estrellas con LMEs. También encontramos que las HMEs tienen un momento angular orbital más alto que las LMEs y que perdieron más momento angular durante su migración. Nuestros resultados son congruentes con un modelo en el cual las estrellas más masivas con alta rotación forman discos protoplanetarios más masivos que también rotan mas rápido, y que además son más eficientes en disipar el momento angular de sus planetas.

Abstract In this work we estimate the star formation rate (SFR) through 333 LongGRBs detected by Swift. This investigation is based on the empirical model proposed by Yüksel et al. (2008). Basically, the SFR is estimated using long-GRBs considering that they have a stellar origin based on the collapsar model or the collapse of massive stars (hypernovae) M > 20M⊙. The analysis starts with the study of ε(z) which accounts for the long-GRBs production rate and is parameterized by ε(z) = ε0(1 + z)δ, where ε0 includes the SFR absolute conversion to GRBs rate in a luminosity range already defined and δ is a dynamical parameter which changes at different regions of redshift; it accounts for the SFR slope which is obtained by an analysis of linear regression over our long-GRBs sample. The results obtained provide evidence that supports our proposal to use Long-GRBs as tracers of SFR.

Resumen En este trabajo se estima la tasa de formación estelar (SFR) mediante el análisis de una muestra de 333 Gamma Ray Bursts (GRBs) largos detectados por Swift. Este estudio se basa en el modelo empírico propuesto por Yüksel et al. (2008). Básicamente, la SFR se calcula utilizando GRBs largos tomando en consideración que son originados según el modelo collapsar o del colapso de estrellas masivas tipo hipernova (M > 20M⊙). El análisis parte del estudio de ε(z) que representa la tasa de producción de GRBs largos, parametrizándolo de la forma ε(z) = ε0(1+z)δ, donde ε0 incluye la conversión absoluta de la SFR a la tasa de GRB en un intervalo de luminosidad de GRB dado, y el índice δ es un parámetro dinámico que cambia con z y representa la pendiente de la traza dejada por la SFR. Los resultados favorecen la propuesta usar a los GRBs largos como trazadores de la SFR.

Abstract We present an analysis of the IRAS 08589−4714 star-forming region. This region harbors candidate young stellar objects identified in the WISE and Herschel images using color index criteria and spectral energy distributions (SEDs). The SEDs of some of the infrared sources and the 70 μm radial intensity profile of the brightest source are modeled using the DUSTY code. For these objects, we estimate the main parameters, which suggest that they are very young, massive and luminous objects at early stages of the formation process. We use the emission distribution in the infrared at 70 and 160 μm to estimate the dust temperature gradient. This suggests that the nearby massive starforming region RCW 38, located at ≈10pc from the IRAS source position, may be contributing to the photodissociation of the molecular gas and to the heating of the interstellar dust in the environs of the IRAS source.

Resumen Se presenta un análisis de la región de formación de estrellas masivas IRAS 08589−4714. Esta región alberga candidatos a objetos estelares jóvenes, los cuales fueron identificados en las imágenes de WISE y Herschel empleando criterios basados en índices de color y distribuciones espectrales de energía (SEDs). Las SEDs de algunas de las fuentes y el perfil radial de intensidad en 70 μm de la fuente más brillante se modelan mediante el código DUSTY. Para estos objetos, se estimaron los principales parámetros físicos, los cuales indican que se trata de objetos muy jóvenes y masivos en las primeras etapas del proceso de formación. Se emplea la distribución de la emisión en el infrarrojo en 70 y 160 μm para estimar el gradiente de temperatura del polvo. Esto indica que la región de formación estelar RCW 38 (a ≈10 pc de la fuente IRAS), podría contribuir a la foto-disociación del gas molecular y al calentamiento del polvo interestelar en las inmediaciones de la fuente IRAS.

We present chemical evolution models of the Galactic disk with different Z dependent yields. We find that a moderate mass loss rate for massive stars of solar metallicity produces an excellent fit to the observed C/H and C/O gradients of the Galactic disk. The best model also fits: the H, He, C, and O abundances derived from recombination lines of M17, the protosolar abundances, and the C/O-O/H, C/Fe-Fe/H, and O/Fe-Fe/H relations derived from solar vicinity stars. The agreement of the model with the protosolar abundances implies that the Sun originated at a Galactocentric distance similar to the one it has now. Our model for r = 3 kpc implies that a fraction of the stars in the direction of the bulge formed in the inner disc. We obtain a good agreement between our model and the C/O versus O/H relationship derived from extragalactic H II regions in spiral galaxies.

Presentamos modelos de evolución química del disco galáctico con diferentes rendimientos dependientes de Z. Encontramos que una tasa moderada de pérdida de masa en estrellas masivas de metalicidad solar produce un excelente ajuste con los gradientes de C/H y C/O del disco de la Galaxia. El mejor modelo reproduce: las abundancias de H, He, C y O derivadas de líneas de recombinación en M17, las abundancias protosolares y las relaciones C/O-O/H, C/Fe-Fe/H y O/Fe-Fe/H derivadas de estrellas de la vecindad solar. La concordancia del modelo con las abundancias protosolares implica que el Sol se originó a una distancia galactocéntrica similar a la actual. El modelo para r = 3 kpc implica que una fracción de las estrellas en la dirección del bulbo se formó en el disco interno. Nuestro modelo reproduce la relación C/O-O/H derivada de regiones H II extragalácticas en galaxias espirales.

A generation of stars which formed from primordial nearly pure H/He gas, the so-called first stars or Population III stars, must have existed since heavy elements can only be synthesized in the interior of the stars. These stars were responsible for the initial heavy elements enrichment of the intergalactic medium. In this work we analyze the possible outcome of the evolution of very massive Population III stars and whether their final fate can avoid the pair instability supernovae explosion. We have recently calculated the evolution and nucleosynthesis of mass losing very massive population III stars during the hydrogen and helium burning phases, and proposed a new scenario for the first stars in the universe. According to this scenario, the first stars were born very massive, but evolve with mass loss, and its possible endpoint is a hypernovae stage. At low metallicity the effects on the presupernova structure depends on the initial mass and the mass loss rate during the main sequence evolution. Presupernova stars of lower metallicity have different characteristics depending if they are galactic or pregalactic, and if they evolve without or with mass loss. When these stars evolve with mass loss, their convective core size increase and their helium- or carbon-oxygen core mass decreases. Then, the stars could explode like hypernovae or supernovae.

Una primera generación de estrellas formada de gas primordial casi puro de H y He, las llamadas primeras estrellas o estrellas de Población III, debió haber existido ya que los elementos pesados solo pueden ser sintetizados en el interior de las estrellas. Estas estrellas fueron responsables del enriquecimiento inicial del medio intergaláctico en elementos pesados. En este trabajo, analizamos el posible desenlace de la evolución de estrellas muy masivas de la Población III y cuando, su destino final, puede evitar la explosión de supernova por inestabilidad de pares. Recientemente hemos calculado la evolución y nucleosíntesis de estrellas muy masivas de población III con pérdida de masa durante los quemados de hidrógeno y helio, y propuesto un nuevo escenario para las primeras estrellas del universo. De acuerdo a este escenario, las primeras estrellas nacieron muy masivas pero evolucionaron con perdida de masa terminando su vida como hipernovas. A baja metalicidad los efectos de la estructura presupernova depende de la masa inicial y de la tasa de perdida de masa durante la secuencia principal. Las estrellas de presupernova de baja metalicidad tienen diferentes características dependiendo de si son galácticas o pregalácticas y si evolucionan con o sin pérdida de masa. Cuando evolucionan con pérdida de masa, el tamaño de su núcleo convectivo aumenta y las masas de sus nucleos de helio o de carbono-oxígeno disminuyen. Por consiguiente, estas estrellas podrían explotar como supernovas o hipernovas.

Massive main sequence stars are fast rotators [1] but most of up to date evolutionary stellar models do not take account this important physical process. Stellar rotation affects the massive stellar evolution due to the rotationally induced mixing processes, the increase of mass loss rates, etc. [2] and stellar rotation also affects the circumstellar medium due to stellar wind interaction. The parameters of stellar wind depend on stellar luminosity, mass, radius and metallicity so the wind parameters change as the star evolves coupling the evolution of circumstellar medium to the star itself. In this work we used the stellar code STERN to investigate the evolution of a 29 M<img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmf/v54s2/a15s1.jpg"> massive star with solar composition including rotation and no-rotation with the same input physics, in order to study the effect of rotation in stellar evolution and their circumstellar medium. We observe that rotating star develops a Wolf-Rayet phase whereas the non-rotating star does not. We use the output of stellar code as inner boundary conditions in the hydrodynamical code ZEUS-3D to simulate the dynamical behavior of circumstellar medium around each star. As consequence of evolutionary changes induced by rotation the pre-supernova circumstellar medium is quite different for the same progenitor mass.

Las estrellas masivas son rotadores rápidos [1]. Sin embargo, la mayoría de los modelos estelares recientes no toman en cuenta este importante proceso físico. La rotación estelar afecta la evolución de las estrellas masivas debido a los procesos de mezclado inducidos por rotación, al incremento en las tasas de pérdida de masa, etc. [2] a la vez que también impacta en el medio circunestelar debido la interacción del viento con el gas alrededor de la estrella. Los parámetros del viento estelar dependen de las características estelares como la luminosidad, masa, radio y metalicidad por lo que los parámetros del viento cambian conforme la estrella evoluciona, acoplando la evolución del medio circunestelar a la estrella misma. En este trabajo usamos el código estelar STERN para investigar la evolución de una estrella masiva de 29 M<img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmf/v54s2/a15s1.jpg"> con composición solar en dos modelos con las mismas características físicas excepto por la inclusión de rotación en uno de ellos, con el fin de estudiar el efecto de la rotación en la evolución estelar y el medio circunestelar. Observamos que la estrella en rotación desarrolla fase Wolf-Rayet mientras que la estrella sin rotación no. Usamos los datos de salida del código estelar como condiciones de frontera internas en el código hidrodinámico ZEUS-3D para simular el comportamiento dinámico del medio circunestelar alrededor de cada estrella. Observamos que como consecuencia de los cambios evolutivos inducidos por la rotación estelar el medio circunestelar pre-supernova es muy diferente para dos estrellas progenitoras de la misma masa inicial.

We discuss problems with some observational estimates indicating long protostellar core lifetimes and large stellar age spreads in molecular clouds. We also point out some additional observational constraints which suggest that protostellar cores do not have long lifetimes before collapsing. For external galaxies, we argue that the widths of spiral arms do not imply a long star-formation process, since the formation of massive stars will disrupt molecular clouds, move material around, compress it in other regions which produce new star-forming clouds. Thus, it seems unavoidable that this cyclical process will result in an extended period of enhanced star formation, which does not represent the survival time of any individual molecular cloud. We argue that the rapid star formation indicated observationally is also easier to understand theoretically than the traditional scenario of slow quasi-static contraction with ambipolar diffusion.

Discutimos los problemas que presentan algunas estimaciones observacionales que indican tanto tiempos de vida largos para los núcleos densos protoestelares, como grandes dispersiones de las edades de las estrellas asociadas a nubes moleculares. Notamos algunas restricciones observacionales que sugieren que los nucleos densos no tienen tiempos de vida largos antes de colapsar. Para galaxias externas, argumentamos que los anchos de los brazos espirales no implican un proceso de formación estelar largo, ya que la formación de estrellas masivas debe romper las nubes moleculares, mover el material y comprimirlo en otras regiones para producir nuevas regiones de formación estelar. Así, parece inevitable que este proceso cíclico tenga como resultado un período de formación estelar extendido, el cual no representa la longevidad de una nube molecular individual. Argumentamos que la formación estelar rápida indicada observacionalmente es también más fácil de entender teóricamente que el escenario de contracción cuasiestática lenta vía la difusión ambipolar.

Far, far away from Earth, there are extremely dense objects in the sky from which we can only begin to learn about with the aids of modern telescopes. These objects once were bright stars which have evolved to their final destiny marked by their original mass. Massive stars go through a supernova stage and end up as the highest density objects of the Universe, called Neutron Stars, or simply as Black Holes. Here we make emphasis on neutron stars characteristics, such as flashing pulses, sudden changes in their angular velocity known as glitches, or the cooling process they all go through. We will briefly mention less known facts related to very young neutron stars with highly intense magnetic fields called "magnetars", or to the brightests explosions in the universe called "gamma ray bursts", which are probably related either to giant supernovas or to binary system collapse that involve neutron stars.

Mucho más allá de la Tierra existen objetos celestes sumamente densos que sólo con la ayuda de los telescopios modernos empezamos a conocer. Estos objetos alguna vez fueron estrellas brillantes que han evolucionado a su destino final marcado por su masa original. Las estrellas más masivas pasan por ser supernovas y acaban transformándose en los objetos más densos del Universo llamados estrella de neutrones, o simplemente en un agujero negro. Aquí hacemos énfasis en las características de las estrellas de neutrones, tales como los pulsos centelleantes, cambios bruscos en su velocidad angular conocidos como glitches, o el proceso de enfriamiento que todas recorren. Brevemente mencionamos hechos menos conocidos y relacionados con estrellas de neutrones muy jóvenes con campos magnéticos muy intensos llamadas "magnetares", o las explosiones más energéticas del universo observadas como "destellos de rayos gamma", las cuales muy probablemente están emparentadas con las supernovas gigantes o con el colapso de sistemas binarios que involucran estrellas de neutrones.

Star formation and accretion calculations have recently suggested that the first stars are composed of Very Massive Stars (VMS). On the other hand, very massive supernovae (SN) explosion calculations have suggested that the VMS hypothesis is inconsistent with abundance determinations in Extremely Metal Poor (EMP) stars. As an alternative scenario, we propose that the first stars are born very massive but their mass reduced to the Massive Star (MS) range during their hydrogen and helium burning phases. In this paper we present some details of Zero Age Main Sequence (ZAMS) models and evolutionary calculations of a mass losing 5OOM <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s1/a11s1.jpg">Pop III star. The results indicate that VMS have very high effective temperatures, a large ratio of radiation to total pressure and a luminosity close to the Eddington luminosity and hence, we expect them to have significant radiation driven winds. For conservative evolution our evolutionary tracks are similar to those found in the literature but with the introduction of mass loss the evolution changes strongly and we have shown that VMS can reduce its mass to the MS range if the mass loss parameter N is equal or greater than ~ 300. We have estimated the total amount of matter ejected through winds until the end of the helium burning phase. The proposed scenario suggests that the first stars are born VMS but transformed into MS during their hydrogen and helium burning phases, end as black holes or hypernovae producing the Fe-rich and r-poor abundances observed in EMP stars, and that could be connected to low redshift gamma-ray bursts and the reionization of the Universe.

Cálculos recientes de formación estelar y acreción han sugerido que las primeras estrellas están compuestas de Estrellas Muy Masivas (VMS). Por otro lado, cálculos de explosiones de supernovas muy masivas (SN) han sugerido que la hipótesis VMS es inconsistente con determinaciones de abundancias en estrellas Extremadamente Pobres en Metales (EMP). Como un escenario alternativo proponemos que las primeras estrellas nacen como muy masivas, pero su masa es reducida al rango de las estrellas masivas (MS) durante sus fases de quemado de hidrógeno y helio. En este artículo presentamos algunos detalles de modelos de edad cero de la secuencia principal (ZAMS) y cálculos evolutivos de una estrella Pop III de 5OOM <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s1/a11s1.jpg">con pérdida de masa. Los resultados indican que las VMS tienen temperaturas efectivas muy altas, una alta razón de la presión de radiación a la presión total y una luminosidad cercana a la luminosidad de Eddington y por lo tanto, esperamos que estas estrellas tengan vientos significativos impulsados por radiación. Para evolución conservativa nuestras trayectorias evolutivas son similares a las encontradas en la literatura, pero cuando se introduce pérdida de masa, la evolución cambia fuertemente y hemos demostrado que las VMS pueden reducir su masa al rango de las MS si el parámetro TV de pérdida de masa es igual o mayor que ~ 300. Hemos estimado la cantidad total de materia expulsada a traves de vientos hasta el final de la fase de quemado de helio. El escenario propuesto sugiere que las primeras estrellas nacen como VMS pero son transformadas en MS durante las fases de quemado de hidrógeno y helio, acaban como agujeros negros o hipernovas produciendo las abundancias ricas en Fe y pobres en elementos r que son observadas en estrellas EMP, y que podrían estar relacionadas con ráfagas de rayos gamma con corrimiento al rojo bajo y la reionización del Universo.